Magnetars

Magnetars
Gisela N. Ortiz León
CRyA UNAM-Campus Morelia
Resumen
Las magnetars son objetos de mucho interés debido a que exhiben campos magnéticos superiores al valor crı́tico de 4.4 × 1013 Gauss. Dos clases de púlsares de rayos X, los púlsares
anómalos de rayos X (AXPs) y los repetidores de rayos gamma suaves (SGRs) se han identificado como los candidatos más prometedores para ser magnetars. En este reporte describimos las
propiedades observacionales y los modelos teóricos más aceptados de estos objetos astrofı́sicos.
1.
Introducción
El término estrella de neutrones se refiere a una estrella con una masa M del orden de 1.5 masas
solares (M ), un radio de ∼12 km y una densidad central que excede la de la materia nuclear,
ρ0 = 2.8 × 1014 g cm−3 . Aunque los neutrones dominan su composición, también existen en su
interior protones (y suficientes electrones y muones para neutralizar la materia [7]). Desde su
postulación teórica en 1932 por Lev Landau, el hecho observacional más notable acerca de estos
objetos astronómicos es el de su existencia y se debe al descubrimiento de alrededor de 1200 púlsares
hasta hoy en dı́a. Los púlsares son estrellas de neutrones de rotación rápida con periodos P que van
de 1.5 ms a 8.5 s y campos magnéticos B muy intensos del orden de 1012 Gauss1 [1, 5]. El término
púlsar se debe a que en dichas estrellas los ejes magnético y rotacional están desalineados; por lo
tanto la emisión de radiación dipolar en forma de ondas de radio se observa como un destello que se
prende y se apaga (pulsos) conforme el haz del púlsar que está girando junto con la estrella barre
la superficie de la Tierra. Los púlsares también arrojan vientos de partı́culas cargadas y ondas
electromagnéticas de baja frecuencia que se llevan consigo energı́a y momento angular causando
que la tasa de giro de la estrella de neutrones decrezca gradualmente.
Con los detectores de rayos X puestos a bordo en satélites desde 1970 se ha descubierto que
también existen púlsares de rayos X. La emisión de estos púlsares está asociada con la acreción
de materia en un sistema binario, es decir, la estrella de neutrones “traga” masa de una estrella
compañera masiva (M & 10 M ). Dentro de los púlsares de rayos X existe además una subclase de
objetos denominada púlsares anómalos de rayos X (Anomalous X-ray Pulsars o AXPs), llamados
ası́ porque muestran periodos de rotación mayores que el de los púlsares “normales”, P ∼ 10 s,
1 Para
comparar, el campo magnético del imán de un refrigerados es del orden de 100 Gauss.
1
2
Figura 1: Posibles candidatos a ser magnetars que se conocı́an hasta el 2003, adaptado de [6].
más una disminución de su frecuencia de giro (spin-down) implicando la existencia de campos
magnéticos aún mayores, B ∼ 1014 Gauss. Además en los AXPs hay una ausencia notable de
evidencias de sistemas binarios.
De manera independiente a los AXPs se ha detectado otra clase de púlsares de rayos X conocidos
como repetidores de rayos gamma suaves (Soft Gamma-ray Repeaters o SGRs) descubiertos a partir
de la detección de estallidos (bursts) de duración corta en el rango de los rayos X duros (E > 10
keV) a rayos gamma suaves (E < 1 MeV).
Observaciones realizadas en los últimos años han mostrado muchas similaridades entre estas dos
clases de objetos, proporcionando suficiente evidencia para la existencia de estrellas de neutrones
con campos magnéticos muy intensos en estas fuentes [8]. A los AXPs y SGRs se les conoce con el
nombre común de magnetars. Las magnetars son por lo tanto estrellas de neutrones con campos
magnéticos al menos 100 a 1000 veces más intensos que aquellos de las estrellas de neutrones tı́picas
observadas como radio púlsares o púlsares de rayos X.
Las magnetars han atraı́do la atención de manera creciente en la última década ya que son objetos
extremadamente interesantes, tanto desde el punto de vista de la fı́sica como de la astronomı́a. Permiten observar y estudiar varios fenómenos que tienen lugar en campos magnéticos con condiciones
no disponibles en otra parte. Su importancia astrofı́sica se debe al hecho de que amplı́an nuestra
visión de como se forman y evolucionan las estrellas de neutrones y son indicadores de que los radio
púlsares clásicos descubiertos 40 años atrás son solamente una de las diversas manifestaciones de
éstas.
