El fenómeno que provoca el movimiento de una estrella de neutrones a una velocidad diferente, normalmente sustancialmente mayor, que la de su estrella progenitora es el denominado patada de un púlsar . Se desconoce la causa de las patadas de un púlsar, pero muchos astrofísicos creen que debe deberse a una asimetría en la forma en que explota una supernova. De ser así, esto proporcionaría información sobre el mecanismo de una supernova.
En la actualidad, se acepta generalmente que la velocidad media de un púlsar oscila entre 200 y 500 km/s. Sin embargo, algunos púlsares tienen una velocidad mucho mayor. Por ejemplo, se ha informado de que la estrella hiperveloz B1508+55 tiene una velocidad de 1100 km/s y una trayectoria que la lleva fuera de la galaxia . Un ejemplo extremadamente convincente de una patada de púlsar se puede ver en la Nebulosa de la Guitarra, donde se ha observado el arco de choque generado por el púlsar moviéndose en relación con la nebulosa remanente de supernova y se confirma una velocidad de 800 km/s. [1]
De particular interés es si la magnitud o dirección de la patada del púlsar tiene alguna correlación con otras propiedades del púlsar, como el eje de giro, el momento magnético o la intensidad del campo magnético . Hasta la fecha, no se ha encontrado correlación entre la intensidad del campo magnético y la magnitud de la patada. Sin embargo, existe cierta controversia sobre si se ha observado una correlación entre el eje de giro y la dirección de la patada. Durante muchos años, se creyó que no existía correlación. En estudios de los púlsares Vela y Crab , se han observado chorros que se cree que se alinean con el eje de giro del púlsar. Dado que estos chorros se alinean muy de cerca con el choque de proa, así como con la velocidad medida directamente de los púlsares, esto se considera una fuerte evidencia de que estos púlsares tienen patadas alineadas con su eje de giro. También es posible medir el eje de giro de un púlsar utilizando la polarización de su radiación , y un estudio reciente de 24 púlsares ha encontrado una fuerte correlación entre la polarización y la dirección de la patada. Sin embargo, estos estudios siempre han estado plagados de dificultades, ya que las incertidumbres asociadas con la medición de la polarización son muy grandes, lo que hace que los estudios de correlación sean problemáticos.
Existe la posibilidad de que la distribución de las velocidades de expulsión sea bimodal . Una prueba contundente de esta posibilidad proviene del "problema de retención de estrellas de neutrones". La mayoría de los cúmulos globulares de la Vía Láctea tienen una velocidad de escape inferior a 50 km/s, de modo que pocos púlsares deberían tener alguna dificultad para escapar. De hecho, con la distribución de las velocidades de expulsión medidas directamente, esperaríamos que permaneciera menos del 1% de todos los púlsares nacidos en un cúmulo globular. Pero este no es el caso: los cúmulos globulares contienen muchos púlsares, algunos más de 1000. El número se puede mejorar un poco si se permite que una fracción del impulso de expulsión se transfiera a un compañero binario . En este caso, tal vez el 6% debería sobrevivir, pero esto no es suficiente para explicar la discrepancia. Esto parece implicar que un gran conjunto de púlsares prácticamente no recibe ninguna expulsión, mientras que otros reciben una expulsión muy grande. Sería difícil ver esta distribución bimodal directamente porque muchos esquemas de medición de velocidad solo establecen un límite superior a la velocidad del objeto. Si es cierto que algunos púlsares reciben muy poca patada, esto podría darnos una idea del mecanismo de las patadas de los púlsares, ya que una explicación completa tendría que predecir esta posibilidad.
Se han propuesto muchas teorías hidrodinámicas , todas las cuales intentan explicar la asimetría en las supernovas utilizando la convección o las inestabilidades mecánicas en la estrella presupernova. Quizás la más fácil de entender es el "modo g sobreestable". En esta teoría, primero asumimos que el núcleo es empujado ligeramente hacia un lado, fuera del centro de la estrella. Esto aumenta la presión en las capas cercanas de silicio y oxígeno de la estrella. Dado que la velocidad de las reacciones nucleares en estas capas depende muy sensiblemente de la presión, la presión adicional da como resultado una gran liberación de energía y el núcleo es empujado hacia el otro lado. Esto, a su vez, agrega mayor presión en el otro lado y descubrimos que el núcleo comienza a oscilar . Se ha demostrado que muchos de estos modos son sobreestables en estrellas pesadas, es decir, una pequeña perturbación se vuelve grande con el tiempo. Cuando la estrella explota, el núcleo tiene un impulso adicional en alguna dirección, que observamos como la patada. Se ha propuesto que los modelos hidrodinámicos pueden explicar la distribución bimodal, a través de un " escenario de patada dicotómica " en el que la envoltura de la estrella presupernova es robada por una compañera binaria, amortiguando las inestabilidades mecánicas y reduciendo así la patada resultante.
Existen dos escenarios principales de expulsión impulsados por neutrinos , que se basan en la violación de la paridad de las interacciones de neutrinos para explicar una asimetría en la distribución de neutrinos. El primero utiliza el hecho de que en presencia de un campo magnético, la dirección en la que un neutrino se dispersa fuera de un núcleo está sesgada en alguna dirección. Entonces, si la emisión de neutrinos ocurrió en presencia de un campo magnético fuerte, podríamos esperar que la deriva promedio de neutrinos se alineara de alguna manera con ese campo, y por lo tanto la explosión resultante sería asimétrica. Un problema principal con esta teoría es que para tener suficiente asimetría, la teoría requiere campos del orden de 10 15 G , mucho más fuertes de lo que se espera en una estrella pesada. Otra teoría basada en neutrinos utiliza el hecho de que la sección transversal para la dispersión de neutrinos depende débilmente de la fuerza del campo magnético ambiental. Por lo tanto, si el campo magnético es en sí mismo anisotrópico, entonces podría haber puntos oscuros que son esencialmente opacos a los neutrinos. Sin embargo, esto requiere anisotropías del orden de 10 16 G, lo que es aún más improbable.
La última propuesta principal se conoce como el escenario del cohete electromagnético. En esta teoría, suponemos que el dipolo magnético del púlsar está descentrado y fuera del eje de rotación del púlsar. Esto da como resultado una asimetría en la magnitud de las oscilaciones del dipolo, como se ve desde arriba y desde abajo, lo que a su vez significa una asimetría en la emisión de radiación . La presión de la radiación luego empuja lentamente al púlsar hacia afuera. Observe que se trata de un impulso postnatal y no tiene nada que ver con asimetrías en la propia supernova. Observe también que este proceso roba energía del giro del púlsar, por lo que una restricción observacional principal en la teoría es la tasa de rotación observada para los púlsares en toda la galaxia. Una ventaja importante de esta teoría es que en realidad predice la correlación giro-impulso. Sin embargo, existe cierta controversia sobre si esto puede generar suficiente energía para explicar el rango completo de velocidades de impulso.
Las grandes distancias por encima del plano galáctico que alcanzan algunas binarias son el resultado de las patadas natales de los agujeros negros estelares . La distribución de velocidad de las patadas natales de los agujeros negros parece similar a la de las velocidades de las patadas de las estrellas de neutrones. Se podría haber esperado que los momentos fueran los mismos en el caso de los agujeros negros que reciben una velocidad menor que las estrellas de neutrones debido a su mayor masa, pero ese no parece ser el caso. [2] [3]
Un estudio de 2023 sugirió, a partir de simulaciones numéricas de colisiones de alta energía, un límite de alrededor del 10 % de la velocidad de la luz para las patadas de BH. [4] [5]
{{cite journal}}: CS1 maint: DOI gratuito sin marcar ( enlace ){{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)Impulso de un púlsar a 1100 km/s