Estrellas Compactas:

Enanas rojas, enanas blancas, estrellas de neutrones, agujeros negros: esta es una lista de objetos en la que cada uno es más pequeño, más denso y más extremado en sus condiciones físicas que el anterior. La compactación es el resultado de la familiar fuerza de la gravedad, pero las condensadas estrellas que resultan están más allá de nuestra experiencia normal. Un pedazo del tamaño de una caja de fósforos del material de una enana blanca contendría la misma masa que un barco de guerra, mientras que la misma masa del material de una estrella de neutrones ocuparía el espacio de una cabeza de alfiler. Un agujero negro está tan colapsado, que tamaño y densidad ya no tienen significado alguno.

Una enana blanca, que es una estrella de un tamaño cercano al de la Tierra, pero con una masa similar a la del Sol, está impedida de encogerse más por la 'presión degenerada de electrones' --- los electrones libres no pueden empacarse más juntos. En algunas estrellas, usualmente más masivas que las enanas blancas, esta barrera es vencida por la combinación de electrones con protones para formar neutrones, que se empacan aún mas apretadamente, resultando en una estrella de neutrones. Una estrella de neutrones tiene una masa cercana a la del Sol, pero tiene sólo unos 30 Km de diámetro. Una estrella tan diminuta tiene una muy pequeña área superficial, y no puede emitir mucha de la radiación térmica que hace brillar a las estrellas normales; aún así, algunas estrellas de neutrones pueden ser observadas a grandes distancias debido a un tipo completamente diferente de radiación, una señal de radio pulsando regularmente. Estas son las pulsares.

En las cuatro imagenes abajo soló se va la nebulosa sincrotrónica y el pulsar, particularmente brillante en rayos X (más otras estrellas en la imagen óptica). Note que el tamaño de la nebulosa va decreciendo conforme la observamos a energías cada vez más altas: esto se debe al que los electrones que energetizan la nebulosa provienen del pulsar y van perdiendo su energía durant su viaje y por lo tanto pueden emitir a energías más altas al principio (esta energía que pierden es precisamente la radiación sincrotrónica que estamos viendo)

Optico   Imagen del HST, Hubble Space telescope, NASA

Ultravioleta Cercano   Imagén del UIT en Astro-1: Ultraviolet Imaging Telescope, NASA

Ultravioleta Lejano   Imagén del UIT en Astro- Ultraviolet Imaging Telescope, NASA

Rayos X Suaves   Imagén de ROSAT, NASA-HEASARC

Qué Son Pulsares?

Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por Anthony Hewish y Jocelyn Bell en el observatorio de radio astronomía (ahora el Nuffield Radio Astronomy Observatory) en Cambridge. Su emisión de radio característica es una serie uniforme de pulsos, separados con gran precisión, con períodos entre unos pocos milisegundos y varios segundos. Se conocen más de 300, pero sólo dos, la Pulsar del Cangrejo, y la Pulsar de la Vela, emiten pulsos visibles detectables. Se sabe que estas dos también emiten pulsos de rayos gamma, y una, la del Cangrejo, también emite pulsos de rayos-X.

La regularidad de los pulsos es fenomenal: los observadores pueden ahora predecir los tiempos de llegada de los pulsos con antelación de un año, con una precisión mejor que un milisegundo.
Cómo puede una estrella comportarse como un reloj tan preciso?
La única posibilidad para una repetición tan rápida y precisa, es que la estrella esté rotando rápidamente, y emitiendo un haz de radiación que barre alrededor del cielo como un faro, apuntando hacia el observador una vez por cada rotación. El único tipo de estrella que puede rotar suficientemente rápido sin estallar debido a su propia fuerza centrífuga, es una estrella de neutrones.