En este reporte se mencionarán las principales propiedades observacionales de las magnetars y los
modelos más aceptados para su formación.
3
2. Propiedades Observacionales de las magnetars
Tabla 1: Caracterı́sticas de AXPs y SGRs detectados. Adaptado de [8]
Nombre
SGR 0526-66
SGR 1900+14
SGR 1806-20
SGR 1627-41
AXP 1E 2259+586
AXP 1E 1048-59
AXP 4U 0142+61
AXP 1RXS J1708-40
AXP 1E 1841-045
AXP AX J1845-02b
AXP CXOU J1647-45
AXP CXOU J0100-72
AXP XTE J1810-197
AXP 1E 1547-54
aD
Rayos X
durosa
(> 10 keV)
D
D
D
P
P
P
-
Rayos X
suavesa
(< 10 keV )
P
P
P
D,T
P
P
P
P
P
P,T
P,T
P
P,T
P,T
Ópticoa
IRa
Radioa
Distancia
P
-
D?
D
D
D
D
D?
D?
D
-
P
P
(kpc)
55
15
15
11
7.5
9
3.6
3.8
8.5
8.5
3.9
61
3.1
9
Periodo de
rotación
(segundos)
8
5.2
7.6
?
6.98
6.45
8.69
11.0
11.77
6.97
10.6
8.02
5.54
2.07
= detección; P = pulsaciones detectadas; T = transitorio
a AXP (no se ha medido Ṗ )
b Candidato
2.
Propiedades Observacionales de las magnetars
En la tabla 1 se enlistan las magnetars y candidatas a magnetars hasta ahora descubiertas y en la
Figura 1 la ubicación de las detectadas hasta el 2003.
Las principales propiedades observacionales que llevaron al reconocimiento de los AXPs como una
clase homogénea, diferente a la de los púlsares comunes de rayos X propulsados por acreción en
sistemas binarios, son las siguientes:
a) ausencia de evidencias de sistemas binarios
b) mayor luminosidad que la debida a pérdida de energı́a rotacional
c) periodo de rotación P en el rango de 5 a 12 s
d) desaceleración en escalas de tiempo de 103 − 105 años
e) sin (o muy poca) variabilidad a escalas de tiempo grandes (meses)
f) espectro de rayos X suaves
g) ausencia de emisión en radio
h) (en algunos casos) asociación con remanentes de supernova
Por su parte los SGRs están caracterizados por periodos de actividad durante la cual emiten
numerosos bursts de corta duración en el rango de energı́a comprendido entre rayos X duros y
4
rayos gamma suaves. Los bursts tienen luminosidades máximas de hasta ∼ 1042 erg s−1 y duraciones
tı́picas de en el rango de ∼ 0.01 − 1 s (Figura 2). La mayorı́a de estos bursts consisten de pocos
pulsos con tiempos de ascenso menores que los tiempos de decaimiento.
Cuando se encontraron contrapartes permanentes (es decir no en forma de bursts) en rayos X en
los SGRs fue evidente que estos compartı́an muchas de estas propiedades: luminosidades, periodos
y cambios en el periodo (Ṗ ) similares a los AXPs. Además se reportaron posibles asociaciones con
remanentes de supernovas para los cuatro SGRs.
Después de más de diez años de observaciones extensivas a diferentes longitudes de onda, la mayorı́a
de las propiedades mencionadas arriba se han consolidado. Por ejemplo se han confirmado los
valores caracterı́sticos de P y Ṗ de las magnetars, aunque no es obvia la razón de por qué el
rango de P es muy angosto. Por otra parte las propiedades (e) y (g) se han tenido que rectificar
de forma inesperada. Respecto a (e), contrariamente a las estrellas de neutrones aisladas que son
accionadas por energı́a rotacional o calor residual, la emisión en rayos X cuya fuente de energı́a
son los campos magnéticos en los AXPs y SGRs es variable en diferentes escalas de tiempo. Se
han observado variaciones a grandes escalas en casi todos los objetos para los que hay disponibles
mediciones precisas. En escalas de tiempo más cortas, los bursts rápidos que en un principio fueron
caracterı́sticas únicas de los SGRs también se han visto en la mayorı́a de los AXPs, aunque con
menor intensidad máxima y posiblemente con propiedades ligeramente diferentes. Otro resultado
inesperado es el descubrimiento de emisión pulsada en radio en dos AXPs (ver tabla 1). La presencia
de esta emisión proporciona una nueva herramienta importante de diagnóstico en otros aspectos
en el estudio de las magnetars ya que posibilita la derivación de distancias y posiciones y con ello
la de movimientos propios.
