De hecho, estas estrellas llegan a girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo. Eso implica que un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de 70.000 kilómetros por segundo. Pues bien, según un reciente estudio científico, teóricamente es posible que existan planetas habitables alrededor de los púlsares. La condición para que eso suceda es que cuenten con una atmósfera muy densa que convierta en calor los rayos X y las partículas de alta energía del púlsar.
Púlsar de la Nebulosa del Cangrejo. Esta imagen combina imágenes del telescopio espacial Hubble (rojo), e imágenes en rayos X obtenidas por el Telescopio Chandra (azul).
Los autores de la investigación, que ha aparecido publicada en la revista Astronomy & Astrophysics, son los astrónomos Alessandro Patruno, que trabaja en el Observatorio de Leiden, en Holanda, y Mihkel Kama, del Instituto de Astronomía de la Universidad de Cambridge, en el Reino Unido. Los púlsares son conocidos por sus condiciones extremas.
Son estrellas de neutrones que solo miden entre 10 y 30 kilómetros de diámetro. Están sometidas a campos magnéticos brutales, acumulan materia y emiten regularmente grandes cantidades de rayos X y otras partículas energéticas. Pero a pesar de eso, Alessandro Patruno y Mihkel Kama sugieren que podría haber vida en las cercanías de estas estrellas.
Esta es la primera vez que un equipo de astrónomos intenta encontrar zonas o planetas potencialmente habitables cerca de este tipo de estrellas de neutrones. Según los cálculos que han llevado a cabo, la zona habitable alrededor de una estrella de neutrones puede ser tan grande como la distancia que existe entre la Tierra al Sol. ¿Y qué condiciones debería tener un planeta situado en esa zona para poder albergar vida? Una condición necesaria es que tenga las características de una Supertierra cuya masa sea de uno a 10 veces mayor que la de nuestro planeta.
Este diagrama esquemático de un púlsar ilustra las líneas de campo magnético en blanco, el eje de rotación en verde y los dos chorros polares de radiación en azul.
Si fuera más pequeña perdería su atmósfera en unos cuantos miles de años. Además, su atmósfera debería ser al menos un millón de veces más densa que la de la Tierra. Las condiciones en la superficie del planeta dependiente del púlsar podrían parecerse a las que hay en las profundidades del mar. Los astrónomos responsables de la investigación estudiaron el pulsar PSR B1257 + 12, situado a unos 2.300 años luz de distancia en la constelación de Virgo.
Para ello se valieron del Telescopio Espacial Chandra, que está especialmente diseñado para observar rayos X, y vieron que hay tres planetas que orbitan alrededor del púlsar. Dos de ellos son Supertierras con una masa de cuatro a cinco veces superior a la Tierra y orbitan lo suficientemente cerca del pulsar como para recibir su calor. Patruno explica que según sus cálculos, "la temperatura en estos planetas podría ser adecuada para que hubiera agua líquida en su superficie. Lo que todavía no sabemos es si la atmósfera de las dos Supertierras es suficientemente densa".
De cara a sus próximos proyectos, estos astrónomos de Leiden y Cambridge pretenden hacer observaciones más detalladas del púlsar y compararlo con otros púlsares. También esperan que el telescopio ALMA, del Observatorio Europeo Austral, llegue a mostrar discos de polvo alrededor de las estrellas de neutrones, que son buenos indicadores de la existencia de planetas.
Se estima que la Vía Láctea contiene cerca de mil millones de estrellas de neutrones, de las cuales alrededor de 200.000 son púlsares. Hasta el momento se han estudiado 3.000 púlsares y solo se han encontrado 5 planetas púlsar. PSR B1257 + 12 es uno de los más estudiados y ya en 1992 se descubrieron los primeros exoplanetas alrededor de este objeto.
Planetas púlsarEn el primer grupo de planetas extrasolares descubiertos que orbitan un púlsar, el PSR B1257+12, cuyo periodo es de 6,22 ms (milisegundos). Las pequeñas variaciones de su periodo de emisión en el radio sirvieron para detectar una ligerísima oscilación periódica con una amplitud máxima en torno a 0,7 ms. Los radioastrónomos Aleksander Wolszczan y Dale A. Frail interpretaron estas observaciones como causadas por un grupo de tres planetas en órbitas casi circulares a 0,2, 0,36 y 0,47 ua del púlsar central y con masas de 0,02, 4,3 y 3,9 masas terrestres respectivamente. Este descubrimiento, muy inesperado, causó un gran impacto en la comunidad científica.