Las pulsares son estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas, con campos de intensidad que alcanza los 100 millones de Tesla (1 millón de millones de Gauss, comparado con menos de 1 Gauss para el campo magnético de la Tierra). La rápida rotación, por tanto, las hace poderosos generadores eléctricos, capaces de acelerar las partículas cargadas hasta energías de mil millones de millones de Voltios. Estas partículas cargadas son, en alguna forma aún desconocida, responsables por el haz de radiación en radio, luz, rayos-X, y rayos gamma. Su energía proviene de la rotación de la estrella, que tiene por tanto que estar bajando de velocidad. Esta disminución de velocidad puede ser detectada como un alargamiento del período de los pulsos. Típicamente, la rata de rotación de una pulsar disminuye en una parte por millón cada año: la Pulsar del Cangrejo, que es la más joven, y la más energética conocida, disminuye en una parte en dos mil cada año.

Cuántos Pulsares Hay En Nuestra Galaxia?

Los pulsares se han encontrado principalmente en la Vía Láctea, dentro de cerca de unos 500 años-luz del plano de la Galaxia. Un escrutinio completo de los pulsares en la Galaxia es imposible, puesto que los pulsares débiles solo pueden ser detectados si están cercanos. Los sondeos de radio ya han cubierto casi todo el cielo, y más de 300 pulsares han sido localizados. Sus distancias pueden medirse a partir de un retardo en los tiempos de llegada de los pulsos observados en las radio frecuencias bajas; el retardo depende de la densidad de los electrones en el gas interestelar, y de la distancia recorrida. Extrapolando a partir de esta pequeña muestra de pulsares detectables, se estima que hay al menos 200.000 pulsares en toda nuestra Galaxia. Considerando aquellos pulsares cuyos haces de faro no barren en nuestra dirección, la población total debería alcanzar un millón.

Cada pulsar emite durante cerca de cuatro millones de años; después de este tiempo ha perdido tanta energía rotacional que no puede producir pulsos de radio detectables. Si conocemos la población total (1.000.000), y el tiempo de vida (4.000.000 de años), podemos deducir que un nuevo pulsar debe nacer cada cuatro años (asumiendo que la población permanece estable).

Muy recientemente se han encontrado pulsares en cúmulos globulares. Se piensa que han sido formados allí por la acreción de materia en estrellas enanas blancas en sistemas binarios. Otros pulsares nacen en explosiones de supernovas. Si todos los pulsares fuesen nacidos en explosiones de supernovas, podríamos predecir que debería haber una supernova en nuestra Galaxia cada cuatro años. Estas son eventos espectaculares, y esperaríamos ver más de ellos, si uno ocurre cada cuatro años. La última supernova observada directamente en nuestra Galaxia, fue la supernova de Kepler en el año 1604, pero sabemos que ocurren otras que son menos espectaculares, o que son ocultadas de nosotros por nubes de polvo interestelares. No está todavía claro, si la rata de nacimiento de las pulsares y la rata de aparición de las supernovas pueden ser completamente reconciliadas, o cuántas pulsares pudieran formarse fuera de los cúmulos globulares, en sistemas binarios.

Nebulosa del cangrejo

 
El  Pulsar del Cangrejo:

La Nebulosa del Cangrejo es el residuo visible de una explosión de supernova que fue observada en el 1054 por astrónomos Chinos y Japoneses. Cerca del centro de la Nebulosa está la Pulsar del Cangrejo, que es la pulsar más energética conocida. Gira 30 veces por segundo, y está muy fuertemente magnetizada. Por lo tanto actúa como una estación celeste de generación de energía, generando suficiente energía como para mantener radiando a toda la Nebulosa en prácticamente todo el espectro electromagnético.

La pulsar del Cangrejo irradia dos pulsos por revolución: el perfil de este doble pulso es similar en todas las radio frecuencias por arriba de 30 MHz, y en las zonas ópticas, de rayos-X, y de rayos gamma del espectro, cubriendo al menos 49 octavas en longitud de onda.

Su luz visible es suficientemente poderosa como para que la pulsar aparezca en las fotografías de la Nebulosa, donde se la ve como una estrella de magnitud cercana a 16. Las fotografías normales promedian los pulsos, pero las técnicas estroboscópicas pueden mostrar la estrella separadamente en sus condiciones 'encendida' y 'apagada'.