Aunque la ausencia de identificaciones en el óptico obstaculiza la estimación precisa de distancias de
estos objetos, es claro a partir de sus propiedades colectivas (alta absorción de rayos X y distribución
en el plano galáctico) que tienen distancias caracterı́sticas de al menos unos pocos kpc. Tales valores
apoyados en algunos casos por la distancia estimada de los remanentes de supernovas a los que
están asociados, implica luminosidades tı́picas en el rango de 1034−36 erg s−1 , que son más grandes
que la pérdida de energı́a rotacional inferida de su periodo y valores de Ṗ . También hay evidencia
de que los SGRs pueden tener una luminosidad ligeramente más alta que la de los AXPs.
El descubrimiento de que los AXPs también emiten bursts cortos (ver tabla 1) similares a aquellos
de los SGRs, confirmó el vı́nculo entre estas dos clases de objetos y corroboró la aplicación del
modelo de magnetars a los AXPs. Las propiedades de los bursts sugieren que estos pueden presentarse en dos tipos distintos. Los bursts del tipo A con perfiles cortos y simétricos y los bursts tipo
B con colas extendidas que duran de decenas a cientos de segundos. Aunque los bursts del tipo A
se observan tı́picamente en SGRs, al menos un AXP (1E 2259 + 586) presenta ambos tipos.
En algunos SGRs se han observado ráfagas gigantes (giant flares) que se caracterizan por una
liberación súbita de una cantidad enorme de energı́a (∼ (2 − 500) × 1044 erg s−1 ), de la cual una
fracción se escapa directamente como un plasma relativista en expansión de electrones y positrones,
mientras la parte restante se radia gradualmente por un bólido térmico atrapado en la magnetósfera.
Esto les da a las ráfagas gigantes un espectro único y señal temporal que consiste de un pico intenso
de corta duración seguido por una cola larga de pulsos (Figura 3). El pico inicial de la radiación
2. Propiedades Observacionales de las magnetars
5
Figura 2: Bursts cortos provenientes del SGR 1806-20. En los paneles superiores las curvas de luz son de
la emisión en el rango de energı́a comprendido entre 15 y 40 keV mientras que en los paneles inferiores en
el rango de 40 a 100 keV.
6
Figura 3: Curvas de luz de tres ráfagas gigantes de SGRs (izquierda). SGR 0526-66 (arriba), SGR 1900+14
(en medio) y SGR 1806-20 (abajo). Los picos iniciales de SGR 0526-66 y SGR 1806-20 quedan fuera la
escala vertical. A la derecha se muestran dos curvas de luz de ráfagas intermedias provenientes del SGR
1900+14. Arriba la detectada el 29 de agosto de 1998 y abajo el 18 de abril de 2001.
7
3. Teorı́a de magnetars
intensa alcanza una luminosidad máxima mayor a ∼ 4 × 1044 erg s−1 (hasta 1047 erg s−1 en el SGR
1806-20). El tiempo de ascenso caracterı́stico es del orden de unos milisegundos y de una duración
de unas pocas decenas de segundos. Dado que la mayorı́a de los detectores se saturan por el enorme
flujo de fotones en estos eventos, resulta particularmente difı́cil medir de manera fidedigna el flujo
máximo y reconstruir la forma exacta de la curva de luz.
Otros bursts que involucran energı́as menores a las ráfagas gigantes pero definitivamente mucho
más energı́a que los bursts cortos normales, y por lo tanto conocidos como ráfagas intermedias
(intermediate flares), se han detectado en algunos SGRs. El más intenso, con una duración aproximadamente de 40 s, se observó el 18 de abril de de 2001 proveniente del SGRs 1900+14. Esta
ráfaga se caracterizó por la presencia de pulsaciones de periodo igual al de la rotación de la estrella
de neutrones, como en el caso de las colas de las llamaradas gigantes, pero si algún pico inicial
intenso (Figura 3).
En resumen los SGRs y los AXPs forman parte de una clase distinta de entre la creciente población
de estrellas de neutrones aisladas. Giran relativamente lento con un periodo de rotación en el
estrecho rango de P ∼ 5 − 12 s y muestran una desaceleración considerablemente importante,
Ṗ ∼ 10−11 s s−1 . Poseen poca actividad en radio, son fuentes permanentes de rayos X (L ∼
1034 − 1036 erg s−1 ) con la propiedad única de mostrar emisión esporádica mediante bursts cortos
(< 0.1 s) y superbrillantes (Lmáx > LEdd ) de rayos X y rayos gamma suaves.
