Una rara clase de estrellas de neutrones con campos magnéticos extremadamente fuertes, que causa violentos "terremotos estelares"
Las estrellas de neutrones, ya de por sí los restos estelares más densos conocidos (excepto los agujeros negros), pueden tener campos magnéticos miles de millones de veces más fuertes que en las estrellas típicas. Entre ellas destaca una clase rara, llamada magnetares, que se caracteriza por tener los campos magnéticos más fuertes observados hasta ahora en el Universo, alcanzando hasta 1015 G o más. Estos campos extremadamente poderosos pueden causar fenómenos inusuales y violentos—terremotos estelares (en inglés starquakes), destellos gigantescos y estallidos de rayos gamma que momentáneamente opacan galaxias enteras. En este artículo analizaremos la física de los magnetares, sus señales observables y los procesos extremos que provocan sus erupciones y actividad superficial.
1. Naturaleza y formación de los magnetares
1.1 Nacimiento como estrella de neutrones
Un magnetar es esencialmente una estrella de neutrones que se forma durante una supernova de colapso del núcleo, cuando el núcleo de hierro de una estrella masiva colapsa. Durante el colapso, parte del momento angular y flujo magnético del núcleo estelar puede comprimirse a niveles extremadamente altos. Las estrellas de neutrones normales tienen campos de 10^9–1012 G, mientras que los magnetares pueden aumentarlos hasta 1014–1015 G, o quizás aún más [1,2].
1.2 Hipótesis del dínamo
Los campos magnéticos extremadamente grandes en los magnetares pueden originarse a partir del mecanismo de dínamo en la fase temprana de la estrella proto-neutrónica:
- Rotación rápida: Si la estrella de neutrones recién nacida rota inicialmente con un período de milisegundos, la convección y la rotación diferencial pueden fortalecer extraordinariamente el campo magnético.
- Dínamo transitorio: Este dínamo convectivo puede operar durante varios segundos o minutos después del colapso, estableciendo campos al nivel de un magnetar.
- Frenado magnético: Durante varios miles de años, los campos potentes desaceleran considerablemente la rotación de la estrella, dejando un período de rotación más lento que el de los púlsares de radio típicos [3].
No todas las estrellas de neutrones se convierten en magnetares, solo aquellas cuyos parámetros iniciales de rotación y núcleo permiten un fortalecimiento extremo de los campos.
1.3 Duración y rareza
Los magnetares mantienen sus campos extremadamente fuertes durante aproximadamente 104–105 años. A medida que la estrella envejece, la decaída del campo magnético puede causar calentamiento interno y erupciones. Las observaciones muestran que los magnetares son bastante raros: en la Vía Láctea y galaxias cercanas se han confirmado o sospechado apenas unas pocas decenas de estos objetos [4].
2. Fuerza y efecto del campo magnético
2.1 Escalas del campo magnético
Los campos de los magnetares superan los 1014 G, mientras que los campos de las estrellas de neutrones normales alcanzan 109–1012 G. Para comparar, el campo magnético en la superficie de la Tierra es de ~0,5 G, y los imanes de laboratorio rara vez superan unos pocos miles de G. Así, los magnetares ostentan el récord de los campos permanentes más fuertes del Universo.
2.2 Electrodinámica cuántica y división de fotones
Cuando los campos son \(\gtrsim 10^{13}\) G, los fenómenos de electrodinámica cuántica (QED) se vuelven importantes (p. ej., birrefringencia del vacío, división de fotones). La división de fotones y los cambios en la polarización pueden afectar cómo la radiación sale de la magnetosfera del magnetar, alterando las características espectrales, especialmente en los rangos de rayos X y gamma [5].
2.3 Tensiones y "terremotos estelares"
Campos magnéticos internos muy fuertes que actúan sobre la corteza pueden tensionar la corteza de la estrella de neutrones hasta fracturarse. Los terremotos estelares (starquakes)—fracturas repentinas de la corteza—pueden reconfigurar los campos magnéticos y causar destellos o flujos de fotones de alta energía. La liberación súbita de tensión también puede cambiar ligeramente la velocidad de rotación de la estrella, dejando "sacudidas" detectables en el período de rotación.
3. Señales observadas de magnetares
3.1 Repetidores suaves de rayos gamma (SGR)
Antes de que se estableciera el término "magnetar", ciertos repetidores suaves de rayos gamma (Soft Gamma Repeaters, SGR) eran conocidos por destellos intermitentes de rayos gamma o rayos X duros que se repetían irregularmente. Estos destellos suelen durar desde fracciones de segundo hasta varios segundos, con un brillo pico medio. Ahora entendemos que los SGR son magnetares en estado de reposo, a veces perturbados por "terremotos estelares" o reconfiguraciones del campo magnético [6].