La Pulsar Binaria y la Relatividad General:

Muchas estrellas son miembros de sistemas binarios, en los que dos estrellas orbitan una alrededor de la otra, con períodos de algunos días o años. Si una de estas estrellas es una estrella de neutrones, el par puede orbitar tan cercanamente que la atracción gravitacional entre ellas es muy grande, y pueden observarse algunos efectos poco usuales. Se conocen varios sistemas binarios en los que la otra estrella es una gigante; en estos casos la estrella de neutrones puede atraer gas de las regiones exteriores de su compañera, y una corriente de gas cae con gran energía sobre la superficie de la estrella de neutrones. Estos sistemas se observan como fuentes de rayos-X. Algunas de las fuentes de rayos-X muestran variaciones periódicas al rotar la estrella de neutrones: estos son las llamadas 'pulsares de rayos-X'.

Un sistema binario, conocido como PSR 1913+16, consiste de dos estrellas de neutrones, tan juntas que su período orbital es de sólo 775 horas. No hay corrientes de gas entre estas estrellas, que interactúan sólo por su mutua atracción gravitacional. La órbita de una de ellas puede ser descrita en gran detalle, debido a que es una pulsar.
El período de esta pulsar es de 59 milisegundos, y produce una muy estable serie de pulsos con una rata de deceleración inusualmente baja. Es, de hecho, un preciso reloj moviéndose muy rápidamente en un fuerte campo gravitatorio, que es la clásica situación requerida para una comprobación de la Teoría General de la Relatividad de Einstein.

Según la teoría dinámica no-relativista, o Newtoniana, las órbitas de ambas estrellas deberían ser elipses con una orientación fija, y el período orbital debería ser constante. Las mediciones de los tiempos de llegada de los pulsos han mostrados diferencias significativas con las simples órbitas Newtonianas. La más obvia es que la órbita precesa por 42 grados al año.
Hay también un pequeño, pero muy importante, efecto sobre el período orbital, que se sabe está reduciéndose en 89 nanosegundos (menos de una diez-millonésima de segundo) en cada órbita.

El período orbital en reducción representa una pérdida de energía, la que sólo puede descontarse por medio de radiación gravitacional. Aún cuando la radiación gravitacional en sí misma nunca ha sido observada directamente, las observaciones de la PSR 1913+16 han provisto buena prueba de su existencia. Es apropiado que este descubrimiento, que es una confirmación adicional de las predicciones de la Teoría General de la Relatividad, fuera anunciado en 1979, que fue el centenario del nacimiento de Einstein.

                                                                      más a fondo.....

Las estrellas de neutrones hicieron su entrada plena en la Astronomía en el año de 1967 cuando Jocelyn Bell, entonces estudiante de doctorado del Pr. A. Hewish, descubrió el primer pulsar.  Este descubrimiento inmediatamente indujo una avalancha de trabajos de astrónomos de todo el mundo para estudiar y entender estos objetos y en poco tiempo se llegó a la conclusión de que los pulsares son estrellas de neutrones en rotación. El Pr. A. Hewish recibió el Premio Nobel de Física en 1974 por este descubrimiento. Trabajos ulteriores mostraron que la emisión de radio-ondas se produce en un cono (determinado por el campo magnético del pulsar), que como un haz estrecho va barriendo el cielo debido a la rotación de la estrella de neutrones: cada vez que este haz apunta hacia nosotros, recibimos un pulso.

Los radio-pulsares se detectan por su emisión en dicha banda, pero también se han detectado muchos pulsares en la banda de los rayos X que son silenciosos en la banda de radio. Se conoce además, una media docena de estrellas de neutrones que se detectaron solamente por su emisión en rayos X, que no son pulsares y aparentemente no pertenecen a un sistema binario.

Es convienente dividir los pulsares en dos clases, según la naturaleza de la fuente de energía que produce la radiación observada:

A: pulsares energetizados por la rotación de la estrella de neutrones y
B: pulsares energetizados por acreción.

 Los pulsares energetizados por acreción se describen en otra página, junto con los sistemas binarios de rayos X. Casi todos los pulsares conocidos energetizados por rotación están detectados como pulsares en radio y el catálogo más reciente lista 706 objetos. De estos, 6 (quizá 8) han sido detectados en rayos gama y 27 (a la fecha) en rayos X. Tres pulsares (`El Cangrejo', `Vela' y `Geminga') se han detectado en casi todo el espectro electromagnético, emiten pulsos en radio, óptico, ultravioleta, rayos X y rayos gama pero la gran mayoría solamente se han observado en la banda de radio.

