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'Magnetares', repetidoras de gamma suaves (SGRs)
y campos magnéticos muy fuertes


Robert C. Duncan, Universidad de Texas en Austin - duncan@astro.as.utexas.edu

ORIGINAL EN INGLÉS / ORIGINAL SITE (ENGLISH):
'MAGNETARS', SOFT GAMMA REPEATERS & VERY STRONG MAGNETIC FIELDS

Resumen
Los objetos llamados "Soft gamma repeaters" ("SGRs", en español "Repetidoras de Gamma Suaves") son estrellas de rayos X que emiten fuertes y reiterados relámpagos de rayos gama suaves (de baja energía). La naturaleza física de estas estrellas fue un misterio por muchos años. En 1992 se propuso que las SGRs son estrellas de neutrones alimentadas magnéticamente, o magnetares. Los estudios de observación posteriores apoyan esta hipótesis. Los astrónomos piensan ahora que todas las emisiones que se detectan llegadas de las SGRs, y también desde una clase de estrellas conocidas como púlsares anómalos de rayos X ("AXPs", por "anomalous X-ray pulsars) son alimentadas por el decaimento del campo magnético. Se explica aquí cómo se forman estas extrañas estrellas, físicamente extremas, y por qué emiten sin cesar rayos X pulsantes, con esporádicos estallidos más fuertes. Les contaré la historia de su descubrimiento y los esfuerzos teóricos que ayudaron a revelar su bizarra naturaleza.
NOTA: este sitio web fue escrito originalmente en mayo de 1998, en respuesta a un pico de interés en las magnetares. A principio del 2003 actualicé el sitio para responder preguntas que me enviaron quienes leyeron una historia de tapa sobre las magnetares publicada por la revista Scientific American. Realicé revisiones significativas y agregué nuevas secciones. Sin embargo, no estoy cerca de cubrir todo el progreso reciente en este área de la astrofísica, que se encuentra en rápido desarrollo. Actualmente estoy escribiendo un libro que hablará mucho más sobre las magnetares y explicará todo con más cuidado y profundidad.

- R.D., Marzo 2003


 Contenido 
 1 - Poderosos campos magnéticos* 
 2 - Descubrimiento de las SGRs 
 3 - Estallidos SGR 
 4 - El suceso del 5 de marzo 
 5 - Se localiza el origen de los estallidos 
 6 - Teorías sobre el estallido del 5 de marzo 
 7 - Otras SGRs* 
 8 - Campos magnéticos de las estrellas de neutrones 
 9 - ¿Un nuevo tipo de estrella?* 
 10 - Una breve historia de las magnetares 
 11 - Bolas de fuego atrapadas* 
 12 - 1998: año de descubrimientos en magnetares* 
 13 - El suceso del 27 de agosto* 
 14 - Púlsares anómalos de rayos X* 
 15 - Torsiones magnéticas y rayos X* 
 16 - Enlaces sobre Magnetares* 
 17 - Epílogo: nuevos horizontes en la ciencia de las magnetares* 
   
* Secciones nuevas o expandidas, marzo 2003


Poderosos campos magnéticos

Las observaciones de las SGRs aportan evidencia de que esas estrellas tienen campos magnéticos extraordinariamente potentes. Una estimación especialmente simple y confiable del magnetismo de las SGR, hecho por primera vez en 1998 por C. Kouveliotou y sus colaboradores, aporta evidencias de un campo de 8 x 1014 Gauss, donde "Gauss" es una unidad que indica la fuerza del campo magnético. (1 Gauss = 10-4 Tesla)

Se utiliza aquí notación científica, de modo que 1014 significa 10 elevado a la 14a potencia, lo que es igual a 1 seguido de 14 ceros. Por lo tanto 8 x 1014 es un 8 seguido de 14 ceros, ó 800.000.000.000.000.

Para dar una perspectiva, he aquí una tabla de diversas fuerzas magnéticas
Campo magnético de la Tierra, que mueve la aguja de una brújula medido en el polo Norte magnético 0,6 Gauss
Un imán común, de mano como los que se usan para sostener papeles en un refrigerador 100 Gauss
Campo magnético de las manchas solares fuertes (dentro de las áreas oscuras y magnetizadas de la superficie solar) 4.000 Gauss
El campo magnético más potente que se puede mantener fijo en un laboratorio generado por electroimanes enormes y masivos 4,5 x 105 Gauss
El campo magnético más potente que se ha logrado, por un momento logrado al enfocar cargas explosivas, con una duración de 4 a 8 microsegundos 10 x 107 Gauss
El campo más potente detectado en una estrella que no sea de neutrones encontrado en un puñado de estrellas enanas blancas compactas y fuertemente magnetizadas 10 x 108 Gauss
Campo magnético polar de superficie típico de las púlsares de radio el tipo más familiar de estrella de neutrones; los astrónomos conocen más de mil 1012-1013 Gauss
Magnetares Repetidoras de Gamma Suaves y púlsares anómalas de rayos X.
(El valor dado es el de superficie y polar; los campos del interior de la magnetar pueden llegar hasta 1016 Gauss, con las líneas de campo probablemente encerradas en una geometría toroidal —forma de rosquilla o donut— dentro de la estrella.)
1014-1015 Gauss

Los físicos no ha podido crear campos estables más potentes que 4,5 x 105 Gauss en el laboratorio porque las tensiones magnéticas de campos más poderosos superan la resistencia a la tensión de los materiales terrestres. Si se intenta crear campos más potentes, las fuerzas magnéticas destrozan el electroimán.

Utilizando poderosos explosivos para crear implosiones, es posible comprimir un campo magnético y lograr mayores potencias de campo, al menos durante pequeñas fracciones de segundo. Esto se hizo en el Laboratorio de Los Alamos (Los Alamos Laboratory) en los Estados Unidos, y en un laboratorio de armas nucleares en Sarov, Rusia, obteniendo campos de alrededor de 107 Gauss antes de que el equipo se destruyera.

Átomos en campos magnéticos muy potentes (nueva sub-sección, enero 2003)

El campo magnético más potente que uno puede encontrar personalmente será de alrededor de 104 Gauss, si a uno le aplican un escaneo de Imagen por Resonancia Magnética (Magnetic Resonance Imaging, MRI) para diagnóstico médico. Un campo así no ofrece riesgos para la salud y es difícil que afecte a los átomos de nuestro cuerpo. Los campos de más de 109 Gauss, sin embargo, serán letales al instante. Campos así distorsionan fuertemente a los átomos, comprimiendo a las nubes de electrones atómicos en formas de cigarro, con el eje más largo alineado con el campo, lo que vuelve imposible la química en la que se basa la vida. Dentro de los 1.000 kilómetros alrededor de un magnetar uno morirá a causa del magnetismo puro y estático, si no es que uno no ha sido alcanzado aún por rayos X, rayos gamma, partículas de alta energía, gravedad extrema, estallidos y destellos...

Dentro de campos mucho más potentes que 109 Gauss, los átomos se comprimen en forma de delgadas agujas. A 1014 Gauss, los átomos aguja tienen grosores de alrededor de el 1% de su longitud, centenares de veces más delgados que los átomos no magnetizados. Esos átomos pueden formar fibras o cadenas de moléculas parecidas a polímeros. Sobre la superficie de una magnetar probablemente existe una alfombra de estas fibras magnetizadas, por lo menos en los lugares en los que la superficie es lo suficientemente "fría" como para que se formen átomos.


UN RECUADRO GRIS COMO ÉSTE INDICA QUE EL MATERIAL ES PARA LECTORES AVANZADOS

Campos magnéticos ultra-potentes

En campos magnéticos que exceden la "fuerza de campo de la electrodinámica cuántica" ("quantum electrodynamic field strength"), que es de BQ = 4,4 x 1013 Gauss, ocurren varios efectos físicos fascinantes. (Esta fuerza de campo es la dada por una combinación de constantes fundamentales: BQ = me2 c3 / h e, donde me es la masa del electrón, c es la velocidad de la luz, h es la constante de Planck dividida por 2 π, y e es la carga de un electrón.) En campos más potentes que BQ, los electrones giran alrededor de las líneas del campo magnético a cerca de la velocidad de la luz, aún en sus estados de energía más bajos. En consecuencia, el vacío ultra-magnetizado —que, de acuerdo con la mecánica cuántica, es un hervidero de pares virtuales electrón-positrón y otras partículas— se vuelve birrefringente, como un cristal de calcita, capaz de distorsionar y ampliar imágenes ("lente magnética"). Los fotones de los rayos X que viajan a través de estos potentes campos se dividen en dos o se vuelven a juntar con facilidad, y varios otros efectos físicos novedosos entran en juego. Debido a que BQ está entre las fuerzas de campo observadas en las magnetares y las púlsares de radio ordinarias, esta nueva física sólo es importante en las magnetares, lo que hace que la teoría de las magnetares sea especialmente rica e interesante. Los efectos como la división magnética del fotón no se pueden medir en laboratorios terrestres, pero pueden ser detectados en emisiones llegadas desde esos laboratorios cósmicos únicos. Para más información, vea mi artículo de revisión Physics in Ultra-strong Magnetic Fields.

Aunque los campos de las magnetares son fuertes en la mayoría de las escalas, son débiles comparados con el campo más fuerte posible que podría existir teóricamente en la naturaleza, que es de 1049 - 1053 Gauss. Un campo más potente que éste podría romper, literalmente, el vacío y desintegrarse, por vía del proceso de la creación de un monopolo magnético de la mecánica cuántica. Sin embargo, no hay forma de que se puedan generar campos así de fuertes. Las magnetares son los objectos más fuertemente magnetizados que se conocen hasta ahora en el Universo.

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El descubrimiento de las Repetidoras de Gamma Suaves (SGRs)

A fines de los 60, el Departamento de Defensa de los Estados Unidos lanzó los satélites "Vela" para buscar rayos gamma en el espacio y así verificar un tratado que prohibía las pruebas de artefactos nucleares en el espacio. Sorprendiendo a todos, se detectaron varios estallidos breves de rayos gamma. Parecían llegar de manera azarosa de todas las direcciones del espacio. Así se descubrió un nuevo fenómeno natural, los "estallidos de rayos gamma" ("gamma-ray bursts", GRBs), y se lo anunció a los astrónomos en 1973.

Los rayos gamma están formados por fotones de energía muy elevada, con más energía que los fotones de rayos X, los que a su vez tienen mayor energía que los fotones de ultravioletas, ópticos, infrarrojos, microondas y de radiofrecuencia (listados en orden decreciente de energía, o de creciente "blandura espectral"). Sólo se pueden estudiar rayos gamma en el espacio exterior, ya que son absorbidos por la atmósfera de la Tierra al ionizar sus átomos. (Esto quiere decir que ellos sacan de un golpe los electrones de los átomos del aire, volviéndolos iones con carga positiva.) Afortunadamente, los detectores de rayos gamma son relativamente baratos, compactos y fáciles de poner en una nave espacial, de modo que se los agregó a varias misiones espaciales durante los 70 para obtener datos sobre los GRBs. En 1979, ya había por lo menos una docena de detectores de rayos gamma en los satélites terrestres y en sondas espaciales esparcidas por el Sistema Solar.

1979 fue un año fantástico para el estudio de las Repetidoras de Gamma Suaves (SGRs), aunque nadie lo notó en ese momento. El primer estallido SGR que se detectó, llegado de una fuente en la constelación de Sagitario, fue el 7 de enero de 1979. Dos meses después, el 5 de marzo de 1979, llegó un estallido verdaderamente poderoso de SGR, que fue de lejos la ráfaga más intensa de rayos gammas que se había detectado hasta el momento fuera de nuestro Sistema Solar (hasta que otro estallido de SGR rompió el récord en 1998). Este enorme fulgor permitió eventualmente que se develara el misterio de las SGR. Sólo nueve días después entró en actividad una tercera SGR en una nueva parte de la galaxia, produciendo tres estallidos en un período de tres días. Es decir que durante los primeros tres meses de 1979 se descubrieron tres de las cinco SGRs conocidas.

Durante años los astrónomos no distinguieron entre los estallidos de SGR y los estallidos de rayos gamma "ordinarios" o "clásicos" (GRBs), observados con mucha mayor frecuencia. (En 1990, con detectores modernos, se detectó alrededor de un GRB por día desde algún lugar del firmamento. Se han visto muchos menos estallidos de SGR, quizás 10 a 50 por año, aunque llegan en grupos.) Hasta 1987 las SGRs no fueron reconocidas claramente como un conjunto separado de objetos. El nombre "repetidoras de gamma suaves" se enfoca en las propiedades que distinguen los estallidos SGR de los GRBs. A diferencia de los GRBs, que jamás se ha verificado que lleguen más de una vez desde un mismo punto en el firmamento, los estallidos SGR se repiten esporádicamente desde el mismo origen. Los rayos gamma de los estallidos SGR son, además, "suaves espectralmente" si se los compara con los que vienen en los GRBs. Esto significa que el promedio de energía por cada fotón del rayo gamma es menor. De hecho, la mayoría de los fotones de SGR en realidad son fotones de alta energía de rayos X "duros" en lugar de rayos gamma verdaderos. Un nombre que los describiría mejor sería "destelladores de rayos X duros", pero se nos ha pegado "repetidoras de gamma suaves" debido a cómo se ha distinguido históricamente a estos objetos de las fuentes de GRB.

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Estallidos SGR

La palabra "suaves" en el nombre "repetidoras de gamma suaves" no debe interpretarse como "tenues". La luminosidad o brillo, la energía radiada por segundo, está relacionada con la cantidad de fotones que se emiten más que con la energía de cada protón; y la cantidad de fotones que llegan desde un estallido SGR es enorme. El término "suave" significa que la energía por fotón es menor que la que existe en los GRBs. Observe que las SGRs son "suaves" espectralmente sólo si se las compara con los GRBs; pero ellas son más potentes que todos los otros fenómenos astronómicos conocidos.

Los estallidos SGR normales pueden irradiar en un segundo tanta energía como la que emite el Sol en todo un año. (Al decir "normales" quiero decir excluyendo los destellos gigantes del 5 de marzo de 1979 y del 27 de agosto de 1998, que fueron más de 1.000 veces más brillantes.) Los estallidos SGR duran sólo una pequeña fracción de segundo, aunque algunos pueden extenderse varios segundos. Todas las SGRs identificadas están dentro de nuestra galaxia (4 de ellas) o en un racimo de estrellas ubicadas apenas fuera de ella (1 de ellas).

[Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es un enorme y achatado conglomerado de estrellas, con forma más o menos de disco de alrededor de 100.000 años luz de diámetro y de unos 1.000 años luz de espesor. Un año luz es la distancia que viaja la luz en un año: alrededor de 9,46 millones de millones de kilómetros. Si se la observa desde afuera, la Vía Láctea parece una rueda de fuegos artificiales hecha de alrededor de 100.000 millones de estrellas (1011). El Sol y la Tierra están ubicados alrededor de un 3/4 del recorrido desde el centro hacia fuera.]

Aunque sólo se han detectado cinco SGRs, ciertamente deben de existir al menos varios millones en nuestra galaxia, y una cantidad similar en cada una de las otras. Pero las SGRs cesan de emitir sus brilantes destellos en sólo unos 10.000 años —un breve instante de tiempo cósmico— de modo que sólo se detectan las pocas que son más recientes.

Es interesante comparar las SGRs con los otros orígenes de estallidos en la galaxia. Los astrónomos han identificado muchos de esos objetos y les han puesto nombres tales como "Destelladores de rayos X Tipo I y Tipo II, Transitorios de rayos X de agujero negro, Variables cataclísmicas y Novas". Esas fuentes de estallidos son estrellas compactas (enanas blacas, estrellas de neutrones o agujeros negros) en las que está cayendo material de una estrella compañera que las orbita, en un sistema de doble estrella. Todos esos orígenes de estallidos que se repiten son más débiles que los intensos estallidos SGR normales en un factor de ~10.000 a 1 o más, excepto en el caso de los transitorios de rayos X de los agujeros negros, que sólo son 1.000 veces más débiles. Sin embargo, los estallidos que llegan de esas otras fuentes duran mucho más que los estallidos SGR, de modo que el total de energía en un estallido puede ser comparable. (Debido a su brevedad, un buen nombre para las SGRs hubiera sido "relampagueantes".)

En resumen, las SGRs son, lejos, las emisoras de estallidos repetitivos más brillantes. Las supernovas y los GRBs son mucho más brillantes aún, pero son eventos que ocurren una sola vez, destruyendo la estrella que lanza el estallido. Las supernovas y los GRBs son raros, ya que ocurren en nuestra galaxia sólo una vez cada cientos de años (supernovas) o quizás una vez cada un millón de años (GRBs). Esto significa que la mayor parte de las supernovas y GRBs que se detectan vienen de galaxias distantes.

Esto nos lleva a un evento que cambió la historia de las SGRs: un estallido que fue, por un corto lapso, más brillante que una supernova.

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El suceso del 5 de marzo

5 de marzo de 1979...

A las 10:51 de la mañana del Tiempo Estándar del Este de los Estados Unidos (nota del traductor: en Argentina son dos horas más, o sea a las 12:51 del mediodía), lejos en el espacio, dos sondas espaciales soviéticas, la Venera 11 y la Venera 12, estaban deslizándose a través del Sistema Solar interior cuando fueron sacudidas por un flujo sin precedentes de rayos gamma. Los detectores de rayos gamma a bordo saltaron de valores de 100 a 40.000 y luego se salieron de escala en una fracción de milisegundo; primero en la Venera 11, luego, 5 segundos después, en la Venera 12. Los detectores no habían sido diseñados para semejante flujo de energía y se saturaron, perdiendo la cuenta de los rayos gamma que pasaron a través de ellos. Once segundos después, más rayos gamma dieron contra una sonda espacial norteamericana, la Helios 2, en órbita alrededor del Sol, también sacando sus detectores fuera de escala.

Evidentemente, un frente de onda plano de rayos gamma estaba cruzando el Sistema Solar a la velocidad de la luz. Pronto alzanzó Venus, donde hizo que los detectores de rayos gamma del orbitador Pioneer de Venus también subieran hasta el tope. Entonces, siete segundos después, llegó a la Tierra. Nadie se dio cuenta de lo que pasaba: la vida siguió calma debajo de la protección de la atmósfera. En la costa este de los Estados Unidos era una mañana de lunes lluviosa, aburrida y fría; y fría y clara en el resto de ese país. Las noticias de primera plana de los diarios de los EEUU hablaban de los intentos del presidente Carter para avanzar con el tratado de paz Israelí-Egipcio. (Yo estaba a 6.000 kilómetros, cruzando el Atlántico, pues era entonces un joven estudiante en la Universidad de Cambridge.)

Mientras tanto, en órbita terrestre, tres satélites Vela y un satélite soviético de nombre Prognoz 7 se vieron sumergidos en una repentina marea de rayos gamma. El observatorio Einstein de rayos X, un telescopio orbital, también mostró una fuerte señal. Los rayos gammas entraban copiosamente a través de los protectores metálicos de radiación que rodeaban los detectores.

Mientras el frente de onda terminaba de pasar por el Sistema Solar, golpeó una sonda espacial más: el International Sun-Earth Explorer (ISEE, explorador internacional Sol-Tierra) en órbita alrededor del punto de gravitacón nula o de Lagrange del sistema Sol-Tierra. (Algunos años más adelante esa sonda salió del punto lagrangiano y fue enviada a la deriva a través de Sistema Solar en un esfuerzo por estudiar los cometas, y entonces fue renombrada International Cometary Explorer explorador cometario internacional o ICE.)

El detector de rayos gamma del ISEE estaba apuntado lejos del punto de llegada de los rayos gamma, pero éstos pasaron a través del sólido cuerpo de la nave espacial, se dispersaron y fueron absorbidos parcialmente, y aún así pudieron disparar el detector hasta su máximo. Dieciséis años después un equipo de científicos de Los Alamos hizo elaboradas simulaciones de computadora de los rayos gamma pasando a través de la nave espacial ISEE en un intento por lograr más información sobre este intenso estallido.


Curva de luz del suceso del 5 de mayo, tal como fue registrado por los detectores de rayos gamma
a bordo de la sonda espacial Venera 12. (De E.P. Mazets et al., 1979, Nature 282, p. 587.)

Todos los detectores mostraron que el estallido comenzó con un "pulso duro" de rayos gamma de una duración de 0,2 segundos. Este pulso fue unas 100 veces más intenso que cualquier otro destello de rayos gamma cósmicos que se hubiese detectado hasta ese momento. Diecinueve años después, sigue teniendo la posición de récord en un factor de más menos 10. El pulso duro saturó los detectores. A eso siguió una "cola blanda" mucho más débil de rayos gamma suaves (o rayos X duros), que duró más de 3 minutos e iba disminuyendo. Mientras disminuía, esta cola variaba además en intensidad de una forma similar a una senoide, pero con dos picos por ciclo, y con un período de 8,9 segundos. Las modulaciones de 8 segundos fueron observadas claramente por varios sensores diferentes durante más de 20 ciclos. Los astrónomos no habían visto nunca algo parecido a esta cola y no lo volvieron a ver durante 19 años.

Catorce horas y meda después, a la 1:17 de la madrugada del 6 de marzo, llegó otro estallido desde el mismo punto del firmamento, más suave, que sólo duró 1,5 segundos. Se puede ver, en retrospectiva, que ése fue un estallido normal de SGR en todas sus propiedades. Entonces, un mes después, el 4 de abril, y de nuevo el 24 de abril, se observaron estallidos de tipo SGR desde ese origen, cada uno de una duración de alrededor de 0,2 segundos. Durante los cuatro años siguientes se observaron 16 estallidos de tipo SGR desde ese origen. En mayo de 1983, la emisión de estallidos cesó. Desde entonces no se han detectado estallidos llegados desde esa fuente.

Varias personas sugirieron que los estallidos similares a SGR fueron un efecto residual del gran suceso del 5 de marzo, quizás una señal de que el generador de los estallidos se estaba "acomodando" en su estado post estallido. Los astrofísicos rusos observaron que la cola del suceso del 5 de marzo —la distibución de energías de los fotones duros de rayos X detectados— fue casi idéntica al espectro de los estallidos similares a SGR que siguieron. De modo que la cola podría considerarse un suceso SGR de "duración súper larga", aunque el pulso duro inicial del 5 de marzo de 1979 fue único.

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Se localiza el origen de los estallidos

En los meses y años posteriores al 5 de marzo de 1979, los científicos analizaron los datos provenientes de distintas naves espaciales. Todos los detectores tienen un reloj que marca el tiempo en que llegan por primera vez los rayos gamma, en un rango de milisegundos. Comparando esas marcas de tiempo en diferentes sitios del Sistema Solar, los astrónomos pudieron decir en qué ángulo pasó por el Sistema Solar el frente de onda plano de rayos gamma. Esto les dijo, a su vez, de qué lugar del firmamento llegó el estallido. Llevó más de un año determinarlo con precisión. El resultado fue una gran sorpresa.

Mapa de rayos X del resto de supernova N49 en la Gran Nube de Magallanes. Esta imagen en falso color (con colores diferentes para indicar las distintas intensidades de rayos X) fue realizado utilizando datos del telescopio ROSAT de rayos X. El rectángulo blanco largo y delgado en el centro y arriba muestra la posición del emisor de estallidos del 5 de marzo de 1979, como se ha inferido de los tiempos de arribo del pulso duro a las 7 naves espaciales. El punto de origen de rayos X cercano al centro del rectángulo es la SGR (que ahora se piensa que es una estrella de rayos X alimentada magnéticamente). Los otros rayos X vienen del gas calentado por la explosión de supernova. Para ver una imagen óptica del mismo resto de supernova, ingrese a esta foto del telescopio espacial Hubble.

La fuente resultó estar dentro de una pequeña área del firmamento donde se extienden los "restos de una supernova": la brillante nube de gas ardiente que queda después de una explosión estelar masiva. Sin embargo, este resto particular de supernova (SNR), con número de catálogo N49, no está en nuestra galaxia, la Vía Láctea. En cambio, SNR N49 está en una "galaxia enana satélite" de la Vía Láctea llamada Gran Nube Magallánica (LMC). LMC es un grupo irregular de estrellas que es bien visible en el cielo del Hemisferio Sur. Es uno de los conjuntos de estrellas más cercanos a nuestra galaxia, ubicado a 180.000 años luz de la Tierra. A LMC se le llama "galaxia enana satélite" porque es una galaxia pequeña que orbita a la Vía Láctea.

Las supernovas son comunes en LMC; de hecho, se ha observado allí el estallido de una en febrero de 1987: la "Supernova 1987A."

¿Podría haber estado la fuente del estallido del 5 de marzo mucho más cerca de nosotros que la Gran Nube Magallánica? Casi seguro que no. Una cosa así requerría que el suceso estuviese en una posición que se superponga con la pequeña SNR en la LMC, lo que sería una coincidencia tremendamente improbable. Así que hay pocas dudas de que la fuente fue realmente en la Gran Nube Magallánica, a 180.000 años luz de distancia, ó 1,7 x 1018 kilómetros.

Esto fue impactante. Todos esperaban que el origen estuviera en el vecindario galáctico cercano a nosotros, como mucho a unos pocos centenares de años luz de distancia.

Esto quiere deccir que el estallido ocurrió, en realidad, a una distancia de 180.000 años luz, bien antes del nacimiento de nuestra Historia, ya que los rayos gamma debieron viajar todo ese tiempo para llegar hasta nosotros. El "frente de onda plano" que pasó a través del Sistema Solar fue, en realidad, una parte de una esfera de radiación en expansión de 180.000 años luz de radio; sólo parece ser plano debido a que el radio de las esfera es enorme comparado con el tamaño del Sistema Solar.

El hecho de que la fuente está tan lejos significa que el estallido fue enormemente brillante, intrínsecamente. En el pico del estallido su brillo fue 10 veces mayor que todas las estrellas de nuestra galaxia puestas juntas, o más menos 10 veces más brillante que una explosión de supernova en su pico de brillo fotónico. (Observe que las estrellas galácticas y las supernovas radian mayormente en el rango óptico y de fotones de ultravioleta, mientras que la fuente del estallido del 5 de marzo irradió mayormente rayos gamma; de todos modos el gasto de energía es comparable.)

En las dos primeras décimas de segundo, el generador del estallido irradió tanta energía como la que irradia el Sol en 3.000 años.

Hubo un dato aún más impresionante... La posición del origen del estallido, determinada con precisión a partir de los datos de 7 naves espaciales, no caía en el centro de la SNR esférica, sino desplazada significativamente hacia un borde. (Vea la figura arriba.) Este desplazamiento fue verificado en 1991 cuando se encontró un débil y estable punto emisor de rayos X en la posición del generador del estallido, lo que permitió que se determinara su posición precisamente. (Esos rayos X son emitidos por el origen de los estallidos, evidentemente. Los astrónomos lo llaman una "fuente puntual" porque su tamaño y forma no se han medido: es tan pequeño que es indistinguible de un punto con los telescopios de rayos X actuales.)

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Teorías sobre el estallido del 5 de marzo

¿Qué causó el suceso del 5 de marzo? Asumiendo que la fuente del estallido del 5 de marzo se formó en la supernova que dio lugar a SNR N49, como parece probable, entonces podemos inferir que...


La fuente de estallidos del 5 de marzo tiene las siguientes propiedades
Lo más probable es que la fuente de estallidos sea una estrella de neutrones, ya que se sabe que las estrellas de neutrones se forman en el interior de las supernovas (por ejemplo la púlsar del Cangrejo que está dentro de la SNR Cangrejo). Una estrella de neutrones es una esfera ultradensa de neutrones, como un núcleo atómico gigante que flota y gira en el espacio. Tiene alrededor de 10 kilómetros de diámetro, con una masa comparable a la del Sol. Esta estrella se forma cuando una estrella común masiva termina su combustible nuclear. El núcleo de la estrella colapsa hacia dentro bajo su propia gravedad, convirtiéndose en una estrella de neutrones, mientras que el resto de la estrella es lanzado hacia fuera como supernova.
La fuente de estallidos es joven, hablando en escala astronómica: 10.000 años. Los astrónomos pueden estimar la edad de una SNR, es decir, cuánto hace que ocurrió la supernova. Esto se hace midiendo propiedades de la SNR, como su tamaño y ritmo de expansión. La SNR que contiene la fuente de estallidos del 5 de marzo tenía más o menos 5.000 años cuando ocurrió el estallido.
La fuente de estallidos nació moviéndose a una gran velocidad. Asumiendo que la fuente de estallidos se formó en el centro de la explosión de supernova explosion, lo que parece probable, debe haber adquirido un impulso de retroceso o velocidad del retroceso de cerca de 1.000 kilómetros por segundo, para sacarla del centro en los más o menos 5.000 años que pasaron antes de que ocurriera el estallido. Esto es bastante rápido para una estrella de neutrones, pero no es irracional.
Es probable que sea una estrella de neutrones "aislada", es decir, no está en un sistema estelar binario. Es evidente que la estrella de neutrones adquirió una elevada velocidad al formarse. Esto significa que es probable que no estuviera unida (por la gravedad) a una órbita alrededor de otra estrella. Si hubiese estado limitada cuando se formó la supernova, su alta velocidad la habría roto.
La modulación de 8 segundos parece indicar que la estrella está rotando sobre sí misma, dando una vuelta cada 8,0 segundos. Esto es muy lento en una estrella de neutrones joven y aislada. Por ejemplo, la púlsar del Cangrejo, una estrella de neutrones muy bien conocida en una SNR reciente, rota cada 33 milisegundos, ó 30 veces por segundo. (Cuando las estrellas de neutrones colapsan a partir del núcleo estelar, se comprimen repentinamente en un factor de 300 a 1, y giran más rápido sobre sí mismas por la misma razón que un patinador sobre hielo gira más rápido cuando baja sus brazos.)
La fuente puntual de rayos X indica que la estrella de neutrones está emitiendo energía constantemente, a partir de una fuente de energía (desconocida).

Nadie entendía por qué una estrella de neutrones podía tener este extraño conjunto de propiedades, o qué podía causar que emitiera estallidos tan espectaculares.

El los años 80 se propusieron varias teorías, sugiriendo, por ejemplo, que el suceso del 5 de marzo se había debido a que un pequeño planeta o un gran asteroide se había estrellado contra una estrella de neutrones, o que se había producido una "transición de fase" en el núcleo de una estrella de neutrones (es decir, que el núcleo de la estrella de neutrones cambió de alguna manera su estado al enfriarse, como el agua cuando se congela, liberando energía en el proceso), o propuestas aún más especulativas que involucraban unos nuevos objetos hipotéticos, tales como un "pequeño guijarro de quarks cayendo en una estrella de quark extraños". La mayoría de estas ideas sólo cubrían un subconjunto limitado de los datos conocidos. Casi ninguna de ellas atrajo muchos creyentes o fueron tema de más de un artículo de investigación.

Para los teóricos, era particularmente difícil explicar el enorme brillo de rayos gamma del pulso duro inicial del suceso del 5 de marzo. Si se intenta decir que se alimentó con un material que caía dentro de la estrella de neutrones (como un planeta o un asteroide), entonces la presión asociada con el mismo flujo de rayos gamma detendría la caída, y terminaría con la fuente de energía. Pero si se intenta creer que se alimentó de una fuente profunda dentro de la estrella de neutrones, como una transición de fase, es difícil creer que toda la energía pudiese salir con rapidez y en cantidad suficiente en forma de rayos gamma.

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Otras SGRs

En los años 90, el misterio de las SGR estimuló a varios astrónomos a apuntar todo tipo de telescopios hacia estos objetos. En 1991 se descubrió la fuente puntual de rayos X ubicada en el sitio de la fuente del estallido del 5 de marzo. Luego, en 1993 y 1994, se determinaron las ubicaciones de dos SGRs más.



SGR
1806-20

Este fue el primer suceso SGR al que se observó producir el estallido, en enero de 1979. Estuvo muy activo a mitad de los años 80, emitiendo más de 100 estallidos detectados. Desde 1990 ha estado activo esporádicamente. Los números "1806-20" se refieren a sus coordinadas en el firmamento: 18 horas, 06 minutos ascensión derecha, -20 grados de declinación. Su ubicación en el cielo es cercana a la posición del centro galáctico, en la constelación de Sagitario. El centro de la galaxia está a 25.000 años luz de distancia de nosotros, pero algunos investigadores han argumentado que SGR 1806-20 está ubicada mucho más atrás. Su distancia real es incierta.

En 1993, un equipo formado de astrónomos (principalmente) japoneses y dirigido por Toshio Murakhami detectó SGR 1806-20 utilizando el telescopio orbital de rayos X ASCA. Demostraron que SGR 1806-20 es una brillante estrella de rayos X, en estado de quietud (es decir, entre episodios de estallido). En 1998, Chryssa Kouveliotou et al. demostó que el brillo de esta estrella de rayos X pulsa a un ritmmo que se va enlenteciendo gradualmente, lo que aporta una fuerte corroboración al modelo de magnetar. Este fue el primero de varios desarrollos importantes durante 1998, el "Año de las Magnetares", del que hablaremos más adelante.

(Recomiendo que usted lea las secciones en orden, pero pongo aquí un salto hacia delante a 1998 para los obsesivos del hipertexto.)

La región del cielo que rodea a SGR 1806-20 está repleta de actividad de formación y muerte galáctica de estrellas, de modo que aún no está claro si existe un resto reciente de supernova asociado con SGR 1806-20.


¿Una estrella compañera de SGR 1806-20?

(Voy a explicar ahora cómo se confundieron los astrónomos con las propiedades de SGR 1806-20 a mitad de los años 90. No es importante científicamente, pero será interesante para los lectores avanzados.)

Poco después de que Murakhami y otros hallaran que SGR 1806-20 era una estrella de rayos X, los radiotelescopios detectaron una mancha de gas con brillo de radio que parecía rodearla. Esto llevó a los astrónomos a suponer que la SGR estaba lanzando un viento de partículas cargadas, como una púlsar de radio. (Nota: se habla de los vientos de las púlsares de radio en la próxima sección.) Los telescopios ópticos/infrarrojos descubrieron luego una estrella "bola de gas" alimentada por energía nuclear, muy masiva, brillante, caliente y joven ubicada en el centro preciso de las emisiones de radio. Por eso en la mitad de los 90 la mayoría de los astrónomos creyeron que SGR 1806-20 estaba en un sistema binario junto a esta estrella más ordinaria.

En 1999, Kevin Hurley de Berkeley y sus colaboradores utilizaron una Red Interplanetaria (IPN) de detectores de rayos gamma para definir la ubicación de SGR 1806-20 con una precicisión muy elevada. Descubrieron que la SGR estaba desplazada 0,004 grados (14 segundos de arco) del centro de la fuente de radio y la masiva estrella de energía nuclear. Este desplazamiento fue confirmado en el 2001 por el telescopio orbital Chandra de rayos X. Ahora sabemos que SGR 1806-20, como otras SGRs, es una brillante estrella de rayos X, pero no está emitiendo un viento estable de partículas cargadas que emiten radio (por lo menos no en niveles detectables) ni forma un sistema binario con ninguna estrella conocida.



SGR
1900+14

Esta estrella de la constelación del Águila ("Aquila the Eagle", en inglés), emitió 3 estallidos que fueron detectados en dos días a mediados de marzo de 1979. Luego se ha mantenido en quietud por cerca de dos décadas, excepto tres estallidos más que se observaron en 1992.

La ubicación de SGR 1900+14 se encontró en 1994 y se definió con gran precisión en 1998. Como otras SGRs, es una fuente puntual de rayos X continuos, pero está ubicada justo fuera del borde de una SNR reciente (con una edad de alrededor de 10.000 años) en nuestra galaxia. Si la SGR se formó en la supernova que dejó este resto, entonces debe haber adquirido tanta velocidad en su nacimiento que alcanzó y sobrepasó la cáscara de ardiente gas en expansión del resto. Esto es posible porque la SNR en expansión se va frenando al chocar con el difuso gas del que está llena nuestra galaxia. La velocidad estelar de impulso o retroceso es de alrededor de 1.500 a 2.000 km/s.

(Entre paréntesis, Kevin Hurley y sus colaboradores pronto determinarán si SGR 1900+14 nació o no realmente en esta SNR. En 2001, Hurley utilizó el telescopio Chandra de rayos X para medir con exactitud la localización de la estrella de rayos X. Pronto la volverán a medir. El Chandra, con su magnífica resolución espacial, debería ser capaz de determinar si la SGR se ha movido o no, verificando o desmintiendo que se mueve a alta velocidad.)

En el verano del 1998, después de décadas de una quietud casi completa, el infierno entero se liberó en la SGR 1900+14. Emitió entonces una gigantesca llamarada, muy parecida a la del suceso de marzo de 1979, como veremos luego...

SGR
1801-23

Esta fuente fue descubierta recién en 1997, cuando emitió 2 estallidos que se detectaron desde observatorios espaciales. Su posición aún no fue determinada con exactitud para ver si está asociada con una fuente puntual de rayos X, o SNR.

SGR
1627-41

Esta quinta SGR conocida fue descubierta por astrónomos de la NASA el 15 de junio de 1998. Emitió alrededor de 100 estallidos entre junio y julio de 1998, que fueron detectados por 4 observatorios de rayos X y gamma en el espacio. La posición de la nueva fuente de estallidos coincide con un resto de supernova cercano al plano galáctico. El período de rotación de esta SGR no se conoce con certeza, aunque hay algunas evidencias (ambiguas) de que sería de alrededor de 6,4 segundos.

En los años 90, mientras cantidad de astrónomos trabajaban para lograr estos avances en la observación, se desarrollaba la teoría "magnetar" de las SGRs. Esta teoría todavía se está comprobando y discutiendo. Al producirse más observaciones podría ser descartada. Sin embargo, hasta ahora parece estar favorecida por una amplia variedad de evidencias.

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Campos magnéticos de las estrellas de neutrones

La teoría "magnetar" de las SGRs surge de un intento de comprender un tema completamente distinto: el origen de los campos magnéticos en las púlsares de radio.

Las púlsares de radio son las estrellas de neutrones más comunes: se han detectado más de 1000 desde que se las descubrió en 1968. Ellas emiten haces de ondas de radio que barren el espacio al rotar la estrella, como los haces de un faro, por eso al ser vistas desde la distancia las púlsares parecen ser intermitentes o pulsar con el ritmo de sus períodos de rotación. Cuidadosas mediciones han demostrado que los períodos de las púlsares se alargan con el tiempo, lo que implica que las estrellas van enlenteciendo gradualmente su giro. Se atribuye esto a sus campos magnéticos. Las líneas de campo están ancladas a la superficie de la estrella de neutrones, debido a que son generadas por corrientes de electrones que circulan en su interior. Por esta razón, cuando la estrella gira el campo también debe hacerlo. Esto genera ondas magnéticas que se propagan junto con vientos difusos de partículas cargadas (emitidas por los haces de radio desde arriba de los polos magnéticos), lo que se lleva energía y causa que la estrella se vaya frenando gradualmente. El ritmo de frenado que se mide permite estimar el campo magnético. Para la mayoría de las púlsares de alrededor de 1012 Gauss en los polos magnéticos.

En 1986 Christopher Thompson (originalmente en Winnipeg, Canada; ahora en el Canadian Institute for Theoretical Astrophysics en Toronto) y yo comenzamos a estudiar una cuestión sobre la cual la mayoría de los astrofísicos ha especulado, que es: ¿por qué los campos magnéticos de las púlsares son de alrededor de 1012 Gauss? En ese momento ambos nos encontrábamos en la Universidad Princeton: Chris era un graduado y yo un asociado posdoctoral. Estábamos cautivados por unas simulaciones en computadora que habían mostrado que en una estrella de neutrones, un instante antes de que se forme, todo resulta mezclado. Especulábamos sobre cómo afectaría esto a sus campos magnéticos.

Las estrellas de neutrones recién formadas son muy calientes. Los modelos de computadora, realizados por Adam Burrows de la Universidad de Arizona y James Lattimer de la Universidad Estatal de New York en Stony Brook, mostraban que el fluido denso de neutrones dentro de una estrella de neutrones en nacimiento fluyen girando y revolviéndose, ayudando a transportar el calor, más o menos como el agua que hierve. Esa circulación se llama "convección". Se produce debido a que las porciones calientes de fluido suben, mientras que las más frías se hunden. (En un fluido nuclear caliente, la densidad de los electrones también afecta la flotabilidad del fluido y ayuda a impulsar la mezcla.)

Encontramos que el fluido de la estrella de neutrones, caliente y ultradenso, conduce muy bien la electricidad, debido a que contiene algunos electrones y protones libres junto a los más abundantes neutrones. Esas partículas cargadas llevan corrientes con facilidad. Esto significa que cualquier línea de campo magnético que esté contenida en el fluido es arrastrada por los movimientos de convección; no pueden "ignorar" el fluido en movimiento porque éste es un conductor eléctrico.

Si la estrella nace girando lo suficientemente rápido, los efectos combinados de rotación y convección, que arrastran líneas de campo a través de la estrella, pueden formar el campo magnético total de la estrella por medio de un complicado proceso llamado "acción de dínamo". Las dínamos que operan en el interior de la Tierra y el Sol son los que les aportan sus campos magnéticos.

Nos sorprendió encontrar que, si una dínamo funciona con eficacia ideal en una caliente y recién nacida estrella de neutrones, generaría un campo de alrededor de 1016 gauss: ¡10.000 veces más fuerte el que se ha encontrado realmente en las púlsares! Cuando la estrella se enfría, la convección y la acción de dínamo cesan. En una estrella de neutrones, esto ocurre después de apenas 10 a 20 segundos, pero 10 segundos es tiempo son suficiente como para formar un campo magnético muy potente. Luego de eso, el campo puede permanecer atrapado por el espeso y estratificado líquido de neutrones del interior de la estrella de neutrones.

Esto nos llevó a la conclusión de que las familiares púlsares de radio eran estrellas de neutrones en las que esencialmente había fallado la operación de una dínamo de gran escala, probablemente a causa de que no habían nacido rotando a suficiente velocidad. El período de rotación de la púlsar del Cangrejo en su nacimiento era de alrededor de 20 milisegundos; hemos encontrado que debe ser considerablemente menor para que el efecto dínamo funcione.

La cuestión de por qué el campo de una púlsar era de 1012 Gauss pasó entonces a involucrar algunos sutiles detalles de los residuos del magnetismo que queda después de que falla el efecto dínamo a gran escala. Logramos algún progreso estimando esto, pero esto no nos ayudaba a contestar la pregunta ¿qué pasa si la dínamo se forma con éxito?

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¿Un nuevo tipo de estrella?

Estimamos que en los polos de una estrella de neutrones joven con la dínamo activa el campo magnético puede alcanzar en la realidad 1014 - 1015 Gauss; 100 a 1000 veces más potente que en una púlsar ordinaria. ¿Como se vería una estrella de neutrones fuertemente magnetizada, o 'magnetar'?

Aunque nace girando más rápidamente que una púlsar, la magnetar se frena mucho más rápidamente porque las ondas magnéticas (y los difusos vientos asociados de partículas cargadas) que frenan la energía rotatoria de la estrella son muy eficientes cuando el campo es fuerte. Esto significa que las magnetares raramente envían haces rotatorios de radio similares a los de un "faro" como lo hacen las púlsares de radio. Salvo durante un intervalo efímero enseguida de formarse, una magnetar gira tan lentamente que sus haces alimentados por el giro son muy estrechos o no existen. (Recordemos que los haces de radio de una púlsar ordinaria provienen de la emisión de partículas cargadas desde los polos magnéticos, que es alimentada por la rotación. Cuando el ritmo de rotación decrece ésta cesa.)

Para los lectores interesados en aprender más sobre la formación de magnetares hay un artículo científico que ofrece una linda y concisa discusión científica (incluyendo algunas ecuaciones) que apareció en los resúmenes de una conferencia de astrofísica ofrecida en marzo de 1995 en La Jolla, California. Este artículo de 7 páginas está disponible en muchas partes en la web, de modo que ofrezco aquí el archivo PDF.
    Entre paréntesis, este fue el primer artículo que se escribió en el que se usa el término "Púlsar Anómala de Rayos X" o "AXP" y el primero en sugerir que las AXPs —entonces una nueva clase de estrella— eran magnetares.

Dicho de otro modo: todas las emisiones observadas de púlsares ordinarios de radio (excepto una débil luminosidad remanente de rayos X que brota de su pequeña y caliente superficie) son alimentadas por una lenta pérdida de la energía de rotación con la que nació la estrella. El campo magnético de una púlsar de radio es esencialmente estable; su rol principal es facilitar pasivamente la pérdida de energía de rotación. En una magnetar, por otra parte, la energía de rotación se vuelve insignificante muy rápido. Sin embargo, nosotros especulamos que el propio campo magnético podía proveer una fuente de energía para las emisiones que se observaban. El campo de una magnetar es suficientemente poderoso como para empujar materia de los alrededores de la estrella hacia su interior y aplastarlo, lo que lleva a que se disipe una cantidad significativa de energía magnética durante los primeros diez mil años.


Esto tiene varias consecuencias:

Emisión continua de rayos X

La estrella se mantiene caliente por la fricción del material en movimiento en su interior. Como cualquier objeto caliente, la estrella brilla. En el caso de una magnetar joven (con una edad de unos 10.000 años), su superficie es tan caliente que su brillo es de rayos X. Esto puede contribuir a la fuente estable puntual de rayos X. Por otra parte, el desplazamiento del campo magnético fuera de la estrella debe conducir corrientes eléctricas a lo largo de las líneas curvas del campo magnético. Esto da lugar al flujo de partículas cargadas, que inevitablemente imparten energía a los fotones de rayos X, desviándolos hacia ellas. Los flujos de partículas cargadas también se curvan de repente hacia la estrella cuando alcanzan las puntos de base de las líneas del campo magnético, calentando sectores de la superficie, que brillan intensamente. Estas son las formas en que el campo magnético exterior de una magnetar puede disipar mucha de su energía en rayos X.

Estallidos SGR

Como el enorme campo magnético deriva a través de la corteza sólida del magnetar, ésta es tensionada por las fuerzas magnéticas, que a veces resultan ser más fuertes que lo que el sólido puede soportar. Esto causa cambios en la estructura de la corteza que producen los brillantes estallidos.



¿Por qué tiene una corteza la estrella?

(Esta subsección fue expandida en enero de 2003) Una estrella de neutrones está formada mayormente de un denso líquido de neutrones, con trazas de protones y electrones. Esto es un "fluido nuclear": puramente lo que compone los nucleos atómicos. Es más denso que el agua líquida en la Tierra en un factor que supera los 1014. Esta gran disparidad es comprensible debido a que los átomos ordinarios, como los del agua, están compuestos en su mayor parte de espacio vacío con una cobertura de livianos electrones que revolotean alrededor de un núcleo pequeño y pesado. Este núcleo es el que contiene casi toda la masa. En contraste, la materia de la estrella de neutrones renuncia a ese espacio casi vacío: es un "núcleo de pared a pared". Una cucharada sopera de fluido nuclear de las profundidades de una estrella de neutrones contiene alrededor de 10 mil millones de toneladas de material: tanto como en una gran montaña de la Tierra.

El fluido nuclear ultradenso explotaría como una bomba nuclear si se lo trajera a la Tierra, pero dentro de una estrella de neutrones está estable porque es sostenido por su tremenda presión. Sin embargo, en las capas externas de una estrella de neutrones (igual que en las capas externas de todas las estrellas) tanto la presión como la temperatura son menores, aunque la fuerza de gravedad sigue siendo enorme. Aquí el líquido se solidifica en una pesada corteza de alrededor de un kilómetro y medio de profundidad. Está formada de núcleos atómicos pesados dispuestos en un entretejido cuasi-cúbico, con electrones fluyendo en medio, algo parecido a una aleación metálica terrestre pero mucho más denso.

Las propiedades de la corteza de una estrella de neutrones fueron resueltas por Malvin Ruderman de la Univesidad Columbia y otros astrofísicos. Las capas superiores están hechas de hierro, pero los núcleos en este entrelazado sólido se van haciendo cada vez más pesados e hinchados de neutrones a medida que se profundiza. Además hay neutrones libres, junto a electrones libres, en el interior de la corteza y en profundidades de más de 750 metros. Es decir que este entretejido (con carga positiva) está impregnado por un líquido de neutrones y electrones solitarios (con carga negativa). Esos neutrones libres son pegados y despegados continuamente de los núcleos abotagados de neutrones. En la base de la corteza los núcleos abotagados se tocan y se unen; la estrella entera, por debajo de la corteza, parece un núcleo gigante.

Esta corteza externa sólida es esencialmente sólida en una púlsar, pero en una magnetar está sometida a tensiones a causa de las insoportables fuerzas magnéticas, porque el campo se difunde a través de ella y el campo magnético en la base líquida tira de ella desde abajo. Esto deforma la corteza y causa que el campo magnético que la penetra se mueva y deslice. Ocasionalmente, la corteza y el campo sobre ella se vuelven catastróficamente inestables.

Estallidos

Los estallidos de las magnetares liberan tremendas cantidades de energía magnética con gran rapidez. Tienden a llegar en grupos en los momentos en que la corteza está cediendo a poderosas tensiones magnéticas. Mientras crece la inestabilidad, el campo cambiante, deslizante, retorcido produce fuertes corrientes que se disipan encima de la estrella, energizando las partículas atrapadas en el campo magnético exterior. Simultáneamente, el campo magnético pasa a un estado de energía más baja. Esto produce una explosión de rayos X duros (rayos gamma suaves) que es lo que se observa como un poderoso y ordinario estallido de SGR.

Hay que observar que las fuerzas magnéticas también pueden deformar la corteza de una púlsar de radio, pero el campo magnético de una púlsar no es suficientemente poderoso como para deformar rápidamente la corteza y producir episodios de billantes estallidos. El campo debe ser más o menos 1014 o más para causar una falla en la corteza profunda.

Destellos gigantes

Ocasionalmente, el campo magnético se vuelve inestable a una escala mucho mayor, y se reacomoda a sí mismo rápidamente a un estado de menor energía. Inevitablemente, los destellos gigantes involucran también desplazamientos en la estructura de la corteza.

En una magnetar, la energía disponible para esos detellos magnéticos es tremenda porque el campo es muy poderoso. La energía magnética de una magnetar alcanza con facilidad a alimentar los grandes destellos del 5 de marzo de 1979 o del 27 de agosto de 1998; también todos los estallidos de corta duración que llegan desde las SGRs.

Unos estallidos más o menos análogos ocurren habitualmente en el Sol, en sucesos explosivos llamados "llamaradas solares". Durante una llamarada solar, las líneas de campo magnético cercanas a las superficie del Sol cambian la distribución en que están conectadas una con otra, un proceso llamado "reconexión magnética", que libera energía magnética pura. Esto ocurre también en las magnetares. Debido a que esto sucede más rápido y más limpiamente (sin demasiada materia involucrada) es capaz de producir estallidos intensos y breves de rayos gamma. De hecho, las llamaradas solares emiten a menudo parte de su energía en rayos gamma.

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Una breve historia de las magnetares

En 1992 publicamos un artículo científico en The Astrophysical Journal proponiendo la teoría de magnetar de las SGRs (Duncan & Thompson, Ap.J. 392, L9). Delineamos la mayoría de las ideas que se describen arriba, incluyendo la de los estallidos alimentados por la reconexión (y los rayos X estables alimentados magnéticamente, dentro de la nota al pie 6 del artículo). Además observamos que:

Como el campo de una magnetar es muy fuerte, ésta frena con mucha rapidez su rotación a causa de las ondas magnéticas, lo que potencialmente da cuenta del período inusualmente largo de la rotación de la fuente del estallidos del 5 de marzo. De hecho, uno puede estimar cuán potente es el campo para que la estrella reduzca su velocidad de rotación al período observado (8,0 s) a la edad observada (menos de 10.000 años, según lo deducido de las observaciones del remanente N49 de la supernova en la cual presumiblemente se formó). Encontramos que es de alrededor de 6 x 1014 Gauss; la primer estimación del campo de una magnetar. Esta solución no es sensible al período inicial de rotación, siempre que la estrella haya nacido rotando mucho más rápido que lo que está rotando ahora. (Dos efectos mencionados arriba —vibraciones magnéticas y campos retorcidos en el exterior— pueden aumentar el ritmo de disminución de velocidad de rotación de las magnetares durante períodos de actividad magnética y reducir moderadamente el campo magnético necesario, pero los cálculos demuestran que siguen siendo necesarios campos de SGR de más de 1014 Gauss.)

Las magnetares pueden adquirir de forma natural unas grandes velocidades de impulso en su nacimiento por medio del "efecto cohete de neutrinos" ("neutrino rocket effect") o "manchas estelares magnéticas de neutrinos" ("neutrino magnetic starspots"). Este efecto sigue en estudio y discusión, por lo cual no entraré en detalles aquí, excepto para observar que esto puede explicar los grandes desplazamientos observados de algunas SGRs de los centros de sus restos de supernova asociados ("SNRs").

La teoría se enfrentó con un extenso escepticismo. Esta es una parte saludable del proceso científico, que nos hizo trabajar más duramente. En 1995 publicamos un artículo muy largo en Monthly Notices (Noticias Mensuales) de la Royal Astronomical Society (una revista británica) con muchos más detalles (Thompson y Duncan, M.N.R.A.S. 275, 255). Delineamos siete maneras diferentes de estimar el campo magnético de la fuente de estallidos del 5 de marzo, todas indicando un campo mayor que 1014 Gauss.

En particular, argumentamos que si, y sólo si, el campo excede 1014 Gauss, éste puede:

(1) Hacer rotar a la estrella con un período de 8,0 segundos a la edad de la SNR (como se menciona arriba).
(2) Proveer suficiente energía para el suceso del 5 de marzo, un supuesto destello magnético.
(3) Explicar la corta duración de 0,2 segundos del pico más duro del suceso 5 de marzo. Este es el tiempo que se necesita para hacer un reajuste magnético de gran escala, debido a que los disturbios magnéticos deben viajar a través de la estrella.
(4) Impulsar la disipación magnética suficientemente rápido como para explicar la actividad SGR en un tiempo del orden de los 10.000 años, que es la edad de las SGRs (como se deduce de sus SNRs asociadas).
(5) Proveer suficiente energía para alimentar la luminosidad remanente estable de rayos X de las SGRs ("las fuentes puntuales de rayos X").
(6) Suministrar el gas caliente de partículas emitido en la cola suave del suceso del 5 de marzo (y en los estallidos SGR normales), casi transparente a los rayos X. Esto es necesario para explicar por qué los estallidos SGR son tan extraordinariamente brillantes.
Este importante punto fue observado por primera vez por Bohdan Paczynski de la Universidad Princeton en 1992, poco después de nuestro primer artículo sobre magnetares.

(7) Sostener, con fuerzas magnéticas, el gas caliente de partículas que se emitió en la cola suave del suceso del 5 de marzo.
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Bolas de fuego atrapadas


Este último punto requiere un poco de explicación. El pulso inicial del suceso del 5 de marzo fue tan potente y brillante que tiene que haber sido emitido por una explosión de energía pura (casi sin masa), o una "bola de fuego", lanzada desde la estrella a cerca de la velocidad de la luz. Esto puede haber sido alimentado por un destello magnético.

Es evidente que la bola de fuego contenía muy poca materia, excepto livianos pares electrón-positrón que están por todas partes en un gas tremendamente caliente. (Los positrones son anti-electrones, una clase de antimateria. Los pares partícula-antipartícula se crean expontáneamente a partir de fotones toda vez que hay suficiente energía presente.) Si la bola de fuego hubiese estado contaminada por más que trazas de partículas pesadas (neutrones y protones) habría perdido energía en arrastar la pesada materia, y no hubiese emitido rayos gamma de semejante intensidad y dureza.

Es natural esperar que luego de que se dispersó la bola de fuego, ésta dejase detrás un residuo. En este caso, el residuo esperado es una nube caliente de pares electrón-positrón, atrapados cerca de la estrella por el poderoso campo magnético.

Cerca de una estrella de neutrones, las líneas del campo magnético están ancladas de ambos extremos en la superficie de la estrella, describiendo arcos que se extienden hacia fuera de ella. (De este modo recuerdan las líneas de campo de una barra imantada de hierro, que se arquean entre el polo norte y sur.) Los electrones y los positrones tienen carga eléctrica, de modo que giran alrededor de las líneas de campo, pero no se pueden deslizar de manera perpendicular a ellas. Sí pueden moverse con libertad en paralelo con las líneas de campo, pero en esta dirección pronto caen contra la superficie estelar en los puntos de contacto de un arco magnético. Así que el campo magnético actúa como una "botella", manteniendo partículas cargadas. Ahora, además hay cantidad de rayos X y gamma dentro de la botella magnética, que sí pueden cruzar las líneas de campo, pero esos fotones rebotan entre los electrones y positrones y no van lejos. (Entre rebotes, los rayos gamma también siguen creando continuamente pares electrón-positrón y son regenerados cuando los pares se aniquilan. Esto impide aún más su movimiento.) Sólo en la superficie de la botella los fotones se pueden liberar y escapar libremente.

Una bola de fuego atrapada (zona naranja) en la superficie de una estrella de neutrones (marrón). La bola de fuego, que contiene positrones ( e+ ), electrones ( e- ), y fotones de alta energía ( γ ), está confinada por el campo magnético (líneas oscuras arqueadas). Pierde energía emitiendo fotones de rayos X duros (flechas onduladas naranja) desde su superficie. La bola de fuego también contiene trazas de partículas pesadas (protones e iones) que fueron lanzados desde la superficie de la estrella. Esas partículas pesadas bajan a lo largo de las líneas de fuerza mientras la bola de fuego pierde energía y se reduce.

Thompson y yo imaginamos que el pulso duro del 5 de marzo debe haber dejado atrás porciones de ese gas caliente y magnetizado de fotones y pares, que quedaron ancladas sobre la estrella de neutrones. Llamamos a este fenómeno la "bola de fuego atrapada." El gas caliente pierde energía cuando los fotones fluyen alejándose de las capas exteriores, expuestas. Los electrones y los positrones de esta capa exterior se aniquilan, de manera que también se irradia su energía. En cierto tiempo, la bola de fuego atrapada inevitablemente se contrae. Las capas de líneas de campo se van vaciando hacia fuera, una tras otra.

Esto puede explicar la curva de luminosidad del 5 de marzo. Mientras la bola de fuego se va reduciendo, su superfice brillante disminuye y se va apagando. Debido a que las líneas del campo magnético están ancladas a la estrella de neutrones en rotación, las zonas de gas brilante giran también cada 8 segundos. Debemos haber visto la bola de fuego desde ángulos continuamente cambiantes, repitiéndose en un ciclo de 8 segundos. Los picos de brillo se producen cuando la parte más luminosa apunta hacia nosotros; y se apaga cuando la bola de fuego es ocultada casi del todo por la estrella. Al mismo tiempo, se contrae y atenúa constantemente. Después de alrededor de 3 minutos, es evidente que la bola de fuego atrapada termina de evaporarse del todo.

Probablemente se produzcan zonas similares de partículas calientes atrapadas cuando se libera energía magnética en los estallidos SGR comunes. Esto puede explicar por qué el espectro de rayos X (la distribución de energías de los fotones de rayos X) fue esencialmente el mismo en la cola suave del suceso del 5 de marzo y en los subsiguientes estallidos breves. Pero los estallidos SGR típicos no duran suficiente tiempo como para que se vean las ondulaciones de rotación de 8 segundos. Simplemente no tienen suficiente energía como para durar tanto. Una bola de fuego atrapada de poca energía se evapora muy rápido.

Esto nos lleva al punto (7) de más arriba. El campo magnético de la estrella tiene que ser suficientemente potente como para confinar el gas caliente de electrones-positrones-fotones que emitió la cola suave del suceso del 5 de marzo. Las medición de los rayos X de la cola suave, sumando su duración de la totalidad de los tres minutos, nos dicen (aproximadamente) cuánto era el total de energía del gas atrapado. Un cálculo muy simple nos muestra, entonces, que para mantener un gas de partículas con esa energía cerca de una estrella de neutrones (suficientemente cerca como para mostrar esas dramáticas ondulaciones al girar), utilizando puramente fuerzas magnéticas, el campo debe ser más potente de alrededor de 4 x 1014 Gauss.

Ahora, debido a que escapa una gran cantidad de energía en el comienzo (como se evidencia por el pico duro inicial) las fuerzas magnéticas que atrapan son llevadas a sus límites. Esto sugiere que 4 x 1014 Gauss es una estimación de la fuerza del campo, no justo su límite inferior.

El hecho de que esta estimación concuerda con otros argumentos independientes (como el argumento de la disminución de la rotación, etc.) es prometedor. La mayoría de nuestras estimaciones fueron basadas en el suceso del 5 de marzo de 1979, de modo que el suceso puede ser bautizado la "pistola de largada" de los campos magnéticos extremadamente potentes.

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1998: año de descubrimientos en magnetares

Todos los argumentos expuestos anteriormente sobre magnetares fueron propuestos antes del fin de 1995. Sin embargo, en aquella época pocos astrónomos estaban interesados en estudiar abstrusos asuntos sobre el magnetismo de las estrellas de neutrones o a considerar reinterpretaciones de datos que tenían 16 años de antigüedad. Esta situación cambió dramáticamente en 1998 cuando llegó una inundación de nuevos resultados de observación.

Esto comenzó en mayo de 1998, cuando Chryssa Kouveliotou del Marshall Space Flight Center de la NASA y un equipo internacional de 10 colaboradores demostraron que las emisiones de rayos X de SGR 1806-20 pulsaban en un ciclo regular de 7,5 segundos. Esas pulsaciones son, casi con certeza, debido a la rotación de una estrella de neutrones. Mientras la estrella gira, las zonas brillantes y débiles en su superficie y en su magnetosfera circundante ("puntos calientes y fríos") evidentemente rotan, poniéndose dentro y fuera de nuestra vista. Esto significa que SGR 1806-20 tiene un período de rotación de 7,5 segundos, similar al de la fuente de estallidos del 5 de marzo (de 8,0 s). Por otra parte, Kouveliotou y sus colaboradores midieron el ritmo al que se iban frenando las pulsaciones (o las rotaciones), que resultó ser de 0,26 segundos por siglo. Puede sonar a poco, pero demuestra que el frenado en la rotación de la estrella es profundo. Esto permitió a Kouveliotou y demás hacer una estimación bastante directa del campo magnético, usando el mismo método usado en el estudio de las púlsares de radio. Si la disminución de velocidad era debida a las ondas magnéticas que restaban energía e ímpetu angular, como parecía plausible, entonces la fuerza del campo era de 8 x 1014 Gauss. Esto estaba, por supuesto, exactamente en el rango que Thompson y yo habíamos elegido por una cantidad de razones (como está delineado más arriba).

Este resultado, publicado en el ejemplar de mayo de 1998 de Nature, produjo mucho interés entre los astrofísicos. Por otra parte, parecía como si las propias SGRs hubiesen decidido responder. Durante la última semana de mayo 1998 la SGR 1900+14 emitió más de 50 estallidos, algunos con energía sin precedentes. Continuó emitiendo estallidos a principios de junio, cuando una SGR totalmente nueva en nuestra galaxia, SGR 1627-41, apareció por primera vez. Esta nueva estrella emitió cerca de 100 estallidos durante los dos meses siguientes, como hemos descrito arriba.

Luego, en agosto, Kevin Hurley y sus colegas anunciaron que habían detectado pulsaciones de 5,16 segundos en los rayos X continuos de SGR 1900+14 (IAU Circular 7001). Kouveliotou, Tod Strohmayer (Goddard Space Flight Center de la NASA) y Hurley, trabajando con otros seis científicos, encontraron pronto que las pulsaciones de rayos X de esta estrella, como en SGR 1806-20, se iban frenando gradualmente. Se necesitaba un campo magnético de alrededor de 5 x 1014 Gauss para que la estrella se frenara al ritmo observado.

Pero antes de que los investigadores tuviesen posibilidad de escribir un artículo científico sobre esto, debieron apuntar todos los telescopios de rayos X disponibles de nuevo hacia SGR 1900+14...

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El suceso del 27 de agosto

El 27 de agosto de 1998 un destello gigantesco de SGR 1900+14 marcó un nuevo record para el flujo de rayos gamma más intenso que se haya detectado proveniendo de una fuente fuera de nuestro sistema solar. Relampagueó en los detectores de rayos gamma y X de siete naves espaciales distintas situadas por todo el Sistema Solar. Tres experimentos grabaron datos especialmente útiles: el detector ruso Konus en la sonda espacial Wind de ciencia geoespacial que estaba orbitando cerca del punto de equilibrio Sol-Tierra ("L1"), ubicada a contracorriente del viento solar respecto a la Tierra; el observatorio de rayos gamma ítalo-holandés Beppo-SAX, en órbita baja sobre la Tierra; y un detector de rayos gama a bordo de la nave espacial Ulysses, un esfuerzo común de la Agencia Espacial Europea y la NASA, que se movía en órbita alrededor del Sol en una órbita polar a más o menos la distancia de Júpiter.

Otro observatorio de rayos X de la NASA en órbita terrestre, el Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE), no estaba apuntado hacia SGR 1900+14 cuando se produjo el estallido, pero aún así registró una fuerte señal. Fotones de alta energía se difundieron a través del blindaje de metal de sus detectores de rayos X. Una herramienta probada para el estudio de las SGR, sin embargo, llamada Burst and Transient Source Experiment (BATSE) y ubicada a bordo del observatorio orbital Compton de rayos gamma, no detectó nada. El equipo de BATSE, dirigido por el apacible Charles Meegan (quien es BATSE-MAN) no estaba de suerte ese día: el observatorio Compton estaba del otro lado de la Tierra en el momento del destello.

El destello dio contra la Tierra del lado nocturno, en el cénit sobre el océano Pacífico, a las 1:22 AM de la hora de Hawaii. Fue suficientemente intenso como para ionizar fuertemente la atmósfera exterior de la Tierra, lo que afectó las comunicaciones radiales.

Esto requiere algo de explicación. Las ondas de radio, en especial las de onda larga como las de radio AM, rebotan entre la "ionósfera" y la superficie de la Tierra y así se propagan por alrededor del planeta. La ionósfera es una capa de difuso gas ionizado —átomos de aire que han perdido electrones y se vuelven iones cargados positivamente— en las alturas de la atmósfera. Los fotones de alta energía que llegan del Sol mantienen bien ionizado el tenue aire durante el día, de modo que de día la ionósfea está a alrededor de 60 kilómetros sobre la superficie de la Tierra. A la noche, los electrones se recombinan con los iones, haciendo que la capa inferior de la ionósfera se eleve hasta 80 - 90 kilómetros. Por esto se pueden captar estaciones de radio muy distantes durante la noche: las señales de radio viajan por lo general más lejos si sufren menos rebotes (que les absorben potencia).

Temprano en la mañana del 27 de agosto de 1998, los ingenieros de la Universidad Stanford que estaban monitoreando transmisiones de radio de la Marina de los EEUU de onda muy larga (que llevan mensajes codificados para los submarinos nucleares) encontraron que la altitud de la ionósfera se desplomaba por un período de 5 minutos a partir de las 3:22 AM PDT. Al parecer alguna fuente misteriosa de ionización estaba haciendo bajar la capa ionizada hasta altitudes diurnas (alrededor de 60 km). Curiosamente, también se observó que la altura de la ionósfera variaba cíclicamente con un período de 5,16 segundos... Por supuesto, habían detectado el período de rotación de SGR 1900+14 de una manera notable por lo nueva, probando que no se necesita un sensible telescopio de rayos X para medir el período de giro de una SGR. Si se espera un destello gigantesco, se puede utilizar un "telescopio de toda la Tierra" —la ionósfera completa del planeta entero— para ver el períoso de rotación de una pequeña estrella de neutrones ubicada a veinte mil años luz de distancia.

El frente de onda de rayos gamma viajó por el Sistema Solar y la última nave espacial que alcanzó fue la sonda espacial Near-Earth Asteroid Rendevous (NEAR) de la NASA, en camino a encontrarse con el asteroide Eros. El destello fue suficientemente brillante como para forzar a los detectores de rayos gamma de la NEAR a entrar en un modo de apagado de protección.

Aquí mostramos un gráfico de la intensidad del destello del 27 de agosto, tal como fue registrado por los detectores de rayos gamma de la Ulysses (sensibles a los rayos gamma en el rango de 25-150 "kilo electrón voltios" o "keV", una unidad que indica la energía de un fotón).



Etapas finales del destello del 27 de agosto de 1998, tal como fue registrado por los detectores de rayos gama de la nave interplanetaria Ulysses.
      El eje vertical muestra los conteos del detector durante sucesivos intervalos de 5 segundos, que son un promedio aproximado del período de rotación de la estrella. Las líneas discontinuas muestran la emisión que se esperan de una bola de fuego atrapada en una magnetar, evaporándose después alrededor de 380 segundos. (Esta figura y las dos figuras que siguen pertenecen a M. Feroci, K. Hurley, R.C. Duncan & C. Thompson 2001, Astrophysical Journal, 549, p.1021.)
Los dos destellos gigantes (5 de marzo de 1979 y 27 de agosto de 1998) fueron similares de varias maneras. Ambos comenzaron con un pico breve y duro de rayos gamma muy intensos, seguido de una cola suave con oscilaciones. En el suceso del 27 de agosto, la oscilación siguió un ciclo regular de 5,16 segundos. (Los ciclos aparecen progresivamente más cortos cuando se mira más hacia la derecha de la figura de arriba, pero sólo se debe a que la escala de tiempo no es lineal: se va poniendo más "apretada" al ir hacia la derecha, de una manera "logarítmica".)

Aunque el suceso del 27 de agosto fue intrínsecamente menos potente que el del 5 de marzo (aproximadamente en un factor de 10), llegó desde una fuente mucho más cercana a la Tierra, de manera que apareció más brillante. Entre 1979 y 1998 se produjeron varias mejoras en detectores y en registro de datos, de modo que tenemos muchos mejores datos sobre el destello de 1998. Por ejemplo, en 1979 casi no se registraron las etapas finales del destello, debido a las capacidades limitadas de almacenamiento de las computadoras de las naves espaciales de la época de los 70. En 1998, la parte final del destello fue registada por tres experimentos distintos, (Konus, Ulysses y Beppo-SAX). Notablemente, las brillantes emisiones del destello cayeron muy de repente, esencialmente a cero, a 380 segundos después del inicio del destello (véase la figura a la derecha). Esto es de esperar en el modelo de magnetar, debido a que una bola de fuego atrapada en la superficie de una magnetar se debe "evaporar" completamente en un tiempo finito, cuando los pares electrón-positrón dentro de ella se aniquilan y su energía es arrastrada por los rayos X duros del destello. En contraste, las emisiones de una "mancha caliente" que se enfría en la superficie de una estrella se van desvaneciendo gradualmente mientras los rayos X se "ablandan", es decir, que las energías de los fotones de rayos X se corren gradualmente a valores menores.


Estrellas de quarks extraños y luminosidades remanentes
(algunas observaciones entre paréntesis, para lectores avanzados)

Un modelo alternatico para las SGRs basado en la idea de estrellas de quarks extraños predice el comportamiento de "manchas calientes" desvaneciéndose. Este modelo postula que las SGRs están hechas de "materia de quarks extraños", un estado alternativo hipotético para la materia muy densa (diferente de la materia nuclear ordinaria como la que se encuentra en las estrellas de neutrones). Los teóricos han observado que si cae un glóbulo o "guijarro" de materia de quarks extraños sobre una estrella de quark extraños y se estrella de golpe sobre su superficie a gran velocidad, crearía una mancha caliente en la superficie que podría emitir algo semejante a un destello gigante de SGR. Esto ocurre porque las fuerzas cuánticas fuertes de "color" entre los quarks retienen materia más que gravedad, permitiendo que los rayos gama extremadamente brillantes y las emisiones duras de rayos X broten de la estrella sin perder demasiada energía en el proceso de desintegrar la materia. Sin embargo, la conclusión repentina del destello del 27 de agosto parece inconsistente con este panorama.

Obsérvese que, incluso en el modelo de magnetar, tiene que existir una "mancha caliente" residual en la superficie de la estrella de neutrones después de que se evapora la bola de fuego atrapada, que emite una luminosidad remanente de rayos X. (Esto fue observado por primera vez por Thompson y por mí en nuestro artículo de 1995 en Monthly Notices of the Royal Astronoical Society.) Pero esta luminosidad remanente es de órdenes de magnitud más débil que la brillante emisión de la bola de fuego atrapada en el destello, de modo que no se puede detectar con detectores de rayos gamma de cobertura total del cielo como los que posee la Ulysses. Para detectar la luminosidad remanente que llega luego de la SGR se necesita un verdadero telescopio de rayos X que esté apuntado hacia la fuente. De hecho, se encontró una luminosidad remanente que se desvanecía los días siguientes al suceso del 27 de agosto de 1998 cuando se apuntaron el RXTE y otros telescopios de rayos X hacia la SGR. A la luminosidad siguieron tres estallidos posteriores brillantes desde SGR 1900+14 que también se midieron (el 29 de agosto de 1998; el 18 de abril de 2001 y el 28 de abril de 2001). Estas luminosidades remanentes son consistentes con manchas calientes que se enfrían en las magnetares, pero no en las estrellas de quarks extraños.


Quizás la característica más impactante del suceso del 27 de agosto fue la aparición de una forma con cuatro picos en la curva de luminosidad después de unos 40 segundos, como se ve en los datos de los detectores de rayos gamma de la Ulysses y de Beppo-SAX.


La figura de cuatro picos persiste a través de la mayor parte del resto de la llamarada, como se ve en el gráfico que sigue (Nota: cada recuadro representa un ciclo de rotación de la estrella de 5,16 segundos. La nave espacial Beppo-SAX registró la forma detallada de la emisión del destello durante 7 1/2 ciclos más que la Ulysses.)





Estos notables datos indican que la geometría de la bola de fuego atrapada era muy complicada en las regiones cercanas a la estrella, una vez que quedaron "despejadas" las zonas emisoras más parejas de gran envergadura. Esto aporta la primera evidencia directa de que el campo magnético de un estrella de neutrones es complejo cerca de ella. Es decir, no es un campo simple con sólo un polo norte y un polo sur, como el de un imán de barra.

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Púlsares anómalos de rayos X

Está sección aún no está terminada. Estará disponible en el verano del hemisferio norte (aproximadamente en junio-agosto del 2005).

Entretanto, recomiendo ver mi artículo sobre AXPs y magnetares en el ejemplar de enero de 2005 de la revista Sky and Telescope. Ahí ofezco una discusión casi completa, no técnica, sobre las AXPs.

       Imagen del telescopio Einstein de rayos X del resto de supernova galáctica CTB 109 en Cassiopeia (con colores que indican intensidades de rayos X). El brillante punto central de rayos X es la púlsar anómala de rayos X 1E 2259+586. Esta estrella "anómala" emite pulsos con un período de 7 segundos, que se supone se deben a la rotación de la estrella de neutrones. Por más de dos décadas fue un misterio qué fuente de energía alimenta esta estrella. Se piensa ahora que está alimentada por la disispación magnética, lo que la convierte en la candidata a ser una magnetar más cercana a la Tierra. La emisión difusa de rayos X que la rodea es debido a la luminosidad remanente de los restos calientes de la explosión de supernova en la que se formó, evidentemente, la AXP. Este resto de supernova parece estar achatado a la derecha debido a que una densa nube molecular limita su expansión en esa dirección.
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Torsiones magnéticas y rayos X

Esta sección es para lectores familiares con la física de estudiantes de primer año de la universidad.

La corteza de una estrella de neutrones tiene raras propiedades. Es muy difícil comprimir demasiado el material de la corteza o mover elementos de ella hacia arriba o hacia abajo, debido a que las potentes fuerzas gravedad y presión mantienen un firme balance, sosteniendo la corteza a nivel y a un volumen casi constante. Es mucho más fácil mover partes de la corteza en sentido horizontal, de manera que sólo le aplican "tensiones de cizallamiento".

(Para comprender las tensiones de cizallamiento, imagínese un bloque de goma entre sus manos. Ahora empuje su mano derecha alejándola de usted y tire de la izquierda hacia usted. El bloque se deforma como un paralelepípedo. Usted le ha aplicado a ese bloque una tensión de cizallamiento: la fuerza de restauración elástica es perpendicular a una línea que une sus manos.)

Las fuerzas de presión que resisten la compresión en la corteza de una estrella de neutrones son mucho más fuertes que las fuerzas elásticas que resisten la tensión de cizallamiento, debido a que se originan en distintos componentes microscópicos. La presión proviene mayormente de la incomprensibilidad cuántica de los fluidos de electrones y neutrones (llamadas fuerzas de "degeneración"), mientras que la elasticidad de cizallamiento proviene de las más débiles fuerzas de restauración electrostática (Coulomb) del enrejado cúbico de núcleos cargados positivamente.

En una magnetar joven, el campo magnético evoluciona con el paso del tiempo, buscando en el proceso un estado de energía menor, lo que somete a la corteza a potentes fuerzas magnéticas. Por ejemplo, las líneas de campo magnético derivan continuamente a través del interior líquido de la estrella, tensionando la corteza desde abajo. El campo no es suficiente como para producir mucha compresión o movimiento vertical en la corteza, pero puede producir movimientos de torsión significativos sobre partes de la corteza en dirección horizontal, debido a que esto involucra puras tensiones de cizallamiento. (Debido a que trabajo = fuerza x distancia, ese tipo de deformaciones también engendra la mayor parte de la transferencia de energía entre el campo y la corteza.) Siempre que sucede esto, las líneas del campo magnético externo de la estrella también se tuercen porque están ancladas a la corteza. Esto puede tener consecuencias significativas, observables, según lo que se demuestra en la figura a continuación.



Una torsión magnética produce un aumento de las emisiones de rayos X desde una magnetar.

La estrella a la izquierda está en un estado relajado, con una corteza sin deformación. Las líneas azules representan las líneas del campo magnético externo de la estrella, que forman un arco con ambos extremos anclados en la corteza. (Por supuesto, las líneas del campo magnético en realidad son invisibles al ojo, pero las dibujamos aquí para que se pueda ver lo que está ocurriendo.)

Ahora imagine que un "casquete" circular de corteza gira debido a las tensiones que le son aplicadas desde abajo, como muestran las flechas marrones en la superficie de la estrella de la izquierda. Cuando ocurre esto, las líneas de campo de fuera de la estrella se retuercen, como se muestra a la derecha. Esto lleva inevitablemente a la producción de una corriente I a lo largo del arco, como les quedará claro a los lectores que tengan en mente la ley de Ampere de la física de la universidad.

La ley de Ampere —la ecuación que se ve en el recuadro de la figura— dice que la "circulación de B", que es la integral lineal del campo magnético B alrededor de un lazo cerrado (en este caso, el círculo verde alrededor del arco de líneas de campo retorcidas) es proporcional a la corriente eléctrica I que pasa a través del lazo. Debido a que el campo está retorcido, hay un componente de B señalado alrededor del lazo verde, que aporta una circulación no igual a cero. En consecuencia debe haber una corriente: las partículas cargadas deben correr a lo largo del manojo retorcido de líneas de campo magnético, que forman un arco sobre la estrella. Los electrones fluyen en una dirección, mientras que los protones e iones fluyen en sentido contrario.

Las corrientes que fluyen fuera de una magnetar dan lugar a perceptibles emisiones de rayos X (representadas por las flechas onduladas de color naranja en la figura) de dos maneras. Los protones y los iones, más pesados, dan sobre la superficie de la estrella en uno de las bases [de la línea de campo magnético], calentando una parcela de la corteza y haciéndola brillar intensamente en rayos X (relativamente suaves). Los electrones que fluyen en la otra dirección alcanzan velocidades cercanas a la de la luz, porque estas partículas, más ligeras, son fáciles de acelerar. Afectan y calientan el otro extremo; pero lo más importante es que estos veloces electrones chocan a menudo con fotones de rayos X de fuera de la estrella, aportándoles mucha de su energía cinética. Muchos de los rayos X suaves, térmicos, de la superficie brillante de la estrella son impactados y pasan a tener altas energías. Es plausible que las emisiones resultantes se asemejen a las de las SGRs y AXPs, que incluyen componentes suaves y duros. De esta manera, la energía de las torsiones magnéticas en el exterior de una magnetar se disipa gradualmente en rayos X.


Movimientos de la corteza de la magnetar y la "magnetósfera retorcida globalmente"

Parcelas de la corteza de una magnetar se pueden torcer elásticamente con tensiones de cizallamiento en forma espiral. Cuando las fuerzas magnéticas se hacen sufcientemente potentes, pueden vencer la tensón magnética y producir movimiento "plásticamente", cambiando realmente la estructura de la corteza. Esta torsión de casquetes de corteza probablemente dispara los episodios de estallidos SGR y las llamaradas.

Esos movimientos de corteza generalmente producen corrientes fuera de la estrella y generan rayos X. En particular, cuando está localizado, el deslizamiento plástico lateral de la corteza crea regiones fuertemente cizalladas en el campo magnético que está sobre la superficie de la estrella, lo que hace fluir fuertes corrientes. La reconexión magnética durante los estallidos tiende a alisar esas discontinuidades, pero no puede eliminar todas las corrientes exteriores. Cuando cualquier lazo cerrado alrededor de cualquier parte de la superficie de la corteza que se desliza desarrolla una circulación B diferente a cero, fluirá corriente.

Esto explica, probablemente, por qué a veces los rayos X que provienen de SGRs y AXPs varían de brillo, a menudo coincidiendo con estallidos y llamaradas. Por otra parte, si las torsiones magnéticas (y las corrientes) se extienden hacia bien lejos de la estrella, a regiones donde se generan e irradian ondas magnéticas debido la rotación estelar, entonces afectarán el ritmo de la disminución del giro de la estrella.

En algunas SGRs se han observado variaciones bastante dramáticas en el ritmo de disminución de rotación. Estas variaciones pudieron ser producidas por cambios internos en las estrellas. Pero también es posible que una parte de la variabilidad de la disminución de rotación se deba a las cambiantes torsiones en una "magnetosfera retorcida globalmente". En este escenario, los hemisferios de la magnetar tienden a retorcerse uno respecto al otro, movidos por tensiones magnéticas internas. Todo el campo magnético exterior global se retuerce también, entonces, y conduce corrientes. Esto incluye muchas líneas de campo que se extienden hasta muy lejos de la estrella, de modo que si hay una geometría retorcida en gran escala, las ondas magnéticas que surgen son perceptiblemente afectadas, al igual que los cambios del ritmo de disminución de la rotación.

Un campo magnético retorcido globalmente implica un campo magnético muy fuerte que se "enrosca" profundamente dentro de la estrella y lleva con él la torcedura. Un campo así, con muchas líneas de campo en una geometría toroidal (como una rosquilla), llevaría a los hemisferios de la corteza a retorcerse uno en relación con el otro como si se intentara desenroscarlos, haciendo fuerza como el resorte espiral de un reloj. Si las magnetares se forman a partir de estrellas de neutrones recién nacidas que giran muy rápido, entonces es de esperar que los campos interiores sean "retorcidos" por la rápida rotación inicial.

Referencias Las torsiones magnéticas y las emisiones de rayos X fueron tratadas originalmente por C. Thompson, R.C. Duncan, P. Woods et al. 2000, Astrophysical Journal, 543, 340. La magnetósfera retorcida globalmente fue tratada por C. Thompson, M. Lyutikov y S.R. Kulkarni 2002, Astrophysical Journal, 574, 332.

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Enlaces sobre Magnetares


Aquí presento enlaces a algunas páginas de web y artículos informativos, no técnicos, sobre SGRs y AXPs. Los que tienen fondo verde son especialmente recomendables debido a que tratan sobre desarrollos que no he cubierto (adecuadamente) arriba.

    
Artículo "Magnetars" de Scientific American (PDF)

Esta fue la historia de tapa de la revista Scientific American en Febrero de 2003. Para ver el archivo PDF de este artículo de 8 páginas, ilustrado a todo color, haga clic sobre el nombre o sobre la portada a la derecha.

(Nota: para leer este archivo usted necesita el programa Adobe Acrobat Reader. Si no lo tiene en su máquina, puede bajarlo gratuitamente del sitio de Adobe.)

"Anomalous X-Ray Pulsars: Mystery Solved?"

Este artículo apareció en el número de enero de 2005 de la revista Sky and Telescope. El archivo pdf se puede descargar desde los archivos de Sky and Telescope pagando un pequeño valor.
Nota: Este sitio web (el que usted está leyendo) se centra en los SGRs. El artículo de S&T se refiere a un tipo diferente de estrellas candidatas a ser magnetares: las AXPs. De modo que el artículo de S&T contiene información complementaria.

   
"Crushed by Magnetism" por Robert Irion (PDF)

Esta discusión de la investigación actual sobre magnetares aparece en la revista Science de abril de 2004, como parte de un número especial sobre estrellas de neutrones.
En el mismo ejemplar aparece un trabajo relacionado, sobre púlsares alimentadas por rotación:

"The Pulsar Menagerie" de Robert Irion (PDF).

"Magnetar Discovered"

Esta página de web del Centro Espacial de Vuelo Marshall de la NASA (MSFC) de mayo de 1998 describe la detección de las pulsaciones de rayos X que se frenan gradualmente de 1806-20.

Esta fue la primera página que existió sobre magnetares. Los enlaces que siguen están listados en orden cronológico estricto.

La referencia científica es: C. Kouveliotou, S. Dieters, T. Strohmayer, J. van Paradijs, G.J. Fishman, C.A. Meegan, K. Hurley, J. Kommers, I. Smith, D. Frail y T. Murakhami, Nature, 393, p. 235 (1998).

"A whole lot of shakin' going on"

Esta página de web de la NASA describe cómo se descubrió una nueva repetidora de gamma suaves en junio de 1998.

"Energy burst from X-ray star disturbed Earth's environment"

Esta nota de prensa de la Universidad Stanford trata sobre la ionización de la atmósfera de la Tierra a causa de la llamarada gigante del 27 de agosto. En este sitio se ofrecen detalles sobre cómo detectó el conjunto de receptores de radio de onda larga de Stanford la ionización de la magnetar, junto con algunas interesantes figuras. El excelente artículo "Heard It on the Radio", por David Schneider, de American Scientist, trata sobre cómo afectó esta llamarada a las radiocomunicaciones.

Referencia: U.S. Inan, N.G. Lehtinen, S.J. Lev-Tov, M.P. Johnson, T.F. Bell y K. Hurley, Geophys. Res. Lett., 26, p. 3357 (1999).

"Cosmic Flasher Reveals All!"

Esta página de web del Observatorio Nacional de Radio Astronomía (National Radio Astronomy Observatory) describe la detección de una luminosidad remanente a continuación de la llamarada del 27 de agosto, utilizando el radio telescopio Very Large Array en New Mexico. Esto aporta evidencia directa de un flujo de partículas que fueron emitidas en la llamarada a una velocidad cercana a la de la luz, probablemente lanzadas durante el pico duro inicial.

Referencia: D. Frail, S. Kulkarni and J. Bloom, Nature, 398, p. 127 (1999).

"1,000 Shares of Magnetar at 12-1/2!"

Esta página de web del MSFC (Marshall Space Flight Center) de la NASA trata sobre las propiedades estadísticas de los estallidos SGR, incluyendo evidencia de un estado crítico auto organizado.

Referencias: E.Gogus, P.M. Woods, C. Kouveliotou, J. van Paradijs, M.S. Briggs, R.C. Duncan y C. Thompson, Astrophysical Journal Letters 526, p. L93 (1999); y (de los mismos autores) Astrophysical Journal Letters 532, p. L121 (2000).

"Happy Birthday, Magnetars"

Esta página de web del MSFC (Marshall Space Flight Center) de la NASA fue publicada el 5 de mazo de 1999, en el vigésimo aniversario de la llamarada gigante que dio inicio a la astrofísica de las SGR. Allí está disponible el "Álbum de Cumpleaños de las Magnetar", con varias imágenes para descargar.

Referencias: E.P. Mazets, S.V. Golenetskii, V.N. Il'inskii, R.L. Aptekar' y Yu. A. Guryan Nature, 282, 587 (1979); y T. Cline, U. Desei, B. Teegarden, W. Evans, R. Kebesadel, J. Laros, C. Barat, K. Hurley, M. Niel, G. Vedrenne, I. Estulin, V. Kurt, G. Mersov, V. Zenchenko, M. Weisskopf y J. Grindlay, Astrophysical Journal Letters, 255, L45 (1982).

"Outbursts result in controversy"

Esta página de web del MSFC (Marshall Space Flight Center) de la NASA describe teorías alternativas sobre SGRs y AXPs estrellas de neutrones débilmente magnetizadas rodeadas por discos de materia orbital. Los discos hipotéticos estarían formados por materia capturada de un resto de supernova en expansión que es frenado por el denso gas interestelar de los alrededores.

Referencia: R. Marsden, R.E. Lingenfelter, R.E. Rothschild y J.C Higdon Astrophysical Journal, 550, 397 (2001). Yo critiqué este trabajo en el siguiente atículo: "Nature, Nurture or Not Sure? Un debate sobre SGRs y AXPs" Según estimo, la cantidad de materia capturada es de alrededor de un millón de veces menos. Sin embargo, me siguen pareciendo plausibles discos que se hayan formado al mismo tiempo que la estrella de neutrones como modelo para las AXPs. Los dos enlaces que siguen describen fuertes evidencias observacionales en contra de cualquier tipo de modelo de disco.

"Astronomers discover the strongest known magnets in the universe"

Este anuncio de prensa del Caltech de junio de 2002 trata sobre la detección de tenues pulsaciones de luz visible desde una AXP en la constelación de Cassiopeia (Casiopea).

Referencia: B. Kern y C. Martin, Nature, 417, p. 527 (2002).

"Rare Class of Exotic Stars Revealed as Super-Magnets"

La página web del centro espacial Goddard de la NASA de septiembre del 2003 describe la primera detección de estallidos de rayos X similares a los de SGR desde una AXP.

Referencia: F.P. Gavriil, V.M. Kaspi y P.M. Woods, Nature, 419, p. 142 (2002).

"Scientists Measure the Most Powerful Magnet Known"

Este anuncio de prensa de la NASA de noviembre del 2002 describe la detección de patrones indicadores en las distribuciones de la energía de los rayos X de una SGR que parecen ser debidos a protones que giran en un campo magnético muy fuerte (más de 1015 Gauss).

S. Zane y R. Turolla aportan una discusión un poco más técnica en "Strongest magnet in the cosmos."

Referencia: A.I. Ibrahim, S. Safi-Harb, J.H. Swank, W. Parke, S. Zane y R. Turolla, Astrophysical Journal Letters, 574, L51 (2002).

"Neutron Star, Turning into Rare Ultra-magnetic Object, Reveals Family Tree"

Esta página de web de la NASA de enero de 2004 describe el descubrimiento de una candidata a ser una magnetar, que fue observada por primera vez en 1990 como una tenue estrella de rayos X, sin pulsaciones detectables. Alrededor de enero de 2003 esta estrella se volvió más brillante en un factor de 100, revelando pulsaciones de rayos X de 5 segundos del tipo magnetar (debidas a una rotación estelar en disminución). Desde entonces se ha ido atenuando gradualmente. La estrella puede haber experimentado un episodio de deformación plástica de la corteza en enero del 2003 que retorció el campo externo, lo que produjo corrientes fuera de la estrella y emisiones momentáneas y brillantes de rayos X (vea arriba).

En el estado tenue (antes del 2003) esta estrella parecía uno de los misteriosos "Objetos Centrales Compactos" ("Compact Central Objects", CCOs), que se han hallado en algunos restos de supernovas. Si los CCOs son magnetares inactivos, entonces la mayoría de los objetos compactos detectados dentro de restos de supernova puede ser magnetares en alguna fase de actividad. Esto sugiere que la mayoría de las estrellas de neutrones podrían ser magnetares. Una página relacionada (también de enero de 2004): Magnetars, the most magnetic stars known, more common than previously thought.

"Astronomers try to catch runaway star"

Este anuncio de prensa de la Universidad de California en Berkeley describe los esfuerzos que está realizando Kevin Hurley por medir la velocidad de SGR 1900+14 y resolver uno de los interrogantes más importantes sobre las SGRs.

"University of Texas Astronomy News"

"University of Texas -- Magnetars News"

Nota: una búsqueda reciente en Google (feb 2005) da un total de 21.000 páginas con el término. He visto sólo una pequeña parte de ellas, de manera que es probable que haya omitido algunas buenas. Hágame saber por e-mail si usted conoce links que debería agregar.

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Epílogo: nuevos horizontes en la ciencia de las magnetares

Muchos astrónomos están estudiando en este momento las SGRs y AXPs. La mayoría de estas estrellas emiten luminosidad en rayos X, pero algunas también han sido detectadas en la bandas de luz visible e infrarrojos, en las que exhiben emisiones pulsantes (y posiblemente semi-polarizadas). Los astrónomos también han detectado cambios en las emisiones de rayos X e infrarrojos, incluyendo cambios en las formas de los pulsos y en las distribuciones de energía de los fotones de rayos X; y variaciones en los ritmos de disminución de rotación. Estos cambios observados ocurren, algunas veces, en relación a y/o en conjunto con la actividad de estallidos y llamaradas.

Los estudios de estos fenómenos prometen decirnos mucho sobre la física de las estrellas de neutrones y sus alrededores. Las magnetares parecen ser especialmente convenientes para este tipo de investigaciones. Las púlsares de radio son estrellas mucho más estables, de modo que sus emisiones relativamente sin cambios aportan percepciones menos interesantes de la estructura de estas estrellas.

Este estudio que se está realizando de las SGRs y AXPs es un área creciente en la astrofísica de las magnetares. Otra área de posible crecimiento es la que involucra los fenómenos astronómicos inexplicados que podrían ser a causa de magnetares. Hay aquí atrayentes posibilidades.


Este recuadro gris es más especulativo que el resto de este sitio web y puede ser salteado por los lectores no interesados en cuestiones no resueltas de las fronteras de la astrofísica.

Rayos Cósmicos de Energía Ultra Alta

Los rayos cósmicos, descubiertos y bautizados con ese nombre en 1912, en realidad no son para nada rayos. Son protones o núcleos atómicos (o sea, agrupaciones autosostenidas de protones y neutrones) que se mueven muy rápido. Un flujo difuso de estas partículas llueve sobre la Tierra todo el tiempo, llegando desde las profundidades del espacio.

Como los rayos cósmicos viajan a casi la velocidad de la luz, poseen energías muy elevadas. Se cree que la mayoría de los rayos cósmicos son acelerados en las ondas de choque de las explosiones de supernova, pero los más energéticos no pueden ser atribuidos a ese origen. Esos raros "rayos cósmicos de energía ultra alta" ("Ultra High-Energy Cosmic Rays", UHECRs) tiene energías de verdad increíbles. Probablemente se trata de protones simples o núcleos livianos (como los núcleos de helio), que transportan cada uno la energía cinética de una bola de bowling lanzada hacia los palos o una pelota rápida en un deporte como el baseball o cricket (elija el que le guste).

Los UHECRs se detectan al golpear las capas superiores de nuestra atmósfera y disipar su energía, creando "lluvias" de partículas de alta energía que se pueden ver como destellos de luz. El estudio de estas misteriosas partículas es ahora mismo un tema candente en la astronomía. (Para ver una exposición no técnica, vea la historia de tapa del ejemplar de marzo de 2003 de Sky y Telescope.)

Los UHECRs no pueden viajar distancias verdaderamente vastas (es decir, miles de millones de años luz) a través del Universo debido a que tienden a perder energía difundiéndola entre los ubicuos fotones de baja energía que colman el espacio: las microondas cósmicas de fondo" (o "radiación cósmica de fondo") que dejó el Big Bang. Esto signfica que las fuentes de los UHECRs no pueden ser los cuásares muy distantes o los núcleos activos de las galaxias (agujeros negros gigantes rodeados de discos de acreción con emisón de chorros). Tampoco pueden provenir de esas fuentes de estallidos o destellos de rayos gamma que se conocen a miles de millones de años luz de distancia. Se debe buscar en cambio fuentes que estén dentro de los 100 millones de años luz de distancia de la Tierra, donde no existen cuásares.

Las fuentes pueden ser magnetares recién nacidas, como se sugiere en un artículo reciente de Jonathan Arons, de Berkeley. Con su rotación rápida y fuertes campos magnéticos, las magnetares jóvenes pueden generar campos eléctricos muy potentes capaces de acelerar partículas hasta energías ultra altas. Las energías de los UHECR podrían provenir, entonces, de la rápida rotación de una estrella de neutrones en nacimiento. Hay muchas galaxias dentro de los 100 millones de años luz de distancia desde la Tierra en las que se forman, presumiblemente, magnetares con suficiente facilidad como para dar cuenta de los UHECRs observados.

Para que emerjan UHECRs de una magnetar girando rápidamente dentro de una supenova, el flujo de alta energía que brota de la magnetar debe "perforar" a toda velocidad hacia afuera el gas de supernova (de movimiento relativamente lento), dejando canales abiertos o chorros. De otra manera los UHECRs perderían mucha energía interactuando con el gas caliente de la estrella en explosión. Arons argumenta que el potente viento de partículas y la radiación que sopla desde una magnetar joven a cerca de la velocidad de la luz es totalmente capaz de "perforar" de ese modo.

¿Cómo se podría verificar este escenario? Las galaxias ubicadas dentro de los 100 millones de años luz de distancia de la Tierra tienden a estar concentradas en una vasta estructura llamada el "plano supergaláctico", que se manifiesta como una banda que se extiende por el cielo, casi perpendicular al plano de nuestra galaxia (la Vía Láctea). Por ejemplo, el cúmulo de galaxias de Virgo, ubicado a alrededor de 60 millones de años luz de distancia, está sobre el plano supergaláctico, como lo están la mayoría de las galaxias y cúmulos de galaxias. Observaciones recientes (que se están comprobando) sugieren que los UHECRs tienden a venir del plano supergaláctico. Se puede argumentar que en esta zona local del universo las magnetares son las fuentes más plausibles de UHECR que se conocen.

Destellos de rayos gamma

Los estallidos o destellos de rayos gamma (GRBs) son destellos ocasionales de fotones de energía muy alta que se observan llegando de puntos ubicados por todo el firmamento. Tienden a ser mucho más fuertes que los estallidos SGR y no muestran evidencia de repeticiones. Se conocen dos clases físicas de GRBs: GRBs de duración larga y de corta duración. Los de larga duración tienden a tener fotones más suaves (de menor energía). La línea divisoria entre las dos clases es de alrededor de 2 segundos; es decir, la mayoría de los GRBs que duran menos de 2 segundos caen dentro de la clase física de corta duración (aunque algunos estallidos intermedios son difíciles de clasificar). Alrededor de dos tercios de los GRBs catalogados por el sobresaliente experimento BATSE de los 90 fueron de los de larga duración. Es posible (aunque se está lejos de la certeza) que las magnetares jueguen un rol en la explicación de ambos tipos de GRBs.

GRBs de larga duración

Se comprobado que muchos GRBs de larga duración llegan de distancias cosmológicas muy grandes (es decir, sus fuentes están a miles de millones de años luz de distancia, lo que significa que los rayos gamma han viajado a través de una fracción apreciable del Universo observable de 14.000 millones de añoz luz antes de llegar hasta nosotros). En algunos casos se ha detectado una luminosidad remanente de rayos X, luz óptica y ondas de radio desde las fuentes de GBRs de larga duración, lo que permite fijar con precisión sus posiciones y determinar que provienen de una galaxia muy distante que presumiblemente contiene la fuente del GRB. Para obtener un recuento detallado, no técnico de este importante avance en nuestro conocimiento de los GRBs de larga duración, vea el libro Flash!, por Govert Schilling (Cambridge University Press, 2002).

En este momento, el modelo más popular para los GRBs de larga duración se basa en el colapso del núcleo de una estrella muy masiva y en rotación, como en los modelos familiares de supernova, pero en aquellas circunstancias en que el núcleo se ha hecho demasiado pesado como para formar una estrella de neutrones estable. El resultado es un agujero negro rotando rápidamente con un disco ultramagnetizado de materia muy densa que lo orbita. Esto probablemente produce chorros de materia que se mueve a gran velocidad hacia fuera de su eje de rotación, que pueden "perforar" el gas de alrededor surgiendo hacia el exterior, y quizás ser GRBs observables cuando el chorro apunta hacia la Tierra. Debido a que la gravedad de un agujero negro es muy grande, un escenario así produce más potencia que cualquier modelo que involucre una estrella de neutrones, lo cual es ventajoso cuando se intenta explicar la tremenda potencia de los GRBs cósmicos.

Varios astrofísicos han sugerido modelos alternativos, en el que la "maquinaria central" que alimenta el GRB es una magnetar naciente en rápida rotación (comenzando por nuestro artículo 1992 magnetar-proposal, sección 3.3). Con menos potencia disponible, este modelo no es ampliamente aceptado. Sin embargo, recientemente Jay Norris, del Centro Espacial Goddard de la NASA, ha identificado un subconjunto de GRBs de larga duración de baja potencia. Se piensa que esos GRBs son intrinsecamente débiles porque muestran largos tiempos de retraso entre el arribo de fotones de rayos gamma fuertes y suaves. (Este retraso está correlacionado inversamente y empíricamente con el brillo de los GRBs.) En el catálogo de GRBs de BATSE se han hallado alrededor de 100 de esos sucesos. Sus posiciones en el cielo tienden a concentrarse cerca del plano supergaláctico, como se esperaba si es que vienen de estrellas en galaxias dentro de unos pocos centenares de millones de años luz de la Tierra. (Aquí está una popular recopilación del trabajo de Norris y su artículo científico.)

Es tentador especular que esos GRBs de poco brillo son el subconjunto de GRBs de larga duración que son producidos por las magnetares. Si es así, deben ser los mismos objetos que producen los UHECRs, como en el modelo de Aron. Podrían deberse a supernovas formadoras de magnetares en las que la capa externa de la estrella (hidrógeno) se ha perdido antes de la explosión, permitiendo una salida más fácil de los flujos de emisiones de alta energía que surgen del ingenio central.

GRBs de corta duración

Alrededor de un tercio de los sucesos registrados en el catálogo BATSE son GRBs de corta duración. Esos breves sucesos tienen propiedades diferentes (incluyendo fotones de rayos gamma más duros), de modo que parecen provenir de un tipo diferente de fuente que la de los GRBs de larga duración. Hay evidencia circunstancial de que las fuentes de los GRB cortos además están distribuidas ampliamente a través del Universo observable (es decir, detectables hasta varios miles de millones de años luz) lo que implicaría que son, intrínsecamente, muy brillantes. Sin embargo, hasta marzo del 2003 no se había detectado un resplador remanente de rayos X, ni óptico ni de radioemisión a continuación de un GRB corto (verificado), de modo que sus ubicaciones no se han fijado con precisión ni estudiado. En consecuencia, las distancias de las fuentes de GRB cortos a la Tierra aún son inciertas.

Probablemente algunos GRBs cortos sean llamaradas de magnetar como la del suceso del 5 de marzo de 1979, pero llegando desde otras galaxias y no de la Vía Láctea o las Nubes de Magallanes. BATSE podría haber detectado el pico duro del suceso hasta una distancia de alrededor de 40 millones de años luz, alcanzando casi el grupo de galaxias de Virgo. Sin embargo, BATSE no era suficientemente sensible como para detectar la cola débil y oscilante del suceso del 5 de marzo si su fuente hubiese estado a más de 2 millones de años luz de distancia (aproximadamente la distancia a nuestra vecina más cercana, la galaxia Andromeda). De modo que en el caso de SGRs lanzando llamaradas desde entre 2 y 40 millones de años luz, el pico duro se habría detectado por BATSE como un GRB típico de corta duración. Si todas las llamaradas de magnetar son tan brillantes como el suceso del 5 de marzo, debería haber alrededor de una docena de estos sucesos listados en el catálogo BATSE de GRBs, con considerable incertidumbre. (Yo estimo un 5% de posibilidad de que BATSE haya detectado más de 30.)

Para determinar cuántos —y cuáles— de los GRBs de corta duración fueron llamaradas de magnetar, debemos obtener la posición precisa de esos sucesos en el firmamento. (BATSE localiza los GRBs de corta duración dentro de unos pocos grados.) El satélite Swift de la NASA, lanzado en noviembre del 2004, está diseñado para hacer esto. Ante la detección de un GRB, Swift gira rápidamente (dentro de los 20 a 70 segundos) y apunta un telescopio de rayos X y un telescopio óptico de UV (ultravioleta) hacia la fuente. Si el suceso exhibe un fulgor remanente, los telescopios de rayos X y UV pueden fijar su ubicación.

La misión Swift se encuentra en sus primeros pasos. Podrían estar por lograrse algunos resultados emocionantes. En particular, las llamaradas de magnetar deberían ser obvias para Swift, ya que resultarán provenir de regiones de activa formación de estrellas en galaxias relativamente cercanas. Además, el telescopio de rayos X de Swift debería sea capaz de observar la cola suave y oscilante del suceso (de una duración de 3 a 5 minutos) lo que permite la medición del período de rotación de la magnetar que emitió la llamarada.

Es interesante especular que algunas llamaradas de magnetar podían ser mucho más potentes que las del suceso del 5 de marzo, o aparecer mucho más brillantes al ser vistas desde ciertas direcciones ("emisiones en haces"). Si esto es así, entonces es posible que todos los GRBs de corta duración sean llamaradas de magnetar extragalácticas llegadas desde fuentes dentro de alrededor de los 1.000 millones de años luz de la Tierra, aunque esto parezca poco probable. (Otra posibilidad que no se puede descartar aún es que algunos GRBs cortos vengan de viejas magnetares en el halo de nuestra galaxia.)

Aún si se prueba que sólo un pequeño porcentaje de los estallidos de BATSE son llamaradas magnéticas extragalácticas, como parece probable, la cantidad de llamaradas de magnetar aumentará en el futuro cuando los detectores de GRB se hagan más sensibles. De hecho, las llamaradas de magnetar y los GRBs de Norris podrían dominar eventualmente los recuentos de GBRs cortos y largos, respectivamente. Los datos de GBR exhiben una clara tendencia que sugiere esto. Después de que seamos capaces de detectar la mayoría de los GRB muy brillantes, verdaderamente cosmológicos, en el Universo observable, las mejoras en los detectores no agregarán mucho más. En cambio, encontraremos más y más estallidos intrínsecamente tenues, puesto que los detectores los encontrarán con "profundidades de muestreo" cada vez mayores en el espacio local que nos rodea.

El estudio de las magnetares obtendrá nuevo vigor gracias a estos nuevos datos. Aún en los sucesos que no posean datos de la colas suaves (es decir, un seguimiento no tan rápido como los del tipo del Swift con un telescopio sensible de rayos X), un catálogo amplio de pulsos duros de llamaradas de magnetar nos llevaría a una abundancia de fascinante información sobre las inestabilidades magnéticas en las estrellas de neutrones.

Referencia: vea mi artículo del 2001, Gamma-Ray Bursts from Extragalactic Magnetar Flares.



Magnetares en la Vía Láctea

Pasaremos ahora de los fenómenos astronómicos misteriosos que podrían ser causados por magnetares a manifestaciones de magnetares predichas con exactitud que ya se han observado.

Hasta marzo del 2003 los astrónomos habían encontrado doce candidatas posibles para ser magnetares. Este mapa del firmamento muestra las ubicaciones de 10 de ellas. La mayoría están en el plano de la galaxia Vía Láctea, que se extiende en sentido horizontal por el centro de este mapa. En el 2002 se encontró un AXP en la Nube Magallánica Menor en el lado derecho inferior de este mapa, de modo que se debería agregar un rombo amarillo debajo y a la izquierda del círculo rojo que representa la fuentes de estallidos del 5 de marzo de 1979 en la Gran Nube Magallánica. Se ha detectado una nueva fuente de estallidos, SGR 1801-23, en una posición aún no determinada del todo, cerca del centro galáctico.

¿Cuántas magnetares habrá en nuestra Vía Láctea? Se conocen una docena de SGRs y AXPs en la Vía Láctea y en las vecinas Nubes Magallánicas, todas con períodos de rotación entre 5 y 12 segundos. Debido a que esas estrellas van frenando su rotación rápidamente, no pueden ser muy antiguas, sino deberían haber llegado a tener períodos mucho más largos. Sus rotaciones implican que tienen alrededor de 10.000 años de edad, lo que coincide con los restos de supernova que se han encontrado alrededor de algunas de ellas (y dentro de los cuales se han formado esas estrellas, evidentemente).

Ahora, si existen 10 magnetares con edades menores a los 10.000 años en nuestra galaxia, entonces se deben estar formando a un ritmo de alrededor de 1 cada 1000 años. En realidad, el ritmo de aparición es mayor, probablemente, debido a que nosotros no debemos haber encontrado aún todas las magnetares de la galaxia. (Se siguen encontrando SGRs y AXPs.)

Otra manera de estimar el ritmo de aparición es hacer un censo de estrellas de neutrones asociadas con los restos de supernova conocidos y recientes (SNRs). Debido a que la cantidad de candidatas a ser magnetares asociadas con los SNRs es comparable a la cantidad de púlsares asociadas de la misma manera, una parte apreciable (¿la mitad, quizás?) de las estrellas de neutrones podrían ser magnetares. Ahora, el ritmo total de formación de estrellas de neutrones es al menos igual al ritmo de supernovas por colapso de núcleo en la galaxia. (Se cree que sólo una parte mínima de los sucesos de colapso de núcleo forman agujeros negros). En base a los conteos de supernovas dentro de varias galaxias como la Vía Láctea, se estima que este ritmo está en 1 cada 100 años. Este valor puede estar más cerca de ser verdadero que el de 1 cada mil años estimado para el nacimiento de magnetares en nuestra galaxia.

Supongamos ahora que el ritmo de aparición es de 1 cada 300 años. Entonces en los 10.000 millones de años de edad de nuestra galaxia se han formado alrededor de 30 millones de magnetares. Si el ritmo de aparición de supernovas fue mayor en el pasado, debido a una vigorosa formación de estrellas durante la historia temprana de la Vía Láctea (como parece probable que haya sido) entonces la cantidad podría ser mayor.

¿Dónde están todas esas estrellas? La teoría de la evolución magnética de las estrellas de neutrones aporta pistas.

Evolución de una magnetar

(Los párrafos que siguen están orientados a lectores avanzados. Por favor ignórelos si le resultan confusos.)

En el interior fluido debajo de la corteza de una estrella de neutrones, usualmente se encuentra a las líneas de campo magnético en atados, o "tubos de flujo". Éstos interactúan fuertemente con las partículas cargadas del fluido nuclear (protones y electrones, que giran alrededor de las líneas de campo), pero no con los abundante neutrones, eléctricamente neutros, que forman el 90% de la masa de fluido extradenso. Las fuerzas magnéticas arrastran gradualmente los tubos de flujo y las partículas asociadas que éstos transportan a través del fluido de neutrones de base, haciendo que el campo evolucione a causa de un proceso conocido como "difusión ambipolar". Esto es limitado por la fricción, debido a las colisiones entre las partículas cargadas y los neutrones, y por el limitado ritmo al que los procesos generadores de neutrinos crean y destruyen en el fluido las partículas cargadas y ajustan así su cantidad. (Los más simples de estos procesos son protón + electrón --> neutrón + neutrino y neutrón --> protón + electrón + antineutrino. Los (anti)neutrinos escapan inmediatamente de la estrella.) Las emisiones de neutrinos son muy sensibles a la temperatura, de modo que la difusión ambipolar es mucho más rápida cuando la estrella es caliente.

Estudiamos las implicaciones de todo esto en las magnetares en 1996 (Thompson y Duncan, Astrophysical Journal 473, 322). El campo en difusión en el interior líquido tira de la corteza desde abajo, sometiéndola a tensión y produciendo, algunas veces, cambios significativos en su estructura. (Este panorama es complicado por la difusión magnética dentro de la corteza, quizás acompañada por varios deslizamiento a pequeña escala en la estrucura de ésta.) Debido a que la fricción de la difusión ambipolar disipa energía magnética, que calienta la estrella, lo que a su vez acelera la difusión, hay un efecto de realimentación que significa que la disipación de la energía magnética se detiene rápidamente una vez que la estrella se enfría por debajo de una temperatura límite. Esto podría ocurrir luego de varias decenas de miles de años.

Esto explicaría por qué la actividad magnética cesa cuando las magnetares envejecen más allá de la fase de SGR/AXP. El campo magnético de una magnetar no decae dramáticamente durante este tiempo, sino que sólo disminuye en un factor modesto y se va transformando a una estructura más simple. Luego de eso, el campo queda atrapado dentro de la estrella fría, y sólo cambia muy lentamente.

Magnetares muertas

Las observaciones y la teoría sugieren que deben existir magnetares muertas que ya no son perceptiblemente accionadas por la disipación magnética. Es probable que existan muchos millones, quizás centenares de millones de estas estrellas alrededor de nosotros en la galaxia. Esas estrellas son oscuras en rayos X e inactivas, sin llamaradas o estallidos, por lo que son muy difíciles de detectar.

¿Dónde están ubicadas las magnetares muertas? Esto depende de las velocidades de retroceso que adquirieron al nacer. Si la mayoría de las magnetares nacen rápidas, con velocidades de miles de kilómetros por segundo (como sugieren los grandes desplazamientos de las fuentes de las llamaradas del 5 de marzo y del 27 de agosto desde el centro de los restos de las supernovas en las que parecen haberse formado), entonces se desplazan hacia al remoto halo de nuestra galaxia y hasta pueden escapar de ésta. Estas estrellas distantes serían especialmente difíciles de detectar.

Sin embargo, hay dos AXPs que se encuentran en posiciones cercanas a los centros de sus probables SNRs asociadas. Esto significa que se mueven más lento, a unos pocos centenares de kilómetros por segundo, salvo que sus movimientos estén dirigiéndose apuntando casi hacia nosotros o alejándose en el sentido contrario. Estas estrellas lentas permanecerán para siempre atadas gravitacionalmente dentro (o cerca) del disco de la galaxia. Si la mayoría de las magnetares nacen así de lentas, entonces la magnetar más cercana a nosotros debe estar a apenas unas decenas a un centenar de años luz de la Tierra. Los estudios en curso sobre la velocidad de las magnetares, tales como los de Hurley, son claramente importantes para limitar las posibilidades.

La teoría sugiere que las magnetares muertas permanecen fuertemente magnetizadas. Esto haría que reduzcan su giro a ritmos de rotación cada vez menores. Las magnetares muertas deberían ser observables como fuentes tenues de rayos X pulsando muy lentamente, detectables más fácil si se encuentran cerca de la Tierra.

En principio, el potente magnetismo debería hacer que esas estrellas fuesen más fáciles de hallar. Sus campos magnéticos deberían arrastrar el gas difuso del espacio interestelar, lo que ayudaría a que las magnetares muertas emitieran un fulgor. Este proceso de arrastre de gas es más efectivo cuando la estrella se está moviendo con rapidez, debido a que así se arrastra gas más rápido y en mayor cantidad. Desafortunadamente, las estrellas que se mueven velozmente se escapan pronto del disco galáctico y hay muy poco gas allá fuera. Teniendo en cuenta este factor, hay pocas esperanzas de que el arraste magnético de gas mejore las posibilidades de encontrar magnetares muertas.

Hay, sin embargo, otra esperanza. Después de que las estrellas se vuelven frías y la difusión ambipolar culmina (casi del todo), pueden continuar operando procesos difusivos lentos que lleven gradualmente a la estrella a nuevas inestabilidades magnéticas. Así que una magnetar muerta hace tiempo podría volver a la vida de repente en un episodio de actividad magnética. Aún si estos episodios son muy raros, entre muchos millones de magnetares muertas podría aparecer uno.

Por ahora esto es especulación, a la espera de datos concretos. Parecería haber por allí millones de estrellas oscuras, girando lentamente y deslizándose por el espacio, desafíando a los astrónomos a que las encuentren.

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Robert Duncan, May, 1998
Actualizado enero, 2005

(Traducido por Eduardo J. Carletti por acuerdo con el sitio original en http://solomon.as.utexas.edu/~duncan/magnetar.html)


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