Púlsar

De Viquipèdia

Dreceres ràpides: navegació, cerca

Imatge del púlsar de la nebulosa planetària de Cranc. Es poden apreciar els gasos nebulars essent agitats pel camp magnètic i la radiació del púlsar. Aquesta imatge és un fotomuntatge a partir d'una imatge òptica obtinguda amb el Telescopi espacial Hubble (en roig) i l'observatori de raigs-X Chandra (en blau).

Un púlsar és una estrella de neutrons que emet radiacions periòdicament. Aquests sistemes posseeixen un intens camp magnètic que indueix l’emissió d’aquests impulsos de radiació electromagnètica a intervals regulars relacionats amb el període de rotació de l’objecte espacial.

Taula de continguts

1 Característiques principals dels púlsars
2 Localització dels púlsars a l'espai
3 Descobriment del primer púlsar
4 Formació dels púlsars
5 Exemples de púlsars
6 So de les ones de ràdio produïdes pels púlsars
7 Planetes púlsar
8 Púlsars de raigs X
9 Galeria
10 Referències

[modifica] Característiques principals dels púlsars

Les estrelles de neutrons poden girar sobre elles mateixes a velocitats extremadament altes. Fins a diversos centenars de vegades cada segon; per tant, un punt de la seva superfície, es pot estar movent fins a velocitats de 70.000 km/s. De fet, les estrelles de neutrons, giren a aquestes velocitats vertiginoses tant ràpidament, que es provoca una expansió en el seu equador.
Això, també implica que aquestes estrelles tinguin un radi relativament petit, ja que és únicament de uns pocs quilòmetres, normalment entre 10 i 20. No obstant la seva petitesa, aquests objectes espacials, fan una força de centrifugació enorme deguda a la gran velocitat en que roten a si mateixos. Si no fos per la enorme densitat que tenen, que genera el seu potentíssim camp gravitatori, els púlsars, es desintegrarien molt ràpidament. Si relacionem un púlsar amb el Sol, veurem que tenen una massa similar. Però un púlsar té un radi 100.000 aproximadament vegades més petit que el Sol, que té 1.000.000 de quilòmetres de radi, aproximadament. El camp magnètic d'un púlsar és generat pels protons i pels electrons de la seva superfície girant al voltant del centre a velocitats altíssimes.
L'efecte combinat entre la enorme densitat de les estrelles i aquest intensíssim camp magnètic provoca que les partícules que s'apropen a l'estrella des de l'exterior, (com per exemple, molècules de gas o pols interestel·lar) s'accel·lerin a velocitats extremes i realitzin espirals tancadíssims fins als pols de l'estrella de neutrons. Per això, els pols magnètics d'un púlsar són llocs d'una activitat molt intensa: emeten raigs de radiació en el rang del radi, raigs X o raigs gamma. Aquest fenomen, es podria comparar fàcilment com si els púlsars fossin canons de radiació electromagnètica molt intensa i col·limada..

[modifica] Localització dels púlsars a l'espai

Per qüestions encara no molt ben enteses, els pols magnètics de moltes estrelles de neutrons no estan sobre l'eix de rotació. El resultat d'aquest fenomen, és que els pols magnètics que haurien d'emetre la radiació sempre cap al mateix punt, roten amb l'estrella i la direcció dels raigs va canviant seguint la rotació d'ella mateixa.
Degut al fenomen esmentat al paràgraf anterior, és possible, que mirant al firmament, rebem en un instant raigs X provinents d'un púlsar. Aquest raig, apareixerà durant l'instant en que el seu pol magnètic apunti cap a la Terra. Quan deixi d'apuntar-nos el pol magnètic, una mil·lèsima de segon després deguda a la seva rotació, la radiació en forma de llum provocada pel raig del púlsar, desapareixerà. Fins que quan el pol magnètic no torni a apuntar la Terra, que apareixerà de nou durant un instant.
El que percebem des de la Terra, és doncs, impulsos de radiació periòdiques en períodes de temps molt exactes, que es van repetint una i altra vegada. Aquest fenomen és el que s'anomena “efecte far”, que es produeix quan el raig apunta cap al nostre planeta. És per això que aquestes estrelles de neutrons són denominades púlsars, perquè ve de l'anglès, pulsating star “estrella pulsant “, encara que aquesta denominació s'aplica amb més propietat a un altre grup d'estrelles variables. Si l'estrella està orientada de manera adequada, la podem detectar i analitzar la velocitat de la seva rotació. El període de pulsació, és extremadament constant i ens en determina la velocitat. Els púlsars, gràcies a aquesta precisió han estat utilitzats per calibrar rellotges de precisió.

Aquest diagrama esquemàtic d'un púlsar il·lustra les línies de camp magnètic en blanc, l'eix de rotació en verd i els dos raigs polars de radiació en blau.

