Pulsar kick

El fenómeno conocido como impulso de púlsar provoca que una estrella de neutrones se mueva a una velocidad diferente, generalmente mucho mayor, que su estrella progenitora . Se desconoce la causa de este impulso, pero muchos astrofísicos creen que debe deberse a una asimetría en la explosión de una supernova . De ser cierto, esto aportaría información sobre el mecanismo de las supernovas.

Actualmente se acepta generalmente que la velocidad media de un púlsar oscila entre 200 y 500  km/s. Sin embargo, algunos púlsares alcanzan velocidades mucho mayores. Por ejemplo, se ha informado que la estrella hiperveloz  B1508+55 tiene una velocidad de 1100 km/s y una trayectoria que la lleva fuera de la galaxia . Un ejemplo sumamente convincente de la velocidad de un púlsar se observa en la Nebulosa de la Guitarra , donde se ha detectado la onda de choque generada por el púlsar al moverse con respecto a la nebulosa remanente de supernova , lo que confirma una velocidad de 800  km/s. ^{[ 1 ]}

Resulta de particular interés determinar si la magnitud o la dirección del impulso del púlsar guarda alguna correlación con otras propiedades del mismo, como el eje de rotación, el momento magnético o la intensidad del campo magnético . Hasta la fecha, no se ha encontrado correlación alguna entre la intensidad del campo magnético y la magnitud del impulso. Sin embargo, existe cierta controversia sobre si se ha observado una correlación entre el eje de rotación y la dirección del impulso. Durante muchos años, se creyó que no existía correlación alguna. En estudios de los púlsares Vela y Cangrejo , se han observado chorros que se cree que se alinean con el eje de rotación del púlsar. Dado que estos chorros se alinean muy de cerca con el choque de proa, así como con la velocidad medida directamente de los púlsares, esto se considera una fuerte evidencia de que estos púlsares tienen impulsos alineados con su eje de rotación. También es posible medir el eje de rotación de un púlsar utilizando la polarización de su radiación , y un estudio reciente de 24 púlsares ha encontrado una fuerte correlación entre la polarización y la dirección del impulso. Sin embargo, estos estudios siempre han estado plagados de dificultades, ya que las incertidumbres asociadas a la medición de la polarización son muy grandes, lo que dificulta los estudios de correlación.

Existe la posibilidad de que la distribución de velocidades de retroceso sea bimodal . Una fuerte evidencia de esta posibilidad proviene del "problema de retención de estrellas de neutrones". La mayoría de los cúmulos globulares en la Vía Láctea tienen una velocidad de escape inferior a 50  km/s, por lo que pocos púlsares deberían tener dificultades para escapar. De hecho, con la distribución de velocidades de retroceso medida directamente, esperaríamos que menos del 1% de todos los púlsares nacidos en un cúmulo globular permanecieran. Pero este no es el caso: los cúmulos globulares contienen muchos púlsares, algunos más de 1000. El número puede mejorarse ligeramente si se permite que una fracción del momento de retroceso se transfiera a una compañera binaria . En este caso, quizás el 6% debería sobrevivir, pero esto no es suficiente para explicar la discrepancia. Esto parece implicar que un gran conjunto de púlsares no recibe prácticamente ningún retroceso, mientras que otros reciben un retroceso muy grande. Sería difícil observar esta distribución bimodal directamente porque muchos esquemas de medición de velocidad solo establecen un límite superior para la velocidad del objeto. Si es cierto que algunos púlsares reciben muy poco impulso, esto podría darnos una idea del mecanismo de los impulsos de los púlsares, ya que una explicación completa tendría que predecir esta posibilidad.