3.2 Pulsars de rayos X anómalos (AXP)
Otra clase, los pulsars de rayos X anómalos (AXP), son estrellas de neutrones con períodos de rotación de varios segundos, pero su brillo en rayos X es demasiado alto para explicarse solo por la desaceleración de la rotación. La energía adicional parece provenir de la decaimiento del campo magnético, que alimenta la radiación de rayos X. Muchos AXP también muestran destellos similares a episodios de SGR, confirmando su naturaleza magnetar.
3.3 Destellos gigantes
Los magnetares a veces emiten destellos gigantes, especialmente eventos energéticos cuyo brillo pico puede superar brevemente 1046 erg·s−1. Ejemplos: el destello de 1998 de SGR 1900+14 y el destello de 2004 de SGR 1806–20, este último incluso afectó la ionosfera terrestre estando a 50 000 años luz. Durante tales destellos se observa a menudo un salto brillante en la fase inicial, seguido por una cadena de pulsaciones moduladas por la rotación de la estrella.
3.4 Rotación y "sacudidas" de rotación
Al igual que los pulsares, los magnetares pueden mostrar impulsos periódicos según la frecuencia de rotación, pero con períodos medios más lentos (~2–12 s). La decaimiento del campo magnético impone un torque adicional de frenado de la rotación, por lo que se desaceleran más rápido que los pulsares normales. Ocasionalmente, pueden ocurrir "sacudidas" (cambios bruscos en la frecuencia de rotación) tras fracturas en la corteza. Al observar estos cambios de rotación podemos evaluar la interacción interna entre la corteza y el núcleo superfluido.
4. Descomposición del campo magnético y mecanismos de actividad
4.1 Calor por descomposición del campo
Los magnetares extremadamente fuertes gradualmente descomponen sus campos, liberando energía en forma de calor. Este calentamiento interno puede mantener temperaturas superficiales de cientos de miles o millones de kelvin—mucho más que en estrellas de neutrones de la misma edad que se enfrían normalmente. Este calentamiento causa una radiación continua de rayos X.
4.2 Deriva Hall y difusión ambipolar en la corteza
Las interacciones no lineales en la corteza y el núcleo—deriva Hall (interacción entre el flujo de electrones y el campo magnético) y difusión ambipolar (movimiento de partículas cargadas en respuesta al campo)—pueden reorganizar los campos en un período de 103–106 años, alimentando estallidos y un brillo más intenso [7].
4.3 Terremotos estelares y reconexión magnética
La tensión causada por la evolución del campo puede provocar fracturas en la corteza, liberando energía repentinamente: estos son los terremotos estelares. Tales fracturas pueden reconfigurar los campos magnetosféricos, provocando eventos de reconexión o grandes estallidos. Los modelos comparan estos procesos con los destellos solares, pero a escalas mucho mayores. Después de un estallido, la recuperación puede cambiar la frecuencia de rotación o la naturaleza de la radiación magnetosférica.
5. Evolución de los magnetares y etapas finales
5.1 Atenuación a largo plazo
Durante 105–106 los magnetares de años probablemente evolucionan hacia estrellas de neutrones más comunes, ya que los campos se debilitan hasta ~1012 G. Entonces, los fenómenos activos de la estrella (estallidos, erupciones gigantes) se vuelven raros. Finalmente, la estrella se enfría y su radiación de rayos X disminuye, comenzando a parecerse a un pulsar "muerto" más antiguo, con un campo magnético residual relativamente pequeño.
5.2 ¿Interacciones binarias?
Se observan pocas sistemas binarios con magnetares, pero algunas de estas parejas podrían existir. Si un magnetar tiene una compañera estelar cercana, la transferencia de masa podría causar estallidos adicionales o alterar la evolución de la rotación. Sin embargo, las "lagunas" en la observación o la corta vida de los magnetares podrían explicar por qué actualmente se conocen muy pocos binarios de este tipo.
5.3 Fusiones posibles
Teóricamente, un magnetar podría fusionarse con otra estrella de neutrones o un agujero negro, emitiendo ondas gravitacionales y posiblemente causando un breve estallido de rayos gamma. Tales eventos probablemente superarían con creces las explosiones típicas de magnetares en términos de energía liberada. En las observaciones, esto sigue siendo especulación, pero la fusión de estrellas de neutrones con campos muy fuertes sería un "laboratorio cósmico" único.
6. Importancia para la astrofísica
6.1 Estallidos de rayos gamma
Algunos estallidos de rayos gamma cortos o largos podrían ser alimentados por magnetares formados durante colapsos de núcleo o eventos de fusión. Los “magnetares milisegundo” que giran extremadamente rápido pueden liberar una enorme energía rotacional, causando o formando el chorro de un GRB. Observaciones de la “meseta de la fase de postdestello” de algunos GRB coinciden con el suministro adicional de energía de un magnetar recién nacido.