[modifica] Descobriment del primer púlsar

La senyal del primer púlsar detectat tenia un període de pulsació de 1,33730113 s. Aquest tipus de senyals únicament es poden detectar amb un radiotelescopi. De fet, quan en el juliol de 1967 Jocelyn Bell i Antony Hewish van detectar aquestes senyals de radio de curta durada i extremadament regulars, es van pensar en un primer instant, que podrien haver establert un contacte amb una civilització extraterrestre, per tant, van trucar a LGM (Little Green Men o Homenets verds). Després d'una molt ràpida cerca es van descobrir 3 nous púlsars que emetien per mitjà d'ones de radio a diferents freqüències. Aviat es va arribar a la conclusió de que aquests objectes devien ser produïts per fenòmens naturals. Anthony Hewish va rebre l'any 1974 el Premi Nobel de Física per aquest gran descubriment i pel desenvolupament del seu model teòric. Jocelyn Bell no va rebre cap reconeixement perquè ella únicament era una una estudiant de doctorat, encara que fos ella qui va informar de la primera senyal de radio.
Avui en dia es coneixem més de 600 púlsars amb períodes de rotació que van des d'una mil·lèsima part d'un segon fins a varis segons amb una mitjana de 0,65s. La precisió amb la qual s'han medit els períodes d'aquests objectes, és una part d'entre 100 milions. El més famós de tots els púlsars descoberts, és potser, el que es troba en el centre de la Nebulosa del Cranc, denominat PSR0531+121, amb un període de 0,033 segons, molt per sota de la mitjana. Aquest púlsar es troba en el mateix punt en que els astrònoms xinesos van registrar una brillant supernova l'any 1054. Això permet establir una relació entre supernoves i estrelles de neutrons.

[modifica] Formació dels púlsars

Com es pot apreciar en aquesta imatge, després de ser una supernova, es pot convertir en un forat negre (a sobre) o en un púlsar (a sota).

Les estrelles de neutrons, són un possible final per a una estrella, juntament amb els forats negres. Són el resultat d'estrelles massives que tenen molta més massa que el Sol. La poden tenir de 4 a 8 vegades major. Quan el combustible d'una estrella, que és principalment l'hidrogen, s'acaba, l'estrella s'expandeix fins que no aguanta la pressió i es sotmet a una explosió en forma de supernova. Aquesta explosió fa que les capes més externes de l'estrella s'expulsin formant belles combinacions de colors. La regió central de l'estrella, però, es col·lapsa per l'acció de la gravetat. Es col·lapsa tant i tant, que els protons i els electrons es combinen per formar neutrons. D'aquí li ve el nom, estrella de neutrons.

[modifica] Exemples de púlsars

PSR B0329 54:.
Aquest púlsar és el típic púlsar normal, que gira amb un període de 0.714519 segons, és a dir, prop de 1,40 rotacions per segon sobre el seu propi eix. Amb una freqüència de 410 Mhz.
PSR B0833-45, el púlsar Vela.
Aquest púlsar és a prop del centre d'on hi ha la supernova Vela, que són les restes de l'explosió d'una estrella massiva fa uns 10.000 anys. El nucli col·lapsat d'aquesta estrella, gira amb un període de 89 milisegons o unes 11 vegades per segon. Té una freqüència de 410 Mhz.
PSR B0531 +21, El Púlsar del Cranc.
Aquest és el púlsar més jove conegut fins ara i es troba al centre de la Nebulosa del Cranc. L'explosió en forma de supernova que va causar el seu naixement va ser presenciat pels europeus i els xinesos en l'any 1054 dC com una llum de dia al cel. Aquest púlsar gira al voltant de 30 vegades per segon.
PSR J0437-4715.
Aquest púlsar ara està girant al voltant de 174 vegades per segon.
PSR B1937 21.
Aquest és el segon púlsar més ràpid conegut mai. Gira amb un període de 0,00155780644887275 segons, o al voltant de 642 vegades per segon. La superfície d'aquesta estrella es mou a aproximadament 1/7 de la velocitat de la llum i il·lustra les enormes forces gravitatòries que impedeixen que se separin a causa de les forces centrífugues immenses.
PSR 0950+08.
Aquest púlsar gira amb un període de 0,253 segons. I té una freqüència de 410 Mhz.
CP 0834.
El període de rotació d'aquest púlsar és de 1.2738 segons. Té 111 Mhz de freqüència.
PSR J1748-2446.
Aquest és el púlsar de rotació és més ràpida, que gira al voltant d'un 10% més ràpid que l'anterior, a 716 vegades per segon.

[modifica] So de les ones de ràdio produïdes pels púlsars

so del PSR B0329 54
so del PSR B0833-45 (Púlsar Vela)
so del PSR B0531+21 (Púlsar del Cranc)
so del PSR J0437-4715
so del PSR B1937 21
so del PSR 0950+08
so del CP 0834

[modifica] Planetes púlsar

En el primer grup de planetes extrasolars descoberts que orbiten en un púlsar, el PSR B1257+12, que el seu període és de l'orde dels milisegons. Les petites variacions del seu període d'emissió en el radi van servir per detectar una lleugeríssima oscil·lació periòdica amb una amplitud màxima al voltant de 0,7 m/s. Els radioastrònoms Aleksander Wolszczan i Dale A. Frail van interpretar aquestes observacions com si fossin causades per un grup de tres planetes en òrbites gairebé circulars. A 0,2, 0,36 i 0,47 unitats astronòmiques del púlsar central i amb unes masses de 2, 4 i 4 vegades la massa terrestre respectivament. Aquest descobriment inesperat va causar un gran impacte a la comunitat científica.

[modifica] Púlsars de raigs X

Els púlsars de raigs X són sistemes d'estrelles binaries que es componen d'un púlsar i d'una estrella jove de tipus O i B.
L'estrella primària emet vent estel·lar de la seva superfície i radiació. Aquests són atrapats per la estrella companya que produeix raigs X.
El primer púlsar de raigs X conegut és la estrella compacta situada en el sistema Cen X-3.