3.
3.1.
Teorı́a de magnetars
¿Cómo se forma una estrella de neutrones?
En una estrella muy masiva (una que posee una masa mayor a 10 veces la masa del Sol), las
reacciones nucleares son tan intensas que llegan a producir hierro en sus núcleos [9]. Cuando la
estrella entra en su etapa final de vida, el núcleo de hierro empieza a colapsarse debido a que el
combustible nuclear se ha agotado y la presión degenerativa (es decir aquella producida por efectos
cuánticos, a saber, por el principio de exclusión de Pauli) ejercida por los electrones es incapaz de
contrarrestar a la gravedad. La temperatura aumenta de forma incontrolada y como consecuencia
se llevan a cabo reacciones de fotodesintegración del núcleo de hierro,
56
Fe → 13 4 He + 4n − 100 MeV.
(1)
Tal reacción es altamente endotérmica, es decir, requiere energı́a para mantenerse, contrario a una
reacción termonuclear normal, la cual genera energı́a. La pérdida de energı́a acelera el colapso y
el incremento en la temperatura. Los rayos gamma que se producen debido a la liberación enorme
de energı́a gravitacional son capaces de romper los núcleos de helio en protones y neutrones. Dado
que esta reacción impone una absorción de energı́a incluso mayor, el núcleo se contrae aún más.
Eventualmente la densidad se vuelve lo suficientemente alta como para que los protones libres
capturen a los electrones libres y se transformen en neutrones. Tal proceso además de absorber
energı́a disminuye el número de partı́culas. Entonces la presión cae y el colapso del núcleo continua.
8
3.2. ¿De donde vienen los intensos campos magnéticos de las magnetars?
Finalmente el gas de neutrones se vuelve degenerado lo que ocurre a una densidad de alrededor
de 1015 g cm−3 y genera suficiente presión para detener el colapso. Por lo tanto se crea un núcleo
de neutrones de densidad similar a la de un núcleo atómico y de un diámetro de alrededor de
unos 40 km. Cuando esto sucede, el núcleo “rebota” y la materia que está arriba del mismo es
lanzada a velocidades del orden de 104 km s−1 . La rápida liberación de energı́a y su recombinación
subsecuente origina un destello altamente luminoso que llega a tener una luminosidad en el óptico
de ∼ 109 L . A este fenómeno se le denomina Supernova (tipo II). Con la expulsión de la envolvente
en una explosión de supernova, el núcleo de neutrones se convierte en una estrella de neutrones.
3.2.
¿De donde vienen los intensos campos magnéticos de las magnetars?
Se han propuesto diversos mecanismos para la generación de campos magnéticos muy intensos en
las magnetars. La mayorı́a de los astrónomos suponen que el campo magnético es una reliquia
proveniente de la transformación de la estrella en una supernova [6]. Todas las estrellas poseen
campos magnéticos débiles y estos campos se pueden amplificar simplemente mediante compresión.
De acuerdo a las ecuaciones de Maxwell, cualquier objeto magnetizado que se contrae por un
factor de dos, su campo magnético se intensifica por un factor de cuatro. El núcleo de una estrella
masiva se colapsa un factor de 105 durante la formación de una estrella de neutrones por lo
que su campo magnético se intensificarı́a 1010 veces. Si el campo magnético inicialmente posee
suficiente intensidad, esta compresión podrı́a explicar el magnetismo de los púlsares, sin embargo,
esta hipótesis no se puede probar de manera fácil debido a que resulta difćil medir el campo en el
interior de la estrella.
Además de la compresión, la convección juega un papel importante en la formación del campo
magnético. Duncan & Thompson ([2]) notaron que la convección enérgica debido a la difusión
de neutrinos en un núcleo colapsándose en una supernova puede provocar un efecto dı́namo si el
núcleo gira rápidamente. La teorı́a del efecto dı́namo describe el proceso a través del cual un fluido
convectivo, con rotación y eléctricamente conductor actúa para mantener un campo magnético, y
utiliza las ecuaciones de la magnetohidrodinámica para investigar como el fluido puede regenerar
continuamente el campo magnético. Debido a que el gas ionizado es un buen conductor, algunas
lı́neas del campo magnético que penetran el gas son arrastradas conforme éste se mueve. Por lo
tanto el campo puede ser reprocesado y algunas veces amplificado. El efecto dı́namo puede operar
durante cada fase de la vida de una estrella masiva siempre que el núcleo turbulento este rotando
lo suficientemente rápido. Además, durante un periodo corto después de que el núcleo de la estrella
se transforma en una estrella de neutrones, la convección se vuelve especialmente violenta.
