Púlsar binario

Un púlsar binario es un púlsar con un compañero binario , a menudo una enana blanca o una estrella de neutrones . (En al menos un caso, el púlsar doble PSR J0737-3039 , la estrella de neutrones compañera también es otro púlsar). Los púlsares binarios son uno de los pocos objetos que permiten a los físicos poner a prueba la relatividad general debido a los fuertes campos gravitatorios en sus proximidades. Aunque el compañero binario del púlsar suele ser difícil o imposible de observar directamente, su presencia se puede deducir a partir de la sincronización de los pulsos del propio púlsar, que se pueden medir con extraordinaria precisión mediante radiotelescopios .

El púlsar binario PSR B1913+16 (o el "púlsar binario de Hulse-Taylor") fue descubierto en 1974 en Arecibo por Joseph Hooton Taylor, Jr. y Russell Hulse , quienes recibieron el Premio Nobel de Física en 1993. Mientras Hulse observaba el recién descubierto púlsar PSR B1913+16, notó que la frecuencia de sus pulsos variaba regularmente. Se concluyó que el púlsar orbitaba otra estrella muy cerca y a gran velocidad, y que el período de los pulsos variaba debido al efecto Doppler : a medida que el púlsar se acercaba a la Tierra, los pulsos eran más frecuentes; y, por el contrario, a medida que se alejaba, se detectaban menos pulsos en un período de tiempo determinado. Se puede pensar en los pulsos como los tictacs de un reloj; los cambios en el tictac indican cambios en la velocidad del púlsar al acercarse o alejarse de la Tierra. Hulse y Taylor también determinaron que las estrellas tenían masas aproximadamente iguales al observar estas fluctuaciones de pulsos, lo que les llevó a creer que el otro objeto también era una estrella de neutrones. Los pulsos de este sistema ahora se rastrean con una precisión de 15 μs . ^{[ 1 ]} (Nota: Cen X-3 fue en realidad el primer "púlsar binario" descubierto en 1971, seguido de Her X-1 en 1972).

El estudio del púlsar binario PSR B1913+16 también condujo a la primera determinación precisa de las masas de las estrellas de neutrones, utilizando efectos de tiempo relativistas. ^{[ 2 ]} Cuando los dos cuerpos están muy cerca, el campo gravitatorio es más fuerte, el paso del tiempo se ralentiza y el tiempo entre pulsos (o tics) se alarga. Luego, a medida que el reloj del púlsar viaja más lentamente a través de la parte más débil del campo, recupera el tiempo. Un efecto relativista especial, la dilatación del tiempo, actúa alrededor de la órbita de manera similar. Este retraso temporal relativista es la diferencia entre lo que se esperaría ver si el púlsar se moviera a una distancia y velocidad constantes alrededor de su compañero en una órbita circular, y lo que realmente se observa.

Antes de la primera observación de ondas gravitacionales en 2015 y la operación de Advanced LIGO , ^{[ 3 ]} los púlsares binarios eran las únicas herramientas que los científicos tenían para detectar evidencia de ondas gravitacionales ; la teoría de la relatividad general de Einstein predice que dos estrellas de neutrones emitirían ondas gravitacionales al orbitar un centro de masa común, lo que transportaría energía orbital y haría que las dos estrellas se acercaran y acortaran su período orbital. Un modelo de 10 parámetros que incorpora información sobre la sincronización del púlsar, las órbitas keplerianas y tres correcciones post-keplerianas (la tasa de avance del periastro , un factor para el corrimiento al rojo gravitacional y la dilatación del tiempo , y una tasa de cambio del período orbital por la emisión de radiación gravitacional ) es suficiente para modelar completamente la sincronización del púlsar binario. ^{[ 4 ] [ 5 ]}

