Microsoft Word - ENTORNOS 11

El gas cósmico, especialmente la materia situada entre las estrellas, emite y absorbe radiación en el dominio de las ondas de radio¹. Estas ondas pueden atravesar como la luz la atmósfera terrestre y ofrecen una posibilidad más de recibir información sobre el Universo desde la superficie de la tierra. Las ondas cósmicas de radio nos informan sobre el estado de la materia situada entre las estrellas de nuestro sistema estelar También podemos recibir las ondas de radio emitidas por las masas gaseosas de otras galaxias y estudiarlas.

Las ondas de radio son perturbadas por la materia procedente del sol que fluye hacia fuera de él, entre los planetas, es decir, por el viento solar. Este viento imprime sobre la radiación una fluctuación temporal del mismo modo que las masas gaseosas de la atmósfera terrestre provocan un parpadeo en la luz que nos llega de las estrellas.

En los años sesenta se inició en Cambridge la construcción de un nuevo radiotelescopio para investigar las fluctuaciones provocadas por la materia interplanetaria. Los receptores estaban preparados para reconocer oscilaciones temporales rápidas de las correspondientes ondas de radio, oscilaciones que los radiotelescopios anteriores no podían percibir. En julio de 1967 el radiotelescopio estaba listo para funcionar y se iniciaron las mediciones. Se buscaban radiofuentes de emisión uniforme, cuyas señales «parpadearan» al ser observadas a través del viento solar. Un grupo de investigadores de Cambridge, bajo la dirección de Antony Hewish, iniciaron

el trabajo. La doctora Jocelyn Bell encargada de dirigir el telescopio y de llevar a cabo la valoración de las cintas registradoras pudo reconocer las radiofuentes que parpadeaban en el viento solar y distinguirlas de las perturbaciones de origen terrestre. Pero en la curva de registro se ohservó la presencia ocasional de una determinada impureza. Su apariencia no era exactamente la de una radiofuente parpadeante, ni tampoco se parecía a una interferencia radiofónica de origen humano. Puesto que las señales se repetían cuando pasaba delante del telescopio el mismo punto del cielo, era evidente que la fuente no era de origen terrestre. Cuando se observó otra región del cielo completamente distinta, una región interferida por la intensa radiofuente casiopea A, se observó de nuevo las impurezas. La impureza apareció como una serie de impulsos separados 1,2 segundos, se hablan descubierto los pulsares. Antony Hewish obtuvo en 1974 el premio nnbel de física por su descubrimiento de los pulsares.

La característica de los pulsares que más sorprendió a los astrónomos fue la rapidez con que variaba la radiación. Las estrellas variables de periodo más breve cambian su luz en un intervalo de una hora o algo menos. De pronto los pulsares lo superaban incomprensiblemente Al estudiar los impulsos con una mayor resolución temporal se encontró que estaban compuestos por una estructura fina la cual muestra que la emisión de radio varia en el orden de las diezmilésimas de segundo, como se ilustra en la figura 1.

(- 5 milisegundos -*J Tiempo

FIGURA I.

La rapidez coa que cambia la radiación dentro del impulso ofrece algunas indicaciones sobre el tamaño del espacio que envia el impulso. En la figura 2 se ilustra esta situación. Para simplificar imaginemos una esfera tan alejada de un observador que si la observa con un telescopio o a simple vista sólo se ve un punto La esfera emite un destello luminoso durante un tiempo muy breve. Qué ve el observador?. Puesto que las distancias desde el observador a los diferentes puntos de la esfera son distintas la radiación emitida al mismo tiempo llega al ojo en tiempos distintos. Primero sólo capta la señal enviada por el punto más próximo a él, luego capta la radiación procedente de una zona anular y finalmente capta la luz que ha tardado más en llegar, es decir, la procedente del borde del disco dirigido hacia él. El ojo del observador captará aquel breve impulso de luz como un impulso difuminado, un impulso de duración mayor. Ahora, la longitud del impulso es igual al tiempo que necesita la luz para recorrer el radio de la esfera.

Por lo tanto, cuando una fuente de radiación presenta, por ejemplo variaciones de intensidad de una diezmilésima de segundo, podemos deducir que la íuente no puede ser mucho mayor que el camino recorrido por la lu/ en este tiempo: es decir. 30 kilómetros"² l.as señales de pulsares nos informan, pues, sobre pequeñas regiones espaciales del I Jniverso que emiten ondas de radio muy intensas

Actualmente se conocen más de trescientos pulsares. Sus periodos van de varias centésimas de segundo hasta 4,3 segundos y se han obtenido variaciones de intensidad de 0,8 millonésimas de segundo indicando que la radiación procede de una región cuyo diámetro es como máximo 250 metros.

Están situados los pulsares cerca del sistema solar, o están tan alejados como las galaxias? Los astrónomos han demostrado que se encuentran entre las estrellas de nuestra vía láctea Tienen la misma distribución en el espacio que las estrellas Por lo tanto, han de ser fuentes de emisión de enorme potencia ya que los captamos a pesar de estar a distancias tan grandes y proceder de un espacio muy pequeño, quizá de sólo 250 metros de diámetro

En el año de 1968, se descubrieron señales evidentes de pulsar con un período de sólo tres centésimas de segundo en la dirección de la nebulosa Cangrejo. Ks decir, que de la nube explosiva, de la supernova’ chino-japonesa de 1054 nos llega radiación de pulsar. Está relacionado con el pulsar alguno de los objetos tipo estelar presentes en la nebulosa Cangrejo?.

En noviembre de 1968 los astrónomos Williani John Cocke y Michael Disney decidieron estudiar este pulsar en luz visible, utilizando una técnica especial para determinar si la radiación visible de una estrella es pulsante El estudio lo hicieron con el telescopio reflector de 90 cts. del observatorio Steward de I ueson, Arizona. El 15 de enero de 1969 habían descuhierto el primer pulsar óptico, constituido por una de las estrellas en la nebulosa del Cangrejo.

Después del descubrimiento del pulsar del Cangrejo quedó claro que los pulsares están relacionados con las explosiones de supernovas Al parecer, los restos de una estrella que ha explotado como una supernova emiten

señales de pulsar Esto se confirmó con otro pulsar que emite desde un punto del cielo donde hay unas masas gaseosas que hacen pensar en una anterior explosion de supernova Esta explosión en la constelación Vela debió acontecer mucho antes que la de la supernova de la nebulosa C angrejo, porque las masas gaseosas expulsadas ya no forman en el cielo una mancha compacta sino filamentos gaseosos separados que llenan un gran espacio. El período de este pulsar es de 0,09 segundos mayor que el del pulsar del Cangrejo, el tercer pulsar más rápido que se conoce. En I 977, ocho años después de descubrir el pulsar, se encontró el objeto visible, es decir, la estrella del pulsar de Vela.

No se conocen rastros en luz visible de ningún otro pulsar. El origen de un pulsar se debe a la explosión de una estrella en forma de supernova. Al principio el periodo es corto_n más breve que el del pulsar del <. angrejo. y la estrella no sólo emite impulsos de radio, sino también destellos luminosos. En el curso del tiempo el ritmo dé los impulsos se va alargando. En menos de mil años el período se ha alargado hasta alcanzar el del pulsar del Cangrejo, y después el de pulsar de Vela. A medida que se alarga el período de pulsación, la estrella se debilita en luz visible. Cuando su período alcanza una magnitud de segundos o más, ios destellos ópticos han desaparecido desde hace tiempo, pero la estrella todavía se hace notar con sus ondas de radio. Esto explica por qué sólo se han podido observar dos pulsares luminosos de períodos muy breves. Son pulsares muy jóvenes, y en ellos pueden reconocerse todavía los restos de la nube explosiva. Los pulsares más antiguos perdieron desde hace tiempo su luminosidad en el dominio visible.

Pero qué son los pulsares? Sabemos ya que las regiones del espacio de donde procede la radiación pulsante han de ser muy pequeñas. Por tanto qué procesos pueden tener lugar en un pequeño espacio durante tanto tiempo y repetidos tan regularmente que podamos hacerlos responsables del fenómeno de los pulsares?

En el año de 1939 los físicos Robert J. Oppenheimer y George M. Volkoff publicaron un trabajo sobre las estrellas de neutrones. Desde el trabajo de estos dos físicos se sabe que la materia formada exclusivamente por neutrones, producto de la fusión de electrones y protones, puede constituir cuerpos estelares cohesionados por su propia gravedad Estas estrellas de neutrones pueden calcularse teóricamente a partir de las propiedades de la

materia neutrónica Los «modelos estelares» de las estrellas de neutrones demuestran que poseen una densidad muy elevada Hn ellas la masa del sol comprimida estaría en una estera de 30 kilómetros de diámetro, y un centímetro cúbico de estas estrellas contendría miles de millones de toneladas de materia neutrónica.