Duncan & Thompson ([2]) encontraron que un campo magnético con una intensidad tan alta como
3 × 1017 (Pi /1 ms)−1 Gauss se podrı́a generar a través de este mecanismo, de tal manera que las
estrellas de neutrones que inicialmente rotan con periodos Pi de unos pocos ms podrı́an, en los
segundos posteriores a su nacimiento adquirir campos arriba de 1015 Gauss. Usov ([11]) sugirió otro
mecanismo por el cual si una enana blanca magnética que posee un campo de alrededor de 109
Gauss se somete a un colapso de acreción inducida formarı́a, por conservación del flujo, una estrella
de neutrones con un campo magnético de ∼ 1015 Gauss. También postuló que la energı́a del orden
de 1031 ergs que se libera durante los primeros segundos de la desaceleración inicial podrı́a producir
3. Teorı́a de magnetars
9
Figura 4: Evolución de dos tipos de estrellas de neutrones (adaptado de [6]). 1. Se piensa que la mayorı́a de
las estrellas de neutrones nacen de una estrella masiva de entre 8 y 20 M . 2. Las estrellas masivas mueren
en una explosión de supernova tipo II. 3 A) Si la estrella de neutrones naciente gira lo suficientemente
rápido, entonces genera un campo magnético intenso. Las lı́neas del campo dentro de la estrella se tuercen.
B) Si la estrella de neutrones naciente rota lentamente, su campo magnético no alcanzará intensidades
como en las magnetars. 4. A) La magnetar se asienta en capas ordenadas, con las lı́neas del campo torcidas
dentro y las lı́neas suaves fuera de la estrella. Puede presentarse emisión de un haz estrecho en ondas de
radio. B) Un púlsar maduro es más frı́o que una magnetar de la misma edad y emite un haz amplio en
radio que es fácilmente detectado con radiotelescopios. 5. A) La magnetar evolucionada se ha enfriado y
ha disipado gran parte de su magnetismo, por lo que emite muy poca energı́a. B) El púlsar viejo se ha
enfriado y no emite más haces de radio.
un burst clásico de rayos gamma a distancias cosmológicas.
En la figura 4 se describen brevemente las principales diferencias en la evolución de una estrella de
neutrones “normal” y una magnetar.
3.3.
Spin down
El campo magnético actúa como un freno muy fuerte en la rotación de una magnetar. A medida
que el campo evoluciona, éste cambia de forma, llevando corrientes eléctricas a lo largo de las lı́neas
de campo fuera de la estrella. Estas corrientes, a su vez, generan rayos X. Mientras tanto, conforme
el campo magnético se mueve a través de la corteza sólida de una magnetar, lo tuerce y extiende.
Este proceso calienta el interior de la estrella y ocasionalmente rompe la corteza a través de un
10
3.4. Decaimiento del campo magnético
“estrellamoto”. La liberación de energı́a magnética que acompaña este evento crea una nube de
electrones y positrones ası́ como un burst repentino de rayos gamma suaves.
Las magnetars se desaceleran más rápido que aquellas que poseen campos magnéticos en el rango
normal de 1011 − 1013 Gauss. La escala de tiempo de la desaceleración o edad caracterı́stica se
obtiene al integrar la tasa de pérdida de energı́a rotacional para la radiación dipolar magnética,
ĖD = IΩΩ̇ ∝ Ω4 , que resulta ser
τSD =
P
= 1600
Ṗ
P
B14
2
años,
(2)
donde B14 es el campo superficial en unidades de 1014 Gauss, I es el momento de inercia, y P y
Ω son el periodo y la frecuencia de rotación actuales de la estrella de neutrones. Esto predice que
las magnetars alcanzarán periodos relativamente grandes del orden de 10 s en un tiempo de varios
miles de años.
En las edades tempranas la energı́a magnética de una magnetar domina sobre la energı́a rotacional,
τB ' 1.5 × 105
B0
14
10 Gauss
−4
años,
(3)
y se convierte en una fuente abundante de energı́a para provocar tanto los bursts como la emisión
activa que se observa en los SGRs.
3.4.