Las mediciones realizadas del decaimiento orbital del sistema PSR B1913+16 coincidieron casi perfectamente con las ecuaciones de Einstein. La relatividad predice que, con el tiempo, la energía orbital de un sistema binario se convertirá en radiación gravitacional . Los datos recopilados por Taylor y Joel M. Weisberg y sus colegas sobre el período orbital de PSR B1913+16 respaldaron esta predicción relativista; informaron en 1982 ^{[ 2 ]} y posteriormente ^{[ 1 ] [ 6 ]} que había una diferencia en la separación mínima observada de los dos púlsares en comparación con la esperada si la separación orbital hubiera permanecido constante. En la década posterior a su descubrimiento, el período orbital del sistema había disminuido en aproximadamente 76 millonésimas de segundo por año, lo que indica que el púlsar se estaba acercando a su separación máxima más de un segundo antes de lo que lo habría hecho si la órbita hubiera permanecido igual. Las observaciones posteriores continúan mostrando esta disminución.

UnUn púlsar binario de masa intermedia (IMBP) es un sistema binario de púlsar-enana blanca con un período de rotación relativamente largo de alrededor de 10–200 ms que consiste en una enana blanca con una masa relativamente alta de aproximadamente${\displaystyle \,\geq 0.4M_{\odot }.}$^{[ 7 ]} Los períodos de rotación, las intensidades del campo magnético y las excentricidades orbitales de los púlsares binarios de masa intermedia (IMBP) son significativamente mayores que las de los púlsares binarios de baja masa (LMBP). ^{[ 7 ]} A partir de 2014, se conocen menos de 20 IMBP. ^{[ 8 ]} Ejemplos de IMBP incluyenPSR J1802−2124 ^{[ 7 ]} yPSR J2222−0137. ^{[ 8 ]}

El sistema binario PSR J2222−0137 tiene un período orbital de aproximadamente 2,45 días y se encuentra a una distancia de 267 ^+1,2 _-0,9 pc (aproximadamente 870 años luz), lo que lo convierte en el segundo sistema binario de púlsares conocido más cercano (a partir de 2014) y uno de los púlsares y estrellas de neutrones más cercanos. ^{[ 8 ]} El púlsar de masa relativamente alta (1,831${\displaystyle \pm }$0,010${\displaystyle M_{\odot }}$) tiene una estrella compañera PSR J2222−0137 B con una masa mínima de aproximadamente 1,3 masas solares (1,319${\displaystyle \pm }$0,004${\displaystyle M_{\odot }}$). ^{[ 9 ]} Esto significaba que la compañera era una enana blanca masiva (solo alrededor del 8% de las enanas blancas tienen una masa${\displaystyle \,\geq 0.9M_{\odot }}$), lo que convertiría al sistema en un IMBP. Aunque las mediciones iniciales dieron una masa de aproximadamente 1 masa solar para PSR J2222−0137 B, ^{[ 8 ]} observaciones posteriores mostraron que en realidad es una enana blanca de alta masa ^{[ 9 ]} y también una de las enanas blancas más frías conocidas, con una temperatura inferior a 3000 K. ^{[ 8 ]} Es probable que PSR J2222−0137 B esté cristalizada, lo que lleva a que esta enana blanca del tamaño de la Tierra se describa como una "estrella de diamante", ^{[ 10 ]} similar a la compañera enana blanca de PSR J1719-1438 , que se encuentra a unos 4000 años luz de distancia. ^{[ 11 ]}

A veces, la estrella compañera relativamente normal de un púlsar binario se expande hasta desbordar su lóbulo de Roche y deposita sus capas exteriores sobre el púlsar. Esta interacción puede calentar el gas que se intercambia entre los cuerpos y producir luz de rayos X que puede parecer pulsante, en un proceso denominado etapa binaria de rayos X. El flujo de materia de un cuerpo estelar a otro suele dar lugar a la creación de un disco de acreción (limitado por la luminosidad de Eddington ) alrededor de la estrella receptora. ^{[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ]}

Los púlsares también crean un "viento" de partículas que fluyen hacia afuera a velocidades relativistas, lo que, en el caso de los púlsares binarios, puede arrasar la magnetosfera de sus compañeros y tener un efecto drástico en la emisión de pulsos.

• Astronomía : estudio científico de los objetos celestes. 
• PSR B1913+16 – Púlsar en la constelación de Aquila. Páginas que muestran breves descripciones de los objetivos de redirección. 
• PