Pulsions ultraràpides

1989/12/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

El mes de març passat J. En un treball signat per Kristia i els seus col·laboradors, s'ha anunciat la detecció de la xarxa de pulsacions que es creia que sorgiria com a conseqüència del naixement de la supernova (la supernova SN 1987 A) que es va produir fa dos anys en el Gran Núvol de Magallanes. Els astrònoms esperaven amb entusiasme que aquest descobriment et pugui ser una aportació molt important per a la teoria de la formació de premessis. No obstant això, en el citat treball s'aporta una dada que qüestiona aquesta afirmació; una dada important que no ha calmat als científics i que ha generat nous debats.

Aquesta particularitat és la velocitat de gir de la xarxa: 2000%. Per contra, els astrònoms només esperaven de deu o cent hertzs. El valor donat és molt major que el de les pulsacions que s'esmenten en el títol i que s'analitzen immediatament. En el següent número analitzarem en profunditat els problemes que genera, però abans, com ja hem dit, parlarem d'aquests altres premessis ràpids per a entrar en el tema.

La xarxa de pols de Karramarro Nebulosa té el seu origen en la supernova de l'any 1054.

La referència més precisa per a comparar les velocitats de les polseres és la que es va trobar en la Nebulosa del Cranc, ja que la seva edat és coneguda (creada per la supernova de 1054). La seva velocitat ronda els 33 hertzs i va disminuint progressivament. Aquest frenat és conseqüència de l'emissió d'energia. Com és sabut, els polsos que denominen a la xarxa (pulsating star) són produïts pel fort camp magnètic de l'estrella de neutrons resultant de la supernova a causa del seu ràpid gir.

Per tant, l'emissió es realitza a costa del moviment de gir, per la qual cosa la seva velocitat va disminuint. Normalment aquest jaiste sol ser astiroso. Per això hem dit que s'esperava que la velocitat del primer pols anés d'uns deu o cent hertzs. Fins a 1982 aquest quadre era totalment coherent. La xarxa de pols de la Nebulosa del cranc era la més ràpida i suposadament la més jove. Però a partir de llavors s'han trobat xarxes de pulsacions de major velocitat de gir i no es pot admetre que són més joves. Ja s'ha tractat de donar explicacions per a aquest grup, però també la de major velocitat (a penes 700 hertz) no s'acosta al SN 1987-A. Entendrem en què consisteixen aquestes explicacions.

Les pulsacions d'alta velocitat de gir (algunes centenars d'hertzs) presenten, en general, una altra particularitat destacable: un valor de frenat extremadament baix. Això significa que perden molt lentament l'energia de gir. Per tant, el camp magnètic, causant de la pèrdua, és petit. Enfront d'això, alguns astrofísics afirmen que les pulsions d'aquest grup es poden formar en diferents condicions de creació. Per exemple, en condicions de baix camp magnètic, per la qual cosa mantindrien durant molt de temps el gir ràpid. No obstant això, no ofereixen grans detalls sobre les condicions de creació.

Uns altres, per part seva, proposen que aquests premessis s'accelerin de nou després d'una gran baixada de velocitat. La idea es basa en sistemes dobles emissors de raigs X. Es creu que aquests sistemes estan formats per una estrella de neutrons i un altre corrent, i l'emissió es produeix en caure i apilar (per fricció) la matèria que l'estrella de neutrons li lleva girant al voltant de l'altra estrella. Aquests proposen, per tant, que els premessis ultraràpids serien dels més antics. Centenars de milions d'anys després girarien lentament i a l'ésser el camp magnètic també afeblit no emetrien radiació. Algunes d'aquestes puces podrien atropellar a una altra estrella, i la matèria que cauria d'aquesta altra, aportaria a la xarxa l'energia del seu moviment, recuperant-lo així.

Si aquesta última hipòtesi és correcta, el pols ultraràpid ha de ser més abundant en els cúmuls globulars. La densitat estel·lar és enorme, ja que en una esfera de la grandària del Sistema Solar s'acumulen milers d'estrelles. Per això, la probabilitat de capturar una estrella és molt major. En ella, a més, el nombre d'estrelles de neutrons és bastant elevat. Els cúmuls globulars, en estar fora del pla de la galàxia, han tingut una evolució bastant independent, arribant a la fase final de la vida amb moltes estrelles i en molts casos amb estrelles de neutrons. Els primers resultats positius han estat els estudis d'alguns cúmuls i s'han trobat més elements de la mena de polsera que ens preocupen, però no tots en sistemes dobles. Pel que sembla cal tenir en compte que l'alta densitat d'estrelles pot arribar a trencar els sistemes mitjançant xocs.

Encara queden alguns punts que no són clars en aquesta teoria, però que indirectament ofereixen una alternativa d'anàlisi. El frenat d'aquestes puces és extremadament pesat, per la qual cosa el seu període és més constant que el dels rellotges atòmics que tenim en la Terra. Per tant, els efectes produïts per les estrelles que poden passar pels voltants serien significatius, ja que aquests efectes ens donarien una informació directa de la densitat del cúmul. Per a acabar direm que en alguns observatoris ja s'han programat programes de detecció i anàlisi sistemàtica de pulsions en els cúmuls.