Se han propuesto muchas teorías hidrodinámicas , todas las cuales intentan explicar la asimetría en las supernovas mediante la convección o inestabilidades mecánicas en la estrella pre-supernova. Quizás la más fácil de entender sea el "modo g sobreestable". En esta teoría, primero suponemos que el núcleo es empujado ligeramente hacia un lado, fuera del centro de la estrella. Esto aumenta la presión en las capas cercanas de silicio y oxígeno de la estrella. Dado que la tasa de reacciones nucleares en estas capas depende muy sensiblemente de la presión, la presión adicional resulta en una gran liberación de energía, y el núcleo es empujado hacia atrás en la dirección opuesta. Esto a su vez agrega mayor presión en el otro lado, y encontramos que el núcleo comienza a oscilar . Se ha demostrado que muchos de estos modos son sobreestables en estrellas masivas, es decir, una pequeña perturbación se vuelve grande con el tiempo. Cuando la estrella explota, el núcleo tiene momento adicional en alguna dirección, que observamos como el impulso. Se ha propuesto que los modelos hidrodinámicos pueden explicar la distribución bimodal mediante un " escenario de impulso dicotómico " en el que la envoltura de la estrella pre-supernova es robada por una compañera binaria, amortiguando las inestabilidades mecánicas y reduciendo así el impulso resultante.

Existen dos escenarios principales de impulso impulsado por neutrinos , que se basan en la violación de la paridad de las interacciones de neutrinos para explicar una asimetría en la distribución de neutrinos. El primero utiliza el hecho de que, en presencia de un campo magnético, la dirección en la que un neutrino se dispersa de un núcleo está sesgada en alguna dirección. Por lo tanto, si la emisión de neutrinos ocurriera en presencia de un campo magnético intenso, podríamos esperar que la deriva promedio de los neutrinos se alineara de alguna manera con dicho campo, y por lo tanto, la explosión resultante sería asimétrica. Un problema principal de esta teoría es que, para tener una asimetría suficiente, requiere campos del orden de ^10¹⁵ G , mucho más fuertes de lo que se espera en una estrella masiva. Otra teoría basada en neutrinos utiliza el hecho de que la sección eficaz de dispersión de neutrinos depende débilmente de la intensidad del campo magnético ambiental. Por lo tanto, si el campo magnético es anisotrópico, entonces podría haber puntos oscuros que son esencialmente opacos a los neutrinos. Sin embargo, esto requiere anisotropías del orden de ^10¹⁶ G, lo cual es aún más improbable.

La propuesta principal final se conoce como el escenario del cohete electromagnético. En esta teoría, asumimos que el dipolo magnético del púlsar está descentrado y fuera del eje de rotación del púlsar. Esto resulta en una asimetría en la magnitud de las oscilaciones del dipolo, vistas desde arriba y desde abajo, lo que a su vez significa una asimetría en la emisión de radiación . La presión de radiación entonces impulsa lentamente al púlsar lejos. Nótese que este es un impulso posnatal, y no tiene nada que ver con asimetrías en la supernova en sí. Nótese también que este proceso roba energía de la rotación del púlsar, por lo que una restricción observacional principal para la teoría es la tasa de rotación observada para los púlsares en toda la galaxia. Una gran ventaja de esta teoría es que predice la correlación entre la rotación y el impulso. Sin embargo, existen algunas incertidumbres sobre si esto puede generar suficiente energía para explicar todo el rango de velocidades de impulso.

Las grandes distancias por encima del plano galáctico alcanzadas por algunos sistemas binarios son el resultado de los impulsos iniciales de los agujeros negros estelares . La distribución de velocidades de estos impulsos iniciales parece similar a la de las estrellas de neutrones. Cabría esperar que los momentos fueran iguales, con los agujeros negros recibiendo velocidades menores que las estrellas de neutrones debido a su mayor masa, pero no parece ser el caso. ^{[ 2 ] [ 3 ]}

Un estudio de 2023 sugirió, a partir de simulaciones numéricas de colisiones de alta energía, un límite de alrededor del 10 % de la velocidad de la luz para los impulsos de los agujeros negros. ^{[ 4 ] [ 5 ]}

• Cinemática estelar

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