Púlsares de rayos XLos púlsares de rayos x son sistemas de estrellas binarias que se componen de un púlsar y de una estrella normalmente joven de tipo O o B. La estrella primaria emite viento estelar de su superficie y radiación, y éstos son atrapados por la estrella compañera que produce rayos x. El primer púlsar de rayos X conocido es la estrella compacta situada en el sistema Cen X-3.
Estrella binariaUna estrella binaria es un sistema estelar compuesto de dos estrellas que orbitan mutuamente alrededor de un centro de masas común. Estudios recientes sugieren que un elevado porcentaje de las estrellas son parte de sistemas de al menos dos astros. Los sistemas múltiples, que pueden ser ternarios, cuaternarios, o inclusive de cinco o más estrellas interactuando entre sí, suelen recibir también el nombre de estrellas binarias, como es el caso de Alfa Centauri A y B y Próxima Centauri.
Imagen de la estrella binaria Sirio tomada por el Hubble. Debajo y a la izquierda de la gigantesca Sirio A, se distingue su pequeña compañera Sirio B.
Debido a la gran cantidad de estrellas aparentemente binarias existentes en el universo, los astrónomos han necesitado desarrollar formas para distinguir las que son verdaderamente binarias de las que parecen serlo, pero que es solo una cuestión óptica. Esa situación surge cuando dos astros separados por grandes distancias y sin relación gravitatoria mutua, se ven muy cercanos desde nuestra perspectiva. También han existido ocasiones en las que estrellas de luminosidad cambiante parecieron ser binarias eclipsantes cuando en realidad no lo eran.
Si bien existen pares de estrellas orbitando tan alejadamente una de otra como para evolucionar de forma independiente, en muchas ocasiones las binarias se encuentran a distancias tan cortas que su progreso individual se ve alterado por los cambios que sufre su compañera. Esos sistemas evolucionan entonces como un todo, creando objetos que de otra forma serían imposibles.
TerminologíaEl término de estrella binaria (hipotizado en 1783 por el astrónomo aficionado sordo John Goodricke) fue desarrollado por William Herschel en 1802, en su definición "Una estrella doble real- La unión de dos estrellas que son formadas juntas en un sistema gracias a las leyes de atracción". Dos estrellas juntas pueden parecer dobles estrellas. Es muy posible que las dobles estrellas se vean como sistemas binarios: las dos estrellas en realidad pueden estar separadas por grandes distancias en el espacio, pero solamente se ven en la misma dirección desde la tierra.
Este tipo de falsas estrellas binarias son llamadas binarias ópticas o pares ópticos. Con la invención del telescopio, muchos de estos tipos de pares fueron encontrados. Hershcel, en 1780 midió la separación y orientación de más de 700 pares de estrellas que parecían ser estrellas binarias y encontró que alrededor de 50 pares cambiaron de orientación luego de dos décadas de observación.
William Herschel, astrónomo alemán.
Una verdadera estrella binaria es aquella que gira con una órbita junto a dos o más estrellas. Cuando se puede distinguir por medio de telescopios que las dos estrellas son binarias este tipo de sistemas es llamado binaria visual. En otros casos el método que es usado para determinar una estrella binaria es mediante el efecto Doppler de la luz emitida y se determina que la estrella es binaria gracias a un análisis de la espectroscopia de la estrella, este tipo de estrellas son llamadas binarias espectroscópicas.
Las estrellas que son tanto binarias espectroscópicas como visuales son realmente raras, y son consideradas como una fuente esencial de información cuando son encontradas. Aquellas estrellas que son tanto binarias como visuales, usualmente se encuentran cerca de la Tierra. La dificultad de encontrar estrellas que sean tanto visuales como espectroscópicas radica en que las que son visuales usualmente se encuentran en órbitas muy separadas entre sí, a diferencia de las espectroscópicas que se encuentran realmente cerca.
Los astrónomos han descubierto algunas estrellas que parecen orbitar alrededor del espacio vacío. Binarias astrométricas, son estrellas que giran alrededor de un punto medio, pero no se puede distinguir a la compañera de la estrella principal. Este tipo de binarias se pueden distinguir mediante el cambio de órbita que sufre la estrella principal. Por lo tanto las mismas matemáticas que son usadas para saber la masa de las estrellas binarias ordinarias, pueden ser usadas para determinar la masa de la estrella faltante. La estrella compañera que no se puede ver, a veces produce muy poca luz, o puede ser un objeto que produce muy poca radiación electromagnética, como por ejemplo una estrella de neutrones.
En algunas instancias se ha demostrado que la estrella faltante es en realidad un agujero negro: un objeto con una gravedad tan poderosa que la luz se ve imposibilitada de escapar.
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