1.2 Puntapié inicial

El nacimiento de las estrellas de neutrones involucra una serie de condiciones físicas que afectan las propiedades y evolución posterior del objeto compacto recién formado. Por ejemplo, la velocidad de rotación e intensidad del campo magnético de un púlsar están posiblemente determinados por las propiedades específicas de la estrella progenitora antes de su colapso y las características de la explosión de supernova.

Otra condición inicial es la velocidad espacial de la estrella de neutrones, que resulta ser particularmente alta cuando se compara con las velocidades típicas de las estrellas de la Vía Láctea. En general, según su ubicación en la galaxia (ya sea el halo, bulbo o disco), las estrellas tendrán velocidades un poco mayores o menores a la velocidad típica de rotación de la galaxia en torno a su centro. Se define un sistema de referencia, llamado Local Standard of Rest (LSR), que rota junto al resto de las estrellas y nebulosas en una órbita circular alrededor del centro galáctico, para cada radio medido desde el centro. En este sistema, las velocidades de las estrellas son relativamente bajas, con valores típicos de 20 km/s.

Altas velocidades iniciales

Sin embargo, los objetos compactos, tanto estrellas de neutrones como agujeros negros, pueden adquirir velocidades que se alejan bastante de los valores típicos en el LSR, llegando a los cientos de km/s en el caso de agujeros negros e incluso a 1000 km/s para las estrellas de neutrones (ver figura).

¿La razón? Hay muchas propuestas que explican de una forma u otra esta velocidad de los púlsares, que se aleja de la media de las estrellas. Una de ellas son las natal kicks: patadas o puntapies iniciales.  Una patada inicial podría deberse a la eyección asimétrica del material, durante la explosión de supernova, como resultado de inestabilidades hidrodinámicas en el corto periodo da la explosión. Sin embargo, a lo largo de la segunda mitad del siglo XX se propusieron nuevas ideas para explicar estas velocidades. Las hipótesis se pueden resumir en tres grupos: 1) Natal-kicks, 2) Aceleración debido al campo electromagnético, 3) Formación desde una estrella progenitora con gran velocidad.

Modelos de natal kicks

El primer caso, como ya mencionamos, considera eyección asimétrica del material, que crearía una especie de propulsión con transferencia de momentum. Esto podría causarlo el material en sí mismo (principalmente plasma), haciendo el problema puramente hidrodinámico, o la emisión asimétrica de neutrinos, que constituyen la mayor pérdida de energía de las supernovas. La segunda hipótesis requiere una desalineación considerable entre el campo magnético y el eje de rotación del púlsar, dando como resultado un viento de partículas que lo acelera gradualmente. Cabe mencionar que este modelo ha recibido varias críticas y tiene restricciones que complejizan su factibilidad. No obstante, logra explicar algunas propiedades de la rotación de los púlsares.

En el tercer caso, se asume que la progenitora ya tenía una gran velocidad, debido a la disrupción de un sistema binario. Estas estrellas, conocidas como runaway-stars debido a las grandes velocidades con las que viajan, se explican mediante el mecanismo de Blauuw. Este mecanismo, propuesto por Adriaan Blaauw en 1961, plantea que, en sistemas binarios en los que ambas estrellas son de tipo O o B, si la pérdida de masa producto de la eyección de material durante la supernova de la estrella más masiva es lo suficientemente grande, la ligadura gravitacional que mantenía estable al sistema puede romperse. Como resultado, quedan una estrella de neutrones y su antigua compañera viajando por el espacio a grandes velocidades. Esta estrella eventualmente explotará y se transformará en otro pulsar, también viajando a gran velocidad.