5. Rotación y frenado

Los pulsares son conocidos por rotar muy rápido. Las frecuencias de giro más altas que se conocen superan los 700 Hz. La frecuencia máxima a la que un pulsar podría rotar sin destruirse, debido a fuerzas centrífugas, es cercana a 1.000 Hz (equivalente a mil vueltas por segundo).

El periodo de rotación de los pulsares cambia gradualmente, de forma ordenada y muy lenta. En otras palabras, su rotación es muy estable. Gracias a ello es que en algunos casos podemos predecir la llegada de cada pulso durante el transcurso de muchos años con incertezas menores a 1 us. La gran precisión de estas mediciones ha permitido usar pulsares para verificar la teoría de Einstein sobre gravitación y ha inspirado el concepto de pulsar timing array, que se refiere a un conjunto de pulsares distribuidos en todo el cielo que actuará como detector de ondas gravitacionales.

¿Por qué la rotación de los pulsares es tan estable?

Para responder esto, pensemos en cómo podríamos cambiar la rotación de un cuerpo. Hay dos posibilidades: o se ejerce un torque sobre el cuerpo o se altera su momento de inercia. En otras palabras, o usamos fuerzas externas o cambiamos la forma del cuerpo. La gran mayoría de los pulsares son objetos solitarios y por lo tanto no hay nada que pueda ejercer torque sobre ellos. La única posibilidad sería mediante la adquisición de materia desde otro objeto y esto solamente ocurre en sistemas binarios en donde el otro objeto es una estrella normal. Existen casos como este y, en efecto, la rotación de esos pulsares es mucho menos estable.

Por otro lado, la estructura interna de los pulsares no cambia. No existe convección ni algún otro mecanismo que mueva materia en el sentido radial. Esto implica que el momento de inercia de los pulsares es esencialmente constante.

Estas dos propiedades aseguran que la rotación de los pulsares es muy estable.

Frenado

 ,,A pesar de la estabilidad mencionada más arriba, y como en todo proceso físico, los pulsares pierden gradualmente energía y su rotación desacelera lentamente. Este frenado es tan lento que en general los periodos de rotación aumentan menos de 50 ns por año (es decir, los periodos aumentan aproximadamente 1 us en una década). Sin embargo, a pesar de ser un proceso lento, gracias a la estabilidad con que rotan los pulsares es posible detectar fácilmente su desaceleración o frenado. Estos números son solamente ejemplos promedio, porque en realidad existe una gran variedad pulsares y cada uno rota a un periodo distinto y desacelera a una tasa distinta. En la primera figura se muestra el cambio del periodo de rotación (cuán rápido frena el pulsar) versus el periodo de rotación para más de 3.000 pulsares. Cada punto en el grafico es un pulsar. Es posible ver que, al considerar toda la población conocida de pulsares,  ambas cantidades cubren rangos muy amplios de valores (más de 10 órdenes de magnitud en caso del frenado, y casi 5 para el periodo).

El principal mecanismo de pérdida de energía que sabemos opera sobre los pulsares es el freno magnético. El modelo de pulsar involucra un dipolo magnético rotando en un eje distinto al eje dipolar; por lo tanto variando en el tiempo. Esto implica que debe radiar y la potencia con que lo hace puede derivarse mediante ecuaciones clásicas de electrodinámica. La potencia (es decir la pérdida de energía por unidad de tiempo) depende del periodo de rotación y la tasa de frenado; siendo ambas cantidades simples de medir. Las observaciones no confirman, sin embargo, las predicciones de este modelo.

La única posibilidad para que este modelo explique las observaciones es que el campo magnético esté evolucionando (que crezca en amplitud o que el dipolo cambie de dirección), o que el momento de inercia esté cambiando. El problema es que ninguna de estas posibilidades parece fácil u obvia de ocurrir, desde un punto de vista físico.

Otro mecanismo de pérdida de energía para pulsares es un viento de partículas.  Existen resultados que muestran que distintos estados de emisión producen distintas desaceleraciones de la rotación. Esto demuestra que la producción de radiación, que está asociada a la aceleración de partículas, incide en el freno de la estrella. En la segunda figura se muestra un ejemplo en el cual el pulsar frena más rápido (la desaceleración es mayor, dado que la pendiente es mayor) cuando el mecanismo de emisión está activo, y frena más lento cuando está apagado. Sin embargo no existen resultados que establezcan firmemente la importancia relativa de este mecanismo en comparación al freno magnético. Estos son temas de investigación actuales.

Dado que sabemos que estos pulsares son solitarios y su estructura no cambia, creemos que su desaceleración proviene de una combinación de freno magnético y los efectos de un viento de partículas.