I Ino de los procesos periódicos mas regulares en el cielo es la rotación de los cuerpos celestes. El sol gira sobre su eje cada 27 días y hay estrellas que giran mucho más de prisa Cabe pues la posibilidad de que el período dt; los pulsares tenga algo qut ver con un proceso de rotación En tal caso, el astro tendría que efectuar una rotación sobre su eje cada segundo, y en el caso del pulsar del Cangrejo deberla efectuar treinta rotaciones por segundo. Pero una estrella no puede girar a cualquier velocidad, porque la fuerza centrífuga la despedazaría. Sólo pueden girí r rápidamente sobre su eje las estrellas en cuya superficie la gravedad es muy intensa, y una «enana blanca»³ podría girar como máximo una vez por segundo Si girarán con el período del pulsar del Cangrejo, la fuerza centrífuga la destruiría Solo pueden girar más de prisa las estrellas más densas.

l.os astrofísicos consideran que la hipótesis del astrónomo Ibniniy Gold es la más razonable: los pulsares son estrellas de neutrones en rotación. En este caso, el progresivo alargamiento del período de los pulsares se explicaría por una disminución de la velocidad de giro de las estrellas de neutrones a lo largo del tiempo. Esto parece lógico, porque la energía que emite el pulsar en las frecuencias de radio y de luz visible podrían cubrirse con la energía de rotación de la estrella de neutrones. 1 a radiación emitida bastaría por si sola para frenar lentamente la estrella

Se considera que una estrella de neutrones tiene un campo magnético parecido al de la tierra, pero mucho más intenso y que no tiene la dirección del eje de rotación, como tampoco lo tiene en la tierra Si la estrella de neutrones gira, su campo magnético gira con ella. La explicación imaginada es más o menos la siguiente (ver figura 3 ) En la superficie de la estrella de neutrones, magnética y en rotación, donde los neutrones se desintegran iormando de nuevo electrones y protones, dominan intensas fuerzas eléctricas que proyectan al exterior las partículas cargadas de la estrella

(.nana [llanca Son estrellas de tamaño infVnoi al del sol cuya temperatura supeilkiai e.s mucho mayor que la de este, del orden de 20 000 arados, y tienen poca luminosidad

Kstas partículas vuelan por el espacio siguiendo las lineas del campo magnético, por (anlo abandonan la estrella de neutrones preferentemente por sus polos magnéticos, y recorriendo las lincas cun adas de campo salen hacia el exterior a gran velocidad l.os electrones, las particular más ligeras que abandonan la estrella, tienen la velocidad mas alta, y probablemente se dcspla/an a velocidades próximas a la de la luz lin electrón que recorre a tal velocidad una órbita curvada emite energía Lsta energía no se reparte uniformemente en todas direcciones, sino que forma un ha/ estrecho en la dirección de vuelo de los electrones Esto significa que la radiación abandona la estrella en la dirección a la que miran las lineas dt fuerza magnética que salen de la estrella O sea. que la radiación fluye hacia afuera confinada en dos volúmenes del espacio en forma de cono El campo magnético sigue la rotación de la estrella, por tanto los dos conos radiantes también giran

Un observador alejado sólo capta radiación cuando sobre él pasa uno de los dos conos, y cree que la estrella de neutrones le está iluminando regularmente siguiendo el ritmo de su rotación. Según esta idea, que la mayoría de los astrofísicos considera más o menos correcta, la radiación que sale de la estrella en la dirección del polo del campo magnético nos ilumina como si fuera el haz rotativo de un faro.