6.2 ¿Fuentes de rayos X ultra luminosas?
Campos B grandes pueden causar fuertes flujos o concentración de radiación, capaces de explicar algunas fuentes de rayos X ultra luminosas (ULX), si la acreción ocurre hacia una estrella de neutrones con un campo cercano al de un magnetar. En tales sistemas, el brillo puede superar el límite de Eddington habitual, especialmente si la radiación está enfocada [8].
6.3 Estudios de materia densa y QED
Las condiciones extremas en la superficie del magnetar permiten estudiar QED en campos fuertes. Las observaciones de polarización o líneas espectrales pueden revelar birrefringencia del vacío o división de fotones—fenómenos imposibles de reproducir en laboratorios terrestres. Esto ayuda a mejorar las teorías de física nuclear y teoría cuántica de campos bajo condiciones ultradensas.
7. Campañas de observación e investigaciones futuras
- Swift y NICER: Observación de erupciones de magnetares en rayos X y rayos gamma.
- NuSTAR: Sensibilidad en el rango de rayos X duros, ayudando a detectar radiación de alta energía de destellos o erupciones gigantes.
- Búsqueda por radio: Algunos magnetares a veces emiten pulsos de radio, conectando magnetares y púlsares normales en una sola población.
- Observaciones ópticas/IR: Las contrapartes ópticas o IR son raras y muy tenues, pero pueden mostrar chorros o irradiación de polvo tras los destellos.
Futuros o planeados observatorios, como Europos ATHENA (rango de rayos X), prometen perspectivas aún más profundas: estudiar magnetares más débiles o capturar en tiempo real el inicio de un destello gigantesco.
8. Conclusión
Magnetares son ejemplos extremos en el campo de la física de estrellas de neutrones. Sus increíbles campos magnéticos, que alcanzan 1015 G, causan erupciones violentas, terremotos estelares y destellos gamma implacables. Formados a partir del colapso de estrellas masivas bajo condiciones especiales (rotación rápida, acción favorable del dínamo), los magnetares son fenómenos cósmicos de corta duración, brillando intensamente durante un período de ~104–105 años, hasta que la decadencia del campo reduce su actividad.
En términos de observación, los repetidores suaves de rayos gamma y los pulsares de rayos X anómalos representan magnetares en diferentes estados, a veces emitiendo impresionantes destellos gigantescos, observables incluso desde la Tierra. El estudio de estos objetos amplía nuestro conocimiento sobre la electrodinámica cuántica en campos extremadamente fuertes, la estructura de la materia nuclear y los procesos que pueden generar estallidos de neutrinos, ondas gravitacionales y emisiones electromagnéticas. A medida que mejoran los modelos de decaimiento de campo y se observan las erupciones de magnetares con instrumentos multibanda cada vez más avanzados, los magnetares continuarán abriendo algunos de los rincones más exóticos de la astrofísica, donde la materia, los campos y las fuerzas fundamentales se combinan en extremos asombrosos.
Enlaces y lectura adicional
- Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). “Formación de estrellas de neutrones muy fuertemente magnetizadas: Implicaciones para estallidos de rayos gamma.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
- Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). “Los repetidores suaves de rayos gamma como estrellas de neutrones muy fuertemente magnetizadas – I. Mecanismo radiativo para estallidos.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 275, 255–300.
- Kouveliotou, C., et al. (1998). “Un pulsar de rayos X con un campo magnético superintenso en el repetidor suave de rayos gamma SGR 1806-20.” Nature, 393, 235–237.
- Mereghetti, S. (2008). “Los imanes cósmicos más fuertes: Repetidores suaves de rayos gamma y pulsares de rayos X anómalos.” Astronomy & Astrophysics Review, 15, 225–287.
- Harding, A. K., & Lai, D. (2006). “Física de estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas.” Reports on Progress in Physics, 69, 2631–2708.
- Kaspi, V. M., & Beloborodov, A. M. (2017). “Magnetars.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 55, 261–301.
- Pons, J. A., et al. (2009). “Evolución del campo magnético en las cortezas de estrellas de neutrones.” Physical Review Letters, 102, 191102.
- Bachetti, M., et al. (2014). “Una fuente ultraluminosa de rayos X impulsada por una estrella de neutrones en acreción.” Nature, 514, 202–204.
- Woods, P. M., & Thompson, C. (2006). “Repetidores suaves de rayos gamma y pulsares de rayos X anómalos: candidatos a magnetar.” Compact Stellar X-ray Sources, Cambridge University Press, 547–586.