¿Qué hace que una estrella se convierta en púlsar?

Generalmente está dictado por cuán masiva es la estrella. Recuerde qué es un púlsar, es una estrella de neutrones altamente magnetizada que gira muy rápidamente.

Las estrellas de neutrones son una categoría de objetos que tienen masas entre 1,4 y 3,2 masas solares. Esta es la etapa final de las estrellas que no son lo suficientemente masivas para formar agujeros negros (son retenidas por la presión de degeneración de neutrones), pero son lo suficientemente masivas para superar la presión de degeneración de electrones (que es lo que evita que las enanas blancas sufran un mayor colapso gravitacional).

Se cree que el punto final en la vida de las estrellas masivas entre aproximadamente 10 y 25 masas solares es una supernova de colapso del núcleo que produce un remanente condensado llamado estrella de neutrones.

El límite de masa inferior para los progenitores de estrellas de neutrones es razonablemente conocido y se debe a los caminos evolutivos tomados por estrellas de diferentes masas. Por debajo de las 10 masas solares, es probable que el núcleo de la estrella alcance un estado de degeneración de electrones antes de que pueda fusionar elementos como el magnesio y el silicio para formar hierro. Un núcleo degenerado de electrones puede soportar la estrella y el remanente se enfriará para siempre como una enana blanca.

Por encima de 10 masas solares, la fusión nuclear continuará hasta los elementos del pico de hierro, más allá de los cuales las reacciones de fusión serían endotérmicas. La degeneración de electrones es insuficiente para sostener el núcleo de la estrella y colapsa. Si el núcleo no es demasiado masivo, o si no cae demasiado material sobre el núcleo colapsado después, entonces es posible que una combinación de presión de degeneración de neutrones y la naturaleza repulsiva de las fuerzas nucleares fuertes de corto alcance puedan sostener el remanente como una estrella de neutrones El límite superior de la masa progenitora es incierto. Si bien la masa del progenitor es muy importante, también se cree que el estado de rotación y el campo magnético del progenitor determinan el resultado.

Una estrella de neutrones es una bola de 10 km de radio compuesta principalmente de neutrones, pero tiene una corteza de material nuclear exótico y un interior fluido que también contiene algunos protones y neutrones.

La conservación del momento angular dicta que cualquier giro que tuviera el núcleo de la estrella masiva antes de colapsar se magnifica para una estrella de neutrones; por lo que deberían nacer como objetos que giran extremadamente rápido (el púlsar Cangrejo de 1000 años gira 33 veces por segundo).

La conservación del flujo magnético también amplifica cualquier campo magnético que haya alrededor, y los protones superconductores que giran rápidamente lo mejoran aún más, de modo que las estrellas de neutrones nacen con campos magnéticos superficiales de 100 millones a 100 billones de Teslas.

La rápida rotación genera un enorme campo eléctrico en la superficie de la estrella de neutrones que puede arrancar partículas cargadas y lanzarlas a lo largo de las líneas del campo magnético. Estas partículas pierden energía al irradiar sincrotrón y radiación de curvatura que se impulsa y emite en la dirección de avance.

Si los polos magnéticos y de rotación están desalineados, en orientaciones favorables esto puede conducir a un haz de radiación que barre la Tierra como el de un faro. Este es un púlsar.

Los púlsares no son eternos. La energía de la radiación se alimenta en última instancia del giro del púlsar. El púlsar gira hacia abajo y, por razones aún poco conocidas, el fenómeno se apaga cuando el período de giro se ralentiza más allá de unos pocos a 10 segundos.