Esta figura enseña los seis pulsares detectados en rayos gamma con sus respectivos periodos de rotación en milisegundos. Todos han sido también detectados como pulsares en la banda radio. En el óptico tres son también vistos como pulsares y en uno (PSR 1055-52) hay detección óptica pero todavía no se han detectados pulsaciones (los dos otros no han sido detectado ópticamente). En la banda de los rayos X solamente PSR 1704-44 no ha sido detectado como pulsar aunque posiblemente se ve emisión del pulsar (pero no emisión pulsada).

En muchos casos, cerca de cincuenta, el pulsar tiene una estrella companera y en cuatro casos esta companera es a su vez una estrella de neutrones, la cuál sin embargo, no es un pulsar. El 95% de los pulsares conocidos están en nuestra galaxia, la Vía Láctea, los demás pertenecen a cumulos globulares ó a las dos Nubes de Magallanes (galaxias enanas satélites de la Vía Láctea). Sin embargo, la gran mayoría de los pulsares conocidos se encuentran cercanos al Sol y por extrapolación se estima que deben existir en total unos diez mil pulsares activos en la Vía Láctea. Para más detalle vea Distribución Galáctica de los Pulsares

Nacidos en el plano de la galaxia, que es donde se forman y mueren las estrellas masivas que les dan origen, los pulsares tienen sin embargo una distribución más amplia que sus progenitores. Se observa que tienen generalmente una velocidad propia grande, de unos 450 km por segundo en promedio, lo que es más de diez veces la velocidad de una estrella normal. Se considera que esta alta velocidad proviene de su nacimiento en las explosiones de supernovas durante la cual reciben un empujón fuerte. Estas velocidades explican que se puedan alejar fácilmente de su lugar de nacimiento y que se encuentren a grandes distancias del plano de la galaxia.

Los peridos de rotación observados van desde 1.6 milisegundos para el pulsar más rápido, hasta varios segundos. Estos objetos están constantemente perdiendo energía, convirtiendo su energía cinética de rotación en radiación y/ó un viento de partículas. La observación sistemática de los radio-pulsares mostró que en efecto, su velocidad de rotación disminuye con la edad. Este frenaje se atribuye a la presencia de un campo magnético enorme, del orden de 10⁸ a 10¹³ gauss (por comparación, el campo magnético terrestre es del orden de un gauss y el campo magnético más fuerte producido en laboratorio es del orden de 10⁶ gauss). Una estrella de neutrones puede ser un pulsar solamente si su velocidad de rotación es suficientemente alta: debido al frenaje observado, todo pulsar se apagará algún día y las estrellas de neutrones jóvenes solamente pueden ser radio-pulsares durante unas decenas de millones de años, lo que en términos astronómicos es un tiempo corto. Sin embargo, si un pulsar tiene una estrella compañera, es posible que vuelva a nacer, que vuelva a encenderse: estos pulsares reciclados se describen en la sección sobre sistemas binarios de rayos X. De la reducida muestra de pulsares observados se extrapola que deben existir, en toda la Vía Láctea, unas cuantas centenas de millones de estrellas de neutrones que ya no son pulsares.

La predicción de Baade y Zwicky de que las supernovas producen estrellas de neutrones ha sido ahora ampliamente confirmada. Muchos de los pulsares más jóvenes están asociados con un remanente de supernova y cerca de diez remanentes de supernova contienen un objeto compacto que si bien no está detectado como pulsar, se trata probablemente de una estrella de neutrones. % Sin embargo no todos los pulsares están asociados con un remanente de supernova y tampoco todos los remanentes de supernova contienen un pulsar. Esto no es necesariamente una contradicción: los remanentes de supernova tienen una vida corta y dejan de ser detectables después de unas decenas de miles de años; ello se debe a que por su constante expansión, acaban diluyéndose totalmente en el medio interestelar. La gran mayoría de los pulsares son mucho más viejos que lo que podría durar un remanente de supernova. Además, muchos remanentes de supernova son muy lejanos y ello hace que se vuelva casi imposible detectar al pulsar que posiblemente contienen, hecho al cual se suma la complicación de que el pulsar pueda no estar apuntando hacía nosotros y por lo tanto, pasaría inadvertido. Así, no se espera observar un remanente de supernova asociado a pulsares viejos y tampoco se espera poder detectar fácilmente pulsares en remanentes de supernova lejanos. Para un par de ejemplos de de asociaciones vea Los remanentes de Vela y Puppis A

El modelo geométrico básico de un pulsar se muestra en la figura A y en la Figura detallada. La primera estructura fundamental que restringue todo el funcionamiento de un pulsar es el cilindro de luz (`CL' en la figura A): éste está definido como la superficie sobre la cual un objeto que rotase a la misma frecuencia que el pulsar, debería moverse a la velocidad de la luz. Los objetos en el exterior de este cilindro girarán con retraso, ya que para ser sincronizados con el pulsar deberían moverse con una velocidad superior a la de la luz, por el contrario, los objetos dentro del cilindro sí pueden co-rotar con el pulsar. Esto implica que todos los procesos de emisión de pulsos deben ocurrir dentro del cilindro de luz. En esta magnetosfera existe un plasma compuesto por electrones y positrones (la antipartícula del electrón) y controlado y energetizado por el campo magnético y la rotación; estas partículas se mueven a lo largo de la líneas del campo magnético como las perlas lo hacen a lo largo del hilo de un collar. El campo magnético tiene una estructura dipolar muy simétrica dentro del cilindro de luz. La parte de la magnetosfera formada por las líneas de campo cerradas (`LC' en la figura A), es decir, las líneas de campo magnético que parten de la estrella de neutrones y regresan a ella sin salir del cilindro de luz, tiene una forma de dona gorda (`T' en la figura A) con un hoyo diminuto ocupado por la estrella de neutrones(`EN' en la figura A), una figura de la geometría conocida como toro. Esta región contiene un plasma estacionario confinado por el campo magnético: no se espera emisión de radiación en esta zona. La emisión de radiación occure en la región interior del cilindro de luz, donde las líneas son abiertas, es decir, donde las líneas del campo magnético salen del cilindro de luz sin volver a la estrella. En esta región se encuentran varias zonas, las llamadas brechas, donde existe además del campo magnético, un campo eléctrico fuerte que acelera a los electrones y positrones hasta alcanzar velocidades muy cercanas a la de la luz, permitiendo la emisión de la radiación que observamos (vea Figura detallada).

Si nos acercamos más a la superficie de la estrella de neutrones, las líneas de campo magnético abiertas se van juntando cada vez más en la forma de un cono truncado e invertido y muy cerca de la estrella, (figura B), el campo magnético pierde su simetría dipolar y adquiere una geometría muy complicada. Las cúspides truncadas de los dos conos de líneas abiertas, una en cada polo del dipolo magnético, marcan sobre la superficie de la estrella, los dos casquetes polares (figura C); estos casquetes son calentados por los impactos de los positrones (ó electrones) acelerados en las brechas hasta alcanzar temperaturas de millones de grados. La diminuta brecha polar (figura C) está localizada inmediatamente arriba de los casquetes polares y su continuación vertical recibe el nombre de brecha estriada (vea también la Figura detallada).

La tercera brecha, la brecha externa, está pegada a las últimas líneas cerradas y muy cerca del cilindro de luz (vea la Figura detallada).

La emisión de alta energía, rayos gama y rayos X duros, ocurre directamente en las brechas por varios procesos que dependen tanto de la velocidad de rotación del pulsar como de la intensidad de su campo magnético. La emisión de radio-ondas, al contrario, se produce típicamente en el cono de líneas abiertas cerca de la estrella de neutrones, a distancias de unos cientos de kilómetros por arriba de la superficie. Esta emisión proviene de los electrones ó positrones acelerados en la brecha polar que se agrupan en paquetes (figura C) y emiten la llamada radiación de curvatura. Debido a que los electrones son altamente relativistas, es decir su velocidad es muy cercana a la de la luz, toda la radiación se emite en la dirección de la línea de campo magnético a lo largo de la cual el electrón (ó el positrón) está derrumbando. En el caso de la radio-emisión, esto implica que el haz de radiación sea tan estrecho como el cono donde se emite. La emisión de alta energía, si proviene de las brechas estriadas y externas, es mucho más amplia debido a la gran extensión de estas, mientras puede también ser muy colimatada si proviene de la brecha polar. Se considera que el radio-haz barre menos de un 10% del cielo, lo que implica una baja probabilidad de detección, mientras que el haz (ó los haces) de alta energía, puede(n) cubrir casi todas las direcciones si viene(n) de la(s) brecha(s) externa(s). De esto resulta que posiblemente, estemos observando muchos pulsares emisores de rayos gama, que no podemos ver como radio-pulsares. La emisión gama puede ser sumamente eficiente como en el caso de los pulsares Geminga y PSR 1055-52 (ver la figura en Los Pulsares), en los cuales se estima que cerca del 50% de la energía de frenado del pulsar se transforma en rayos gama. Al observar el Cielo en Rayos GAMA, los pulsares aparecen como faros. De hecho las tres fuentes de rayos gama más brillantes del cielo son pulsares: el `Cangrejo', `Vela' y `Geminga'.

Finalmente, tenemos que considerar la región exterior al cilindro de luz. Las líneas de campo abiertas, al salir del cilindro de luz, no pueden co-rotar con el pulsar y se van enrollando alrededor de éste, en forma toroidal. Esto genera también radiación electromagnética con una frecuencia igual a la frecuencia de rotación del pulsar, que comparativamente, es muy baja. Al interactuar con la materia vecina del pulsar, esta radiación la acelera formando un viento. A éste se suman también los electrones acelerados en las brechas cuando llegan a salir del cilindro de luz en su movimiento a lo largo de las líneas abiertas. En los pulsares jóvenes, los electrones seguirán emitiendo radiación, la llamada radiación sincrotrónica, debida al movimiento de los electrones al seguir a las líneas de campo magnético enredadas en el remanente de supernova que rodea al pulsar. Esta emisión se ve como una nebulosa sincrotrónica, dentro de la cual el pulsar aparece inmerso (vea La nebulosa sincrotrónica del Cangrejo).
Con el Teléscopio Espacial Hubble se ha podido recientemente observar el centro de la Nebulosa del Cangrejo revelando detalles facinantes.
El viento mismo también se ha observado en varios casos en los cuales se ve claramente como el pulsar, moviéndose en el medio interestelar con su alta velocidad típica, se va abriendo camino al barrer el gas interestelar con su viento. 

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Se ha descubierto que esta pulsar está acompañada por al menos dos planetas. Se dedujo que existen estos planetas porque la pulsar se mueve en una pequeña órbita alrededor del centro de masa del sistema, que es determinado por las posiciones y masas de la pulsar y de los planetas. Cuando la pulsar se mueve en su órbita, los intervalos entre pulsos sucesivos varían, siendo levemente más cortos cuando la pulsar se mueve hacia nosotros. Analizando los intervalos entre pulsos, los astrónomos determinaron que la pulsar es orbitada por al menos dos objetos, con masas de alrededor de 2,8 a 3,4 veces la de la Tierra. Sus períodos orbitales serían de 98 y 67 días, respectivamente. La amplitud de las órbitas es similar a la de Mercurio. Es posible que el sistema tenga un tercer planeta, con un período orbital de alrededor de un año.

Estos planetas no serán hospitalarios para la vida como la conocemos, dado que la pulsar emite la mayor parte de su energía en forma de un viento estelar muy intenso que descarga partículas de alta energía, que se mueven casi a la velocidad de la luz, sobre los planetas.

Los planetas se tienen que haber formado en la explosión de supernova que dio génesis a la pulsar, ya que no podrían haber sobrevivido al fenómeno. También podrían haber surgido de material expulsado por una estrella compañera, finalmente vaporizada por gravedad de la pulsar. Este descubrimiento fue importante porque sugiere que la formación de planetas puede ser relativamente simple, y que los planetas potencialmente habitables pueden ser muy comunes. Otra cuestión importante que se debe determinar es si la mayoría de las pulsares que rotan centenares de veces por segundo tienen planetas o si esta pulsar es única.

Adaptado y ampliado a partir de un informe producido por el Departamento de Servicios de Información del Royal Greenwich Observatory y de diversas fuentes en Internet

El rápido desarrollo de la radioastronomía en las décadas de los cincuentas y sesentas, junto con la gran diversidad de radiofuentes celestes, dió lugar a un gran número de descubrimientos. Uno de los mas notables fue el de los pulsares, resultado casual de un estudio del medio interplanetario que en 1967 realizaban Anthony Hewish y su estudiante Jocelyn Bell. Mientras buscaban cambios en la emisión de radio de gas situado en el sistema solar, descubrieron pulsos rápidos y regulares provenientes de una dirección fija del cielo. Este hallazgo fue una sorpresa ya que nadie esperaba que algún objeto celeste pudiera mostrar variaciones en tiempos tan cortos como un segundo. El tamaño de objetos como las estrellas es tal que tardan días (o por lo menos horas) en girar alrededor de su eje. Aunque hubo cierta polémica en cuanto a la interpretación de estos pulsos durante las semanas siguientes al descubrimiento, eventualmente toda la evidencia condujo a la conclusión de estos pulsos de radio correspondían a estrellas de neutrones en rotación.

Las estrellas de neutrones poseen un intenso campo magnético y -según creemos- de los polos de estas estrellas salen intensos haces de radiación. Estas estrellas giran rápidamente y cuando el haz apunta hacia la Tierra, nuestros satélites o radiotelescopios pueden detectar el pulso. La analogía mas directa es la de un faro, cuya luz se percibe en forma de pulsos. Solo las estrellas de neutrones, esferas de tan solo veinte kilómetros de diámetro, son suficientemente pequeñas para girar varias veces por segundo. Aun cuando se van frenando, la rotación de estas estrellas es muy precisa y por consecuencia los pulsares son excelentes relojes. De hecho algunos de ellos son tan o mas precisos que los relojes atómicos terrestres que definen al Tiempo Coordenado Universal (UTC). Así, después de doce años, aun no podemos medir imprecisiones en la llegada de los pulsos de PSR B1855+09, siendo los errores de medición menores a 5 microsegundos.

Si uno los observa por algunos días, todos los pulsares muestran un alto grado de uniformidad en sus pulsos: la separación entre los pulsos es constante. Sin embargo, cuando se estudian por un periodo de tiempo mas largo, varios pulsares muestran irregularidades en sus pulsos, una arritmia que esta relacionada con cambios en el interior mismo de la estrella de neutrones. El pulsar del Cangrejo y, en forma mas pronunciada, el pulsar de Vela muestran ocasionalmente súbitos cambios en su rotación, denominados "glitches" en inglés, que aunque corresponden a variaciones de tan sólo unos cuantos nanosegundos, son fácilmente medibles. Estos han sido observados varias veces en estos dos pulsares y una o dos veces en otros veinte pulsares.

Esta arritmia de los pulsares proporcionan una diagnóstico importante del interior de las estrellas de neutrones. La rotación de la estrella se ve alterada por cambios en la manera en que se distribuye la masa de la estrella, en forma análoga a como el giro de un patinador cambia cuando estira o retrae los brazos. Estos cambios súbitos en la distribución de la materia dentro de la estrella son similares a los terremotos. El estudio cuidadoso de estos "glitches" ha llevado a la conclusión de que las estrellas de neutrones tienen un interior superfluido rodeado de una corteza sólida. La corteza tiene un kilómetro de espesor mientras que el superfluido corresponde a los otros nueve kilómetros que hay hasta el centro de la estrella. Los cambios que observamos en estos "glitches" corresponden a desplazamientos de micras, o cuando mucho milímetros, en la corteza de la estrella, la cual puede estar a miles de años-luz de distancia.

