El púlsar del Cangrejo ( PSR B0531+21 o estrella de Baade ) es una estrella de neutrones relativamente joven . La estrella es la estrella central de la Nebulosa del Cangrejo , un remanente de la supernova SN 1054 , que fue ampliamente observada en la Tierra en el año 1054. [8] [9] [10] Descubierto en 1968, el púlsar fue el primero en estar relacionado con un remanente de supernova . [11]
El púlsar del Cangrejo es uno de los pocos púlsares que se pueden identificar ópticamente. El púlsar óptico tiene aproximadamente 20 kilómetros (12 millas) de diámetro y tiene un período de rotación de unos 33 milisegundos , es decir, los "haces" del púlsar realizan aproximadamente 30 revoluciones por segundo. [6] El viento relativista que fluye desde la estrella de neutrones genera emisión de sincrotrón , que produce la mayor parte de la emisión de la nebulosa , vista desde ondas de radio hasta rayos gamma . La característica más dinámica en la parte interior de la nebulosa es el punto donde el viento ecuatorial del púlsar choca con la nebulosa circundante, formando un choque de terminación . La forma y la posición de esta característica cambia rápidamente, y el viento ecuatorial aparece como una serie de características similares a volutas que se intensifican, se iluminan y luego se desvanecen a medida que se alejan del púlsar hacia el cuerpo principal de la nebulosa. El período de rotación del púlsar aumenta a 38 nanosegundos por día debido a las grandes cantidades de energía transportadas por el viento del púlsar. [12]
La Nebulosa del Cangrejo se utiliza a menudo como fuente de calibración en la astronomía de rayos X. Es muy brillante en rayos X y se sabe que la densidad de flujo y el espectro son constantes, con la excepción del propio púlsar. El púlsar proporciona una fuerte señal periódica que se utiliza para comprobar la sincronización de los detectores de rayos X. En la astronomía de rayos X, "cangrejo" y "milicangrejo" se utilizan a veces como unidades de densidad de flujo. Un milicangrejo corresponde a una densidad de flujo de aproximadamente2,4 × 10 −11 erg s −1 cm −2 (2,4 × 10 −14 W/m 2 ) en la banda de rayos X de 2–10 keV , para un espectro de rayos X "similar al de un cangrejo", que es aproximadamente una ley de potencia en energía de fotones: I ~ E −1,1 . [ cita requerida ] Muy pocas fuentes de rayos X superan a un cangrejo en brillo.
Se ha detectado una emisión pulsada de hasta 1,5 TeV en el púlsar del Cangrejo. [13] El único otro púlsar conocido con emisión en este rango de energía es el púlsar de Vela, de 20 TeV. [14]
La Nebulosa del Cangrejo fue identificada como el remanente de SN 1054 en 1939. Los astrónomos buscaron entonces la estrella central de la nebulosa . Había dos candidatas, a las que se hace referencia en la literatura como las estrellas "siguiente al norte" y "precedente al sur". En septiembre de 1942, Walter Baade descartó la estrella "siguiente al norte", pero encontró que la evidencia no era concluyente para la estrella "precedente al sur". [15] Rudolf Minkowski , en el mismo número de The Astrophysical Journal que Baade, presentó argumentos espectrales afirmando que la "evidencia admite, pero no prueba, la conclusión de que la estrella precedente al sur es la estrella central de la nebulosa". [16]
A finales de 1968, David H. Staelin y Edward C. Reifenstein III informaron del descubrimiento de dos fuentes de radio de rápida variación "cerca de la nebulosa del Cangrejo que podrían coincidir con ella" utilizando la antena de radio de Green Bank de 300 pies (91 m) . [17] Se les dieron las designaciones NP 0527 y NP 0532. El período de 33 milisegundos y la ubicación del púlsar de la Nebulosa del Cangrejo NP 0532 fue descubierto por Richard VE Lovelace y colaboradores el 10 de noviembre de 1968, en el Radio Observatorio de Arecibo . [18] [19] El descubrimiento del púlsar con un período tan corto demostró que los púlsares son estrellas de neutrones rotatorias (no enanas blancas pulsantes, como sugirieron muchos científicos). Poco después del descubrimiento del púlsar del Cangrejo, David Richards descubrió (utilizando el Telescopio de Arecibo) que gira hacia abajo y, por lo tanto, pierde su energía rotacional. Thomas Gold ha demostrado que la potencia de rotación del púlsar es suficiente para alimentar la Nebulosa del Cangrejo.
