Pulsares y Quásares - Paola Marziani

¿Qué son los pulsares? ¿Y los quásares?

(Por Paola Marziani)

Capítulo 12 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!

Suena extraño asociar pulsares y quásares en el mismo capítulo, ya que son objetos muy diferentes. Los quásares fueron descubiertos más de diez antes del momento en el que Isaac Asimov publicaba su recopilación sobre las preguntas más básicas sobre la ciencia. El descubrimiento de los quásares fue reportado en 1963 por Marteen Schmidt en la revista Nature. Por otro lado, los pulsares fueron descubiertos poco tiempo después en 1967 por Jocelyn Bell Burnell y Antony Hewish. Tanto los quásares como los pulsares habían entusiasmado la mente, acrecentando la fantasía, y las esperanzas de mucha gente fuera del mundo de los astrónomos profesionales. Hacia finales de los años 60’s los quásares seguían siendo demasiado misteriosos para ofrecer algunas respuestas básicas acerca de sus propiedades ya que las hipótesis sobre su origen se contraponían entre sí. El mismo Isaac Asimov se preguntaba:

“Y también están los quásares, que según algunos son un millón de estrellas ordinarias, o más, colapsadas todas en una ¿Qué decir de la temperatura de su núcleo interior?

Hasta ahora nadie lo sabe.”

¿Pero qué son los pulsares y los quásares? Antes de discutir en detalle los aspectos físicos y presentar algunas analogías recordemos sus propiedades más básicas, dedicando unas palabras sobre el contexto histórico de su descubrimiento. Los pulsares son objetos que emiten impulsos de radio a una frecuencia muy estable. La frecuencia es diferente para cada pulsar, varía de 1 a 30 ciclos por segundo, de 1000 a 0.5 ciclos por segundo para todos los pulsares conocidos. Se detectaron por primera vez con observaciones de radio, como fuentes débiles que fueron pasadas por alto en los primeros mapas. Al principio, la regularidad y la frecuencia de los pulsos de radio (el término pulsar es una contracción de estrella pulsante, pulsating star, en inglés) sorprendió a los observadores. En ese momento, la radioastronomía era una ciencia relativamente joven, sin embargo la gente empezaba a disfrutar la explotación sin precedentes de las comunicaciones a través de ondas de radio, desde los aparatos de radio portátiles de transistores (“pocket radios” en inglés, “radioline” en italiano) hasta los aparatos televisivos. Estos dispositivos eran un signo del avance de nuestra civilización. El poder intrínseco, la frecuencia y la regularidad de los pulsares presentaban un reto para los procesos físicos que ya eran bien comprendidos en el momento. ¿Y por qué no pensar que esas señales tan regulares eran debidas a una comunicación de una civilización extraterrestre? Es comprensible que esta idea no parecía tan ingenua y de fantasía como parece ahora. La década de los 60’s fue un momento en que nuestra visión del mundo y del Universo estaba cambiando radicalmente: los primeros seres humanos en el espacio, la cara oculta de la luna observada por la primera vez, las galaxias descubiertas a distancias cada vez mayores con más potentes telescopios. El universo estaba apareciendo también por nuevas ventanas en el espectro electromagnético (radio y rayos X) que revelaban la presencia de fenómenos sumamente energéticos y violentos. El concepto de “cielos inmutables” de la antigüedad (considerado como un dogma hasta el siglo XVII) estaba siendo anulado para siempre. El universo parecía más familiar y accesible; sin embargo, las distancias se hacían más grandes cada día. El descubrimiento de los quásares añadió una importante contribución a esta visión ampliada del Universo. Pronto se entendió que los quásares estaban a distancias muy grandes deducidas de sus desplazamientos al rojo según la ley de Hubble, que implicaba la formidable distancia de 1.5 mil millones de años luz en el caso de 3C273, el primer quasar (para un valor de la constante de Hubble de 100 kilómetros por segundo por megaparsec). Su descubrimiento fue pronto seguido del descubrimiento de quásares de corrimiento al rojo tan grande como 2, que implica una distancia de 10 mil millones de años luz, con luminosidades que parecían increíbles.

¿Cuál es el mecanismo físico que da lugar a un pulsar? La fuente debe ser pequeña debido a la frecuencia del pulso (más pequeño que un segundo luz, y mucho más pequeño que las estrellas ordinarias), debe ser muy estable y tiene que haber algún mecanismo capaz de producir intensas emisiones de radio. Tal mecanismo no puede ser de naturaleza térmica, es decir, no puede ser debido a la energía térmica de un cuerpo caliente, como en una estrella. Un mecanismo físico adecuado es la radiación de sincrotrón emitida a través de la aceleración de los electrones y otras partículas cargadas a velocidades relativistas en un campo magnético fuerte.

Un pulsar es una estrella compacta en rotación (el diámetro debe ser del orden de 10 km) con un campo magnético fuerte, y con el eje del campo desalineado respecto al eje de rotación. El campo magnético en un cuerpo en rotación produce un campo eléctrico que acelera las partículas cargadas cercanas a la superficie de la estrella a velocidades muy altas, produciendo un haz de radiación electromagnética muy intenso a lo largo del eje magnético (en realidad, el mecanismo que produce esta radiación no es bien conocido). Por otro lado, el eje magnético no está alineado con el eje de rotación, esto ocurre también con otros cuerpos celestes, como por ejemplo nuestro planeta Tierra.

Los pulsos de radiación serán visibles para un observador terrestre solamente cuando el eje está alineado con la línea de visión (como por las lámparas de los faros en rotación). Hay un límite inferior de la densidad de una estrella para estar unida gravitacionalmente, ya que la aceleración centrífuga en su ecuador no podrá ser superior a la aceleración de la gravedad. Para la velocidad angular de los pulsares, la densidad debe ser extremadamente alta, tan alta que debe ser comparable a la densidad de la materia nuclear. Cuando una estrella masiva de más de 8 veces la masa de nuestro Sol sufre las últimas fases de su evolución, detona como una supernova. Las capas externas son expulsadas al espacio, pero el núcleo de un par de veces la masa del sol se contrae por su gravedad. La presión gravitacional es tan fuerte que supera la repulsión electrostática que mantienen estables a los iones y núcleos; de este modo, los electrones y protones se funden en neutrones. El colapso es entonces detenido por la presión asociada con los neutrones. Si la masa final es de más de 1.4 masas solares (este valor es llamado el límite de Chandrasekhar), el colapso puede progresar para formar un objeto totalmente colapsado, una estrella de neutrones; y si es de más de 3 masas solares, entonces se formará un agujero negro. Durante el colapso de la estrella progenitora, el diámetro de la estrella se reduce de forma drástica, pero se conserva el momento angular (¡no hay fuerzas externas que ejercen una torsión en el sistema!), de modo que la velocidad de rotación se incrementa dramáticamente. Es el mismo caso de una bailarina que sigue girando más lentamente con los brazos extendidos, y más rápidamente con los brazos mantenidos cerca de su cuerpo.

El remanente del colapso es una estrella muy compacta, extremadamente densa (tan densa como los núcleos atómicos), estable y de rotación rápida, cuyos campos magnéticos actúan como una especie de imán giratorio: un pulsar. La rotación del pulsar es tan estable que su regularidad compite con la estabilidad de los relojes atómicos, por ejemplo con algunos pulsares con períodos en el intervalo de 1 a 10 milisegundos. Sin embargo, la energía del sistema radia lentamente, y si el ambiente interestelar de la estrella de neutrones es suficientemente rico, la estrella puede ser frenada por la fricción ejercida sobre su campo magnético. Con el tiempo la estrella puede girar más lentamente hasta que se alcanza un estado de reposo.

Un pulsar “gastado” puede regresar a la vida, si es parte de un sistema binario. Si su compañera estelar llega al final de su vida en la secuencia principal, comenzará a expandirse. Parte del material de esta compañera puede caer sobre el pulsar, poniéndolo de nuevo en rotación. El proceso es, obviamente, favorecido en ambientes estelares densos, como los cúmulos globulares. En el núcleo de un cúmulo globular, la distancia típica entre las estrellas es de 10 a 100 veces menor que la distancia típica en la vecindad solar. Las estrellas están tan cerca que se pueden formar nuevos sistemas binarios.

Cuando una estrella de neutrones se une con una nueva estrella compañera, su fuerza de gravedad es tan intensa que puede extraer el gas de la compañera. Este gas es finalmente acretado por la estrella de neutrones, rejuveneciendo el pulsar, ya que el momento angular del gas se transfiere desde la compañera a la estrella de neutrones.

Los pulsares son fácilmente identificables en la Galaxia, y cada pulsar tiene su frecuencia individual. Es fascinante que un mapa con la posición del Sol en relación con 14 pulsares conocidos haya sido incluido en la nave espacial Pioneer para permitir que posibles seres extraterrestres inteligentes puedan rastrear la posición del sistema solar en el espacio y el tiempo. La frecuencia de los pulsos emitidos es tan estable, que una gran variedad de pulsares está siendo actualmente utilizado como detector de ondas gravitacionales debido a que se espera que estas ondas induzcan un cambio en la frecuencia de los pulsos.