Estudiar el interior de la Tierra, nuestro planeta, es difícil, ya que no nos es accesible y debemos recurrir a interpretar fenómenos relacionados tales como los terremotos. Resulta sorprendente que en formas similares podamos estudiar el interior del Sol y de estrellas compactas situadas a miles de años-luz de distancia.

Cambridge, mA -- al observador ocasional, las estrellas aparecen como puntos meros de la luz en el cielo de la noche, pero gracias a los nuevos cuadros y espectros de la superficie del Betelgeuse de la estrella tomada por el telescopio del espacio de Hubble (HST), los astrónomos ahora están aprendiendo qué estrellas violentas y fascinadoras de los objetos pueden ser. Estas nuevas imágenes de HST del marmotreto estelar Betelgeuse desafían no sólo modelos estelares estándares, sino que una estructura brillante el sorprender encontrada en la atmósfera de Betelgeuse puede afectar cómo los científicos entienden la evolución de estrellas y el material rodeándolos.

Andrea Dupree y Han Uitenbroek del centro Harvard-harvard-Smithsonian para la astrofísica (CfA) en Cambridge, el mA, los E.E.U.U., y Ronald Gilliland del instituto de la ciencia del telescopio del espacio en Baltimore, MD, los E.E.U.U., anunciaron sus resultados hoy en la Asamblea General de la unión astronómica internacional en Kyoto, Japón.

Las imágenes de HST sugieren que totalmente un nuevo fenómeno físico pueda afectar las atmósferas de algunas estrellas, según los investigadores. "qué vemos en Betelgeuse es totalmente diferente de lo que ocurre en la superficie del sol," dijo Dupree, científico mayor en el CfA. "en vez de las porciones de pequeñas manchas solares, encontramos un área brillante enorme más de 200 grados de K más caliente que la superficie circundante de la estrella." El equipo vio tales puntos calientes cuando observaron Betelgeuse en marcha 1995 y de octubre de 1996.

Además, los espectros ultravioletas revelan que la atmósfera se está ampliando, la estrella están rotando, y su eje de la rotación puede ser identificado. Los puntos calientes brillantes aparecen ocurrir cerca del poste de Betelgeuse. Observaciones anteriores de Betelgeuse por Dupree y los colegas que usaban el satélite ultravioleta internacional del explorador revelaron que la estrella tiene un período 420-day, durante el cual oscila, o "suena" como una campana. Las oscilaciones pudieron causar los choques en la atmósfera que rompen con el superficial cercano el poste de la rotación de Betelgeuse que causa los puntos brillantes en el chromosphere.

Una estrella supergiant roja, Betelgeuse ha sido de largo una blanco preferida para los estudios de la estrella-proyeccio'n de imagen de la tierra porque es tan grande, y las indirectas de la estructura superficial fueron observadas anterior.

Las medidas adicionales por Dupree y sus colegas revelaron que la atmósfera extendida de Betelgeuse es cerca de dos veces más grande en las vendas ultravioletas que en longitudes de onda visibles. "esta estrella es como una nube grande, puffy -- diez millones de veces menos denso que nuestro sol, pero casi mil por su diámetro," dijeron Dupree.

De hecho, Betelgeuse es tan grande que, si substituyera el sol en el centro de nuestra Sistema Solar, su atmósfera externa casi extendería a la órbita de Júpiter. Su diámetro, basado en las nuevas distancias divulgadas recientemente por el satélite HIPPARCOS de la Agencia Espacial Europea, es cerca de 1500 veces el diámetro de nuestro sol. Betelgeuse es la séptima estrella más brillante visible en el hemisferio norteño y ahora marca el hombro de Orion, una constelación visible en el cielo de la noche. Betelgeuse aparece siempre rojizo, que indica que es una estrella relativamente fresca. Localizado cerca de 425 light-years lejos, el starlight ahora vemos de Betelgeuse a la izquierda su superficie alrededor de 1572.

Este trabajo es apoyado por la NASA de Estados Unidos a través del instituto de la ciencia del telescopio del espacio y del observatorio astrofísico smithsonian.

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