Un estudio posterior realizado por ellos, incluido William D. Brundage, también descubrió que la fuente NP 0532 se encuentra en la Nebulosa del Cangrejo. [20] A fines de 1968, LI Matveenko también informó sobre una fuente de radio coincidente con la Nebulosa del Cangrejo en Astronomía soviética . [21]
Las pulsaciones ópticas fueron reportadas por primera vez por Cocke, Disney y Taylor usando el telescopio de 36 pulgadas (91 cm) en Kitt Peak del Observatorio Steward de la Universidad de Arizona. [22] Esta observación tenía una cinta de audio que grababa los pulsos y esta cinta también grababa las voces de John Cocke, Michael Disney y Bob McCallister (el asistente nocturno) en el momento del descubrimiento. [23] Su descubrimiento fue confirmado por Nather , Warner y Macfarlane. [24]
Jocelyn Bell Burnell , quien codescubrió el primer púlsar PSR B1919+21 en 1967, relata que a fines de la década de 1950 una mujer observó la fuente de la Nebulosa del Cangrejo en el telescopio de la Universidad de Chicago, entonces abierto al público, y notó que parecía estar destellando. El astrónomo con el que habló, Elliot Moore, descartó el efecto como centelleo , a pesar de la protesta de la mujer de que como piloto calificada entendía el centelleo y que esto era otra cosa. Bell Burnell señala que la frecuencia de 30 Hz del púlsar óptico de la Nebulosa del Cangrejo es difícil de ver para muchas personas. [25] [26]
En 2007, se informó que Charles Schisler detectó una fuente celestial de emisión de radio en 1967 en la ubicación de la Nebulosa del Cangrejo, utilizando un sistema de radar de la Fuerza Aérea de los Estados Unidos en Alaska diseñado como un sistema de alerta temprana para detectar misiles balísticos intercontinentales. Más tarde, Schisler entendió que esta fuente era el púlsar del Cangrejo, después de que se informara sobre los descubrimientos iniciales del púlsar de Bell Burnell . [25] Sin embargo, la detección de Schisler no se informó públicamente durante cuatro décadas debido a la naturaleza clasificada de las observaciones del radar. [27]
El púlsar del Cangrejo fue el primer púlsar en el que se rompió el límite de desaceleración utilizando varios meses de datos del observatorio LIGO . La mayoría de los púlsares no giran a una frecuencia de rotación constante, pero se puede observar que desaceleran a un ritmo muy lento (3,7 × 10−10 Hz/s en el caso del Cangrejo). Esta caída de velocidad se puede explicar como una pérdida de energía de rotación debido a varios mecanismos. El límite de caída de velocidad es un límite superior teórico de la amplitud de las ondas gravitacionales que un púlsar puede emitir, asumiendo que todas las pérdidas de energía se convierten en ondas gravitacionales . La ausencia de ondas gravitacionales observadas en la amplitud y frecuencia esperadas (después de corregir el desplazamiento Doppler esperado ) demuestra que otros mecanismos deben ser responsables de la pérdida de energía. La no observación hasta ahora no es totalmente inesperada, ya que los modelos físicos de la simetría rotacional de los púlsares establecen un límite superior más realista para la amplitud de las ondas gravitacionales varios órdenes de magnitud por debajo del límite de caída de velocidad. Se espera que con la mejora de la sensibilidad de los instrumentos de ondas gravitacionales y el uso de tramos de datos más largos, se observen ondas gravitacionales emitidas por púlsares en el futuro . [28] El único otro púlsar para el que se rompió hasta ahora el límite de caída de velocidad es el púlsar de Vela .
En 2019 se observó que la Nebulosa del Cangrejo , y presumiblemente por tanto el Púlsar del Cangrejo, emitían rayos gamma superiores a 100 TeV , lo que la convirtió en la primera fuente identificada de rayos cósmicos de energía ultra alta . [29]
En 2023, se utilizó la interferometría de línea de base muy larga (VLBI) para realizar astrometría de precisión utilizando la emisión de pulso gigante de radio del Púlsar del Cangrejo, midiendo así una distancia precisa al Púlsar del Cangrejo. [5]
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