Las estrellas de neutrones son objetos pequeños y masivos cuyo campo gravitacional es extremadamente fuerte: lo que pesa 1 g de materia en la Tierra pesaría más de cien millones de toneladas en la superficie de una estrella de neutrones con masa al límite de Chandrasekhar, 1.4 M⨀. Es decir, ¡una vez y media la masa del sol está comprimida en tan solo 10 kilómetros, el radio típico de una estrella de neutrones! Por lo tanto, los pulsares tienen terreno para probar la teoría de la relatividad general de la gravitación.

El púlsar binario PSR1913+16 es un sistema estelar en el que ambos componentes son pulsares. Este sistema ha proporcionado una de las confirmaciones más rigurosas de la relatividad general, ya que sus órbitas se van desgastando según lo predicho por la teoría, a través de la emisión de radiación gravitacional.

Los quásares son fuentes muy diferentes de los pulsares. La interpretación aceptada actualmente por la mayoría de los científicos implica acreción, que es literalmente caída de materia sobre un objeto compacto, muy probablemente un agujero negro súper masivo. La acreción sobre un objeto compacto es un proceso tremendamente eficiente, en donde la “eficiencia” se refiere a la producción de la radiación. Al igual que los niños que deslizan por una pendiente para adquirir velocidad debido a la pérdida de energía potencial que se convierte en energía cinética, el gas que cae en un agujero negro también adquiere energía cinética. Esta energía es disipada por la fricción viscosa de los gases sobre sí mismos, al igual que las ruedas de un coche cuando el conductor frena. El gas se calienta y comienza a brillar intensamente. El potencial gravitacional es como un pozo profundo para el caso de un objeto compacto como un agujero negro. El gas que está cayendo sigue una “pendiente” muy empinada hasta el pequeño tamaño del objeto compacto. Por esto, la cantidad de energía liberada es una fracción significativa de la masa en reposo de gas, casi el 7% para un agujero negro no giratorio. De acuerdo con la ecuación fundamental de Einstein que da la equivalencia entre masa y energía, la energía es igual a la masa multiplicada por el cuadrado de la velocidad de la luz. No es de extrañar que los quásares puedan ser extremadamente luminosos llegando a tener luminosidades de 1038 kilowatt, es decir, de 100 a 1000 veces más luminosos que una galaxia gigante. Los agujeros negros tienen que ser muy masivos, de lo contrario la fuerza ejercida por la radiación alejaría el gas que proporciona la luminosidad del quasar. Las masas de la mayoría de los quásares son mayores a un millón de veces la masa solar, o lo que es lo mismo, la masa de una galaxia enana. Los agujeros negros más masivos que se conocen pueden alcanzar a los diez mil millones de masas solares, es decir, ¡la masa estelar de una galaxia gigante!

Toda la masa está concentrada en un tamaño mínimo, contenido en el radio gravitacional del agujero negro: para una masa de 100 millones de masas solares, el tamaño sería de 150 millones de kilómetros, esto es, la distancia entre la Tierra y el Sol. Los agujeros negros súper masivos habitan en los núcleos de las galaxias. Inclusive, hoy en día se cree que estos agujeros negros están presentes en galaxias más masivas como espirales y elípticas gigantes. Con mucha frecuencia en las galaxias cercanas, algunos se encuentran en reposo y otros están acretando, creando núcleos luminosos en sus galaxias anfitrionas.

Desde la década de los 70’s, los quásares han perdido un poco de su “brillo exótico”. Los astrónomos se dieron cuenta de que los núcleos de las galaxias cercanas también poseían la acreción de agujeros negros, desde entonces se ha reconocido a una clase más general de "núcleos activos de galaxias” (en inglés, Active Galactic Nuclei - AGN). Hoy en día la palabra quasar está fuera de moda, el término AGN o agujeros negros súper masivos se usan como sinónimo desde algún tiempo. Sin embargo, la definición de los quásares como AGN luminosos no tiene una definición muy clara debido a que abarcan una enorme gama de luminosidades. Astronómicamente, los quásares son objetos débiles (el más brillante tiene magnitud aparente de 13), relativamente raros (alrededor de 100 por grado cuadrado hasta magnitud 22, y ~20 hasta magnitud 20).

Son fáciles de distinguir por su color azulado y su espectro de abundantes líneas de emisión (los espectros son similares pero no idénticos para todos los quásares). Una propiedad que desconcertó a los descubridores de los quásares era que no podían ver la galaxia madre. Pero pronto se entendió que el tamaño angular de la galaxia anfitriona era demasiado pequeño para los objetos distantes y demasiado débiles para ser detectada.

Los quásares emiten una enorme cantidad de radiación en todas las frecuencias del espectro electromagnético, desde ondas de radio hasta los rayos X duros. Su espectro es consistente con una emisión “no térmica” como en el caso de los pulsares, aunque la formación del continuo de los quásares está asociada a diferentes regiones. Se cree que la mayor parte de las emisiones ópticas y UV provienen del disco de acreción caliente el cual emite un espectro de naturaleza térmica. Sin embargo, la emisión en ondas de radio no puede ser térmica y es debida a radiación de sincrotrón.