En 1983, mientras trabajaba en el radiotelescopio de 300 metros en Arecibo. Puerto Rico, Valentín BoriakofT, y después en la Universidad Cornell, Rosaiino Bucckeri del Consejo Nacional de Investigación en Palermo Italia, y Francesco Fauci de la Universidad de Palermo, descubrieron el pulsar de radio binario PSR 1953 + 29 ^s. Donald C. Backer de la Universidad de California en Berkeley y sus colaboradores encontraron otro pulsar, PSR 1937 + 21, el cual tiene un período de solamente 1.6 milisegundos. Los astrónomos ahora reconocen estos objetos como los prototipos de una categoría de estrellas de neutrones girando rápidamente conocidas como pulsares milisegundos. Casi todos los radiopulsares binarios poseen una compañera que ha evolucionado a enana blanca o estrella de neutrones

En estos pulsares binarios los astrónomos han identificado una clase rara de tales objetos que tienen substancialmente características diferentes. Sus órbitas a menudo son extremadamente excéntricas y sus compañeras tienen de 0.8 a 1.4 veces la masa del sol. Estos objetos probablemente se originaron ' de sistemas binarios de gran masa que emiten rayos X. Uno de los pulsares binarios más completamente estudiado es, PSR 1913 + 16 ⁶, que consiste de dos estrellas de neutrones. Se mueve a través de una órbita altamente elíptica una vez cada 7 horas y 45 minutos. Tanto el pulsar como su compañera silenciosa tienen una masa mayor que ei sol. Se mueven a velocidades que alcanzan hasta los 400 kilómetros por segundo en órbitas muy cerradas, con una separación mínima próxima al radio solar. Estas condiciones convierten al sistema binario pulsar en un laboratorio ideal para el estudio de los campos gravitatorios intensos. En particular, las fuertes

aceleraciones experimentadas por el pulsar y su eslrella compañera, inducidas grav¡(átonamente, deben dar lugar a radiación gravitatoria Se estima que este pulsar binario se encuentra a 15.000 años luz de distancia, muy lejano para observarlo ópticamente, ni siquiera con los telescopios más potentes.

En este sistema pulsar binario observamos una estrella de neutrones. La otra estrella de neutrones puede emitir o no radioondas, si lo hace, no parece que estén dirigidas hacia el sistema solar.

l.a radiación gravitatoria del pulsar binario halla su fuente de energía en el movimiento orbital Por tanto, si existen ondas gravitatorias y toman energía del sistema binario, la energía orbital debe decrecer gradualmente, haciendo que el pulsar y su compañera giren cada vez más próximos entre sí y que el período orbital decrezca.

Como se conocen las masas y parámetros orbitales del sistema pulsar binario, empleando las ecuaciones de la relatividad general se puede calcular la intensidad exacta de la radiación gravitatoria que se espera exista y con ello, la velocidad precisa de contracción de la órbita y la disminución del período orbital. Se encuentra que la órbita debe contraerse 3,1 milímetros por vez y el período orbital debe disminuir en 6.7 10^R seg. No hay modo de detectar la contracción orbital, que alcanza 3,5 metros por año. sin embargo, es posible medir la disminución del período orbital porque da lugar a un corrimiento acumulativo en el tiempo del paso del periastro comparado con un sistema hipotético cuyo periodo orbital permaneciera constante Al llnal del año, el pulsar dehe llegar al periastro 0.04 segundos más pronto, v después de seis años habrá de llegar con más de un segundo de adelanto

(Punto orbital más cercano al centro de masa)

Afastro

Alastro (Punto orbital más lejano al centro de masa)

Al Sistema Solar

Pulsar PSRI9I3» 16

t iilunio - l nivrrsidad Siircoloinbiana

Iras seis años de medida se ha encontrado que el pulsar binario está adelantándose en su órbita y que la aceleración se produce, con buena aproximación, al ritmo predicho por la relatividad general Fsta observación aporta la prueba más concluyente de la existencia de la radiación gravitatoria

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Profesor Programa M alema utas v hsica Ondas de radio Son ondas eleUiomagnencas que viajan en el vacio con la velocidad (te la luz. !IIU DOii Km/Ser Se utilizan en ^iMenias de comunicación ioirn> la radio v la televisión I n el espectro olí-i human,ii'Mn' m cih ut'iili iir i [Kiini »le lonyilmlc' di ■hiiIjI' ili I mem>

Supernova hs el colapso lepenimn \ cata-¡imhiv de una estrella cu va* f tac cionc'* nucleares lian ^iosouukIo t*n el campo iii los núcleos pesíHU"*

¹ Un sistema estelar binario está compuesto por dos estrellas girando alrededor de un centro de masa común

¹ La designación indica que el pulsar tadioemisor y su compañera radiosilenciosa de órbita están situadas en los mapas astronómicos del cielo a la ascención recta de 19 horas 13 minutos y a la declinación de 16 grados, lo que silua al pulsar binario en la constelación del Aguila

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