Decaimiento del campo magnético
Los campos magnéticos de las magnetars pueden decaer en escalas de tiempo relativamente cortas
y este decaimiento puede considerarse como el mecanismo por medio del cual se libera la energı́a
necesaria para iniciar la actividad solar. La difusión ambipolar, en la cual el flujo magnético transporta partı́culas cargadas conforme se mueve hacia afuera del núcleo de la estrella de neutrones
puede actuar en escalas de tiempo cortas como las requeridas para la generación de energı́a. La
difusión ambipolar calienta el núcleo mediante la liberación de energı́a magnética y al mismo
tiempo éste experimenta un enfriamiento dominado por la emisión de neutrinos via el mecanismo
modificado de URCA2 ,
(4)
n + n → n + p + e− + ν̄e ,
y
n + p + e− → n + n + ν̄e .
(5)
Por lo tanto uno puede encontrar la temperatura de equilibrio en el núcleo que establece la escala
de tiempo de la difusión al balancear las tasas de calentamiento y enfriamiento.
Goldreich y Reisnegger ([3]) notaron que el flujo de partı́culas cargadas se podı́a separar en dos modos con diferentes tasas de crecimiento: irrotacional y solenoidal. Sin embargo, Thompson y Duncan
2 URCA
tiene un significado similar a ladrón en la lengua rusa.
REFERENCIAS
11
([10]) argumentaron que solamente el modo irrotacional de la difusión ambipolar es importante en
los campos magnéticos, encontrando una escala de tiempo para la difusión de
τdec ' 104
Bnúcleo
5 × 1015 Gauss
−14
años.
(6)
donde Bnúcleo es la intensidad del campo en el núcleo que puede ser mayor que el de la superficie.
Esta expresión depende fuertemente del campo magnético en el núcleo y proporciona un rango
muy pequeño de campos en magnetars que tienen escalas de tiempo interesantes. Sin embargo
Goldreich y Reisnegger ([3]) derivaron las escalas de tiempo para ambos modos y encontraron que
el aumento de la escala de tiempo del modo irrotacional está limitado por gradientes de presión,
de tal manera que su valor mı́nimo es
mı́n
dec
τ
5
' 10
Bnúcleo
1015 Gauss
−2
años.
(7)
Las escalas de tiempo estimadas para el decaimiento magnético por difusión ambipolar en campos
intensos como en las magnetars parecen caer en el rango de las edades caracterı́sticas derivadas
de los SGRs y AXPs. El decaimiento del campo magnético es por lo tanto una fuente de energı́a
prometedora para estos objetos.
Lo que hace que la teorı́a sea difı́cil de entender es que en los campos magnéticos más intensos
que el umbral electromagnético cuántico de 4 × 1013 Gauss pueden ocurrir fenómenos exóticos.
Los fotones de rayos X se pueden dividir en dos fácilmente o bien pueden fusionarse; el vacı́o se
polariza y los átomos se deforman en cilindros largos de diámetro menor que la longitud de onda
relativista-cuántica de un electrón.
4.
Conclusiones
La consolidasión de los AXPs y SGRs como una clase distinta de estrellas de neutrones ha permitido
entender una parte de la evolución de estos objetos. La teorı́a de la formación de las magnetars aún
esta en debate y su dificultad se presenta debido a los fenómenos exóticos que ocurren en campos
magnéticos tan intensos. Sin embargo el paisaje se muestra prometedor debido a la mejora de los
detectores y la correlación con la emisión en otras bandas, por lo que nuevas observaciones pueden
ser importantes en el entendimiento de la fı́sica presente en las magnetars.
Referencias
[1] Baym G. & Pethick C. 1979, Annu. Rev. Astron. & Astrophys. 17, 415B
[2] Duncan R. C. & Thompson C. 1992, ApJ. 392, L9
12
REFERENCIAS
[3] Goldreich P. & Reisnegger A. 1992, ApJ. 395, 250
[4] Harding A. 2000, Supernovae and gamma-ray bursts: the greatest explosions since the Big
Bang. Space Telescope Science Institute symposium series. 13, 121
[5] Heiselberg H. & Pandharipande V. 2000, Annu. Rev. Astron. & Astrophys. 50, 481
[6] Kouveliotou C., Duncan R. C. & Thompson C. 2003, Sci. Am. 288, 34
[7] Lettimer J. M. & Prakash M. 2004, Science. 304, 563L
[8] Mereghetti S. 2008, Astron. & Astrophys. 15, 225
[9] Prialnik D. 2000, An introduction to theory of stellar structure and evolution, Cambridge
University Press, 180-184
[10] Thompson C. & Duncan R. C. 1996, ApJ. 473, 322
[11] Usov V. V. 1992, Nature. 357, 472