Lo que hace a los quásares especialmente interesantes es que son trazadores de un pasado lejano en la historia del Universo. Los quásares más luminosos se observan a un corrimiento al rojo z > 1 cuando la edad del Universo era de alrededor de 1/3 de la época actual, por lo que la población de los quásares (~ 300.000 se conocen hasta hoy) evoluciona a través de la edad cósmica. Hoy en día, los núcleos de las galaxias están poblados por agujeros negros muy masivos que reciben sin embargo muy poco material de acreción. Probablemente, las galaxias masivas fueron quásares en su pasado distante.

Actualmente, las galaxias en el Universo local están descansando, ya que la gloria de cuando fueron quásares brillantes pasó hace mucho tiempo.

Los agujeros negros súper masivos en los núcleos de las galaxias necesitan mucha materia en acreción. Para ser muy luminosos, deben consumir más de 10 veces la masa del Sol por año. Algunos quásares locales pueden ser rejuvenecidos, como los pulsares que reciben material de acreción, pero para los quásares este fenómeno es relativamente raro. Algunos quásares pueden estar hechos de un par de agujeros negros con una pequeña separación orbital, formando un sistema binario como los de estrellas pero de agujeros negros. Sin embargo, se espera que la transferencia de materia entre ellos sea diferente a las binarias estelares, donde el compañero de la estrella de neutrones está todavía en evolución y produce un viento. Un mecanismo eficaz en el suministro de combustible para alimentar literalmente al monstruo en los núcleos de las galaxias, es la interacción gravitacional entre galaxias. Las fuerzas de marea pueden transportar una enorme cantidad de gas hacia el centro de las galaxias, y si hay un agujero negro allí, éste crece y su luminosidad crece con él. Los encuentros entre galaxias pueden llevar a una fusión literal entre ellas, esto es, que dos galaxias se fusionen y pierdan su apariencia individual, dejando como resultado a una galaxia remanente semejante a una galaxia elíptica. Estos fenómenos eran mucho más frecuentes en el pasado, en la llamada época cósmica. Por lo que es una sorpresa que el primer quásar que se descubrió tuviera un corrimiento al rojo de ~ 0,15, lo que implica una distancia de dos mil millones de años luz con los parámetros cosmológicos actuales, y que los quásares más brillantes se encuentran a un corrimiento al rojo de ~ 1 – 2, cuando la edad del Universo era entre 3 y 6 mil millones de años.

Los pulsares y los quásares provocaron una revolución cultural que marcó el comienzo de la astrofísica en el dominio de los fenómenos no térmicos, los cuales son procesos físicos fundamentalmente diferentes de los que alimentan a las estrellas. Siguen siendo temas de frontera hasta la actualidad. Los quásares y los pulsares son activados por objetos compactos (estrellas de neutrones y agujeros negros) que todavía no están bien comprendidos. Cuanto más nos acercamos a las estrellas de neutrones y a los agujeros negros, menos conocemos de su física. Siguen siendo problemas abiertos los relacionados a la aceleración del chorro del púlsar que emite la intensa luz colimada, a la naturaleza del horizonte de eventos de los agujeros negros, la interacción agujero negro con el medio circundante y su campo magnético. Además, las estrellas de neutrones y los agujeros negros son objetos donde la fuerza de gravedad es extremadamente fuerte. Son laboratorios en los que la principal teoría de la gravitación, la relatividad general se puede probar con éxito.

Se agradece la ayuda de las doctoras Alenka Negrete y Alba Grieco por una revisión precisa de este capítulo.

Bibliografia:

M. D’Onofrio, P. Marziani, J. W. Sulentic, Fifty years of quasars, Berlin:Springer (2012)

D. Dultzin, Quásares/ Quasar: En Los Confines Del Universo

Paola Marziani

Doctora en Astrofísica

Investigadora / INAF - Osservatorio Astronomico di Padova

Nació en Bolzano/Bozen, en Alto Adige/Südtirol. Obtuvo su laurea en Astronomía en 1986 y su Ph. D. en astrofísica en 1991.

Después de estancias de investigación en los Estados Unidos, México e Italia, se quedó en 1995 en el Instituto Nacional de Astrofísica en Padova. Su intereses astronómicos principales son los cuasares y las galaxias, la cosmología observacional, y los procesos atómicos que dan origen a lineas de emisión.

Desde 1988 ha publicado más de doscientas contribuciones de astrofisica (los mayoría de astrofisica extragaláctica), y artículos de divulgación astronómica en Inglés, Italiano y Español.

Recomendaciones en este Blog.