La gran unificación de las estrellas de neutrones

En 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar conocido como «Chandra» mostró que una «enana blanca» 1.44 veces más masiva que el Sol se derrumba formando un cuerpo extremadamente denso. En 1932, James Chadwick descubrió el neutrón y Lev Landau inmediatamente pensó que durante el colapso, los protones y electrones que formaban la materia de la estrella podrían estar tan comprimidos que sus cargas se cancelarían, dando a luz una estrella de neutrones.

Las estrellas de neutrones son objetos que desafían la imaginación. Pesada como una estrella pero pequeña como un asteroide, la gravedad es aproximadamente 100 mil millones de veces mayor que en la Tierra: un objeto que cae un metro por encima de la superficie se estrella contra ella una millonésima de segundo más tarde a la velocidad 7 millones de km / h. No hay montañas en las estrellas de neutrones.

Estos son los objetos más suaves que uno puede imaginar, la pila más compacta posible de las partículas «sólidas» más pequeñas que existen. En 1934, Baade y Fritz Zwicky (un suizo) muestran que el colapso causa una supernova mucho más violenta que las novas conocidas entonces. Pulsar PSR B0531 + 21 de la Nebulosa del Cangrejo por Chandra. Crédito: NASA / CXC / SAO / F. Seward et al (haga clic para obtener más información) Unos años extremadamente prolíficos, y luego casi nada durante décadas. En astrofísica como en otras ciencias, el progreso no es constante o incluso continuo, y el azar juega un papel importante. En 1967, Jocelyn Bell, entonces estudiante de doctorado en un tema muy diferente, detectó una señal de radio desde el espacio con una regularidad de metrónomo, cada 1.337301192269 segundos. Anthony Hewish, su maestro, cree primero en un problema de instrumentos, luego sospecha una señal de los pequeños hombres verdes, antes de publicar el descubrimiento. [1]. Como no puede identificar la fuente de la radiación, emite tímidamente la posibilidad de un enlace con un «pulso de estrella de neutrones». Curiosamente, parece que solo se pensó entonces que una estrella enorme, que gira muy lentamente, comienza a girar al menos tan rápido como un patinador en los Juegos Olímpicos cuando se convierte en una estrella de neutrones de 10 o 20 km. solo de diámetro, y que su campo magnético provocaría una emisión dirigida de radiación, muy similar a un faro. Se merecía un nuevo nombre: pulsar. Solo quedaba por verificar que la supernova del año 1054 había dado a luz al púlsar Cangrejo para validar la teoría declarada 40 años antes. El descubrimiento fortuito de Jocelyn Bell le hará ganar a Hewish (y no a ella …) el Premio Nobel en 1974. El pulsar PSR B1509-58 de Chandra. Crédito NASA / CXC / SAO / P.Slane, et al. (haga clic para más información)

Después de algunas décadas de observación, especialmente gracias al telescopio espacial de rayos X Chandra, ahora conocemos más de 2000 púlsares en la Vía Láctea. Hay algunos que giran rápidamente, otros lentamente. Algunos emiten rayos X, otros emiten ondas de radio. Hay algunos que tienen una «atmósfera» de diez centímetros de hierro, para otros es carbono puro, diamante qué …[2] Algunos disminuyen la velocidad, otros casi no. Desde 1992, se ha pensado que algunos púlsares generan un campo magnético tan fuerte que merecen un nombre por sí mismos: magnetar, que significa «borrador galáctico de tarjetas de crédito» en el idioma klingon. El campo magnético aparece además como un elemento esencial de los púlsares, lo que ralentiza su rotación al suministrar la energía de la radiación de acuerdo con un proceso suficientemente complejo que aún no he entendido completamente. En un artículo reciente [3], Victoria M. Kaspi hace la limpieza en este zoológico con un diagrama:

En este diagrama conocido como P-P ‘que muestra el período de los púlsares en la abscisa y su desaceleración en la ordenada, vemos 1674 púlsares de radio (puntos negros) de los cuales los que forman un sistema doble con una estrella normal están rodeados, 9 AXP y 5 SGR que son variedades de magnetares y cuáles son las que más se ralentizan, así como algunos otros púlsares atípicos. Las líneas discontinuas indican la intensidad del campo magnético superficial en Gauss, las líneas discontinuas indican la «vida media de rotación», el tiempo después del cual la rotación será el doble de lenta. En la parte superior izquierda, no hay puntos porque no ha habido muchas supernovas en nuestra galaxia en los últimos siglos. En la parte inferior derecha, probablemente haya muchas estrellas de neutrones viejas, que se han ralentizado demasiado o cuyo campo magnético es demasiado débil para alimentar una señal de radio. Cuantos hay? Misterio ¿Podremos detectarlos algún día? Seguramente