Una patada de púlsar es el nombre del fenómeno que a menudo hace que una estrella de neutrones se mueva con una velocidad diferente, generalmente sustancialmente mayor, que su estrella progenitora . Se desconoce la causa de las patadas de púlsar, pero muchos astrofísicos creen que debe deberse a una asimetría en la forma en que explota una supernova. Si es cierto, esto daría información sobre el mecanismo de la supernova.
Observación
Hoy en día se acepta generalmente que la patada 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 que la estrella de hipervelocidad B1508 + 55 tiene una velocidad de 1100 km / sy 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 que se mueve en relación con la nebulosa remanente de supernova y confirma una velocidad de 800 km / s. [1]
Es de particular interés si la magnitud o la 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 ninguna correlación entre la fuerza 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 ninguna 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 arco de choque, 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 usando 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, tales estudios siempre han estado plagados de dificultades, ya que las incertidumbres asociadas con la medición de la polarización son muy grandes, lo que dificulta los estudios de correlación.
Existe la posibilidad de que la distribución de velocidades de patada sea bimodal . Una fuerte evidencia 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, por lo que pocos púlsares deberían tener alguna dificultad para escapar. De hecho, con la distribución medida directamente de las velocidades de patada, 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 por encima de 1000. El número puede mejorarse un poco si se permite que una fracción del impulso de la patada se transfiera a un socio binario . En este caso, quizás el 6% debería sobrevivir, pero esto no es suficiente para explicar la discrepancia. Esto parece implicar que algunos púlsares grandes no reciben prácticamente ninguna patada, mientras que otros reciben una patada muy grande. Sería difícil ver esta distribución bimodal directamente porque muchos esquemas de medición de velocidad solo ponen 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.
Teorías
Se han propuesto muchas teorías hidrodinámicas , todas las cuales intentan explicar la asimetría en la supernova usando convección o inestabilidades mecánicas en la estrella presupernova. Quizás el más fácil de entender es el "modo g sobreestable". En esta teoría, primero asumimos que el núcleo se empuja 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 de manera muy sensible de la presión, la presión adicional da como resultado una gran liberación de energía y el núcleo se empuja hacia atrás en sentido contrario. Esto, a su vez, agrega una mayor presión en el otro lado, y encontramos 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 agranda 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 envolvente de la estrella presupernova es robada por una compañera binaria, amortiguando las inestabilidades mecánicas y reduciendo así la patada resultante.
Hay dos escenarios principales de patadas impulsadas 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 ocurriera 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 esperado 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 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 propuesta principal final se conoce como el escenario del cohete electromagnético. En esta teoría, asumimos que el dipolo magnético del púlsar está descentrado y fuera del eje del eje de rotación del púlsar. Esto da como resultado una asimetría en la magnitud de las oscilaciones del dipolo, vistas desde arriba y desde abajo, lo que a su vez significa una asimetría en la emisión de radiación . La presión de la radiación luego lentamente cohetes el pulsar de distancia. Tenga en cuenta que se trata de una patada postnatal y no tiene nada que ver con las asimetrías en la propia supernova. Observe también que este proceso roba energía del giro del púlsar, por lo que una de las principales limitaciones de observación de la teoría es la tasa de rotación observada para los púlsar en toda la galaxia. Una ventaja importante de esta teoría es que en realidad predice la correlación giro-patada. Sin embargo, existe cierta controversia sobre si esto puede generar suficiente energía para explicar el rango completo de velocidades de patada.
Patadas de agujero negro
Las grandes distancias por encima del plano galáctico logradas por algunas binarias son el resultado de patadas natales de los agujeros negros estelares . La distribución de velocidades de las patadas natales de los agujeros negros parece similar a la de las velocidades de patadas de las estrellas de neutrones. Uno podría haber esperado que los momentos fueran los mismos con los agujeros negros que reciben una velocidad más baja que las estrellas de neutrones debido a su mayor masa, pero ese no parece ser el caso. [2] [3]
Referencias
- ^ Cordes, JM; Romani, RW; Lundgren, Carolina del Sur (1993). "La nebulosa de la guitarra: un arco de choque de una estrella de neutrones de rotación lenta y alta velocidad". Naturaleza . 362 (6416): 133. Código Bibliográfico : 1993Natur.362..133C . doi : 10.1038 / 362133a0 . S2CID 4341019 .
- ^ Repetto, Serena; Davies, Melvyn B; Sigurdsson, Steinn (2012). "Investigando patadas de agujero negro de masa estelar". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 425 (4): 2799. arXiv : 1203.3077 . Código bibliográfico : 2012MNRAS.425.2799R . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2012.21549.x . S2CID 119245969 .
- ^ -Thomas Janka, H (2013). "Patadas natales de agujeros negros de masa estelar por eyección de masa asimétrica en supernovas de retroceso". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 434 (2): 1355-1361. arXiv : 1306.0007 . Código bibliográfico : 2013MNRAS.434.1355J . doi : 10.1093 / mnras / stt1106 . S2CID 119281755 .
Bibliografía
- Philipp Podsiadlowski; Eric Pfahl y Saul Rappaport (2005). "Patadas de nacimiento de estrellas de neutrones". Serie de conferencias ASP . 328 : 327–336.
- Dong Lai; David F. Chernoff y James M. Cordes (2001). "Pulsar Jets: implicaciones para patadas de estrellas de neutrones y giros iniciales". Revista astrofísica . 549 (2): 1111–1118. arXiv : astro-ph / 0007272 . Código Bibliográfico : 2001ApJ ... 549.1111L . doi : 10.1086 / 319455 . S2CID 1990229 .
- James M. Cordes; Roger W. Romani y Scott C. Lundgren (1993). "La Nebulosa de la Guitarra: un arco de choque de una estrella de neutrones de rotación lenta y alta velocidad". Naturaleza . 362 (6416): 133-135. Código Bibliográfico : 1993Natur.362..133C . doi : 10.1038 / 362133a0 . S2CID 4341019 .
- Dong Lai (1999). "Física de las patadas de estrellas de neutrones". Astrofísica estelar . Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. 254 . págs. 127-136. arXiv : astro-ph / 9912522 . Código Bibliográfico : 2000ASSL..254..127L . doi : 10.1007 / 978-94-010-0878-5_15 . ISBN 978-94-010-3791-4. S2CID 18944918 .
- Chen Wang; Dong Lai y JL Han (2006). "Patadas de estrellas de neutrones en púlsares aislados y binarios: restricciones e implicaciones de observación para los mecanismos de retroceso". El diario astrofísico . 639 (2): 1007–1017. arXiv : astro-ph / 0509484 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 639.1007W . doi : 10.1086 / 499397 . S2CID 1231368 .
enlaces externos
- Finley, Dave; Aguilar, David (31 de agosto de 2005). "El pulsar más rápido que acelera fuera de la galaxia, los astrónomos descubren" . NRAO .
Pulsar Kick a 1100 km / s
- "PSR B1508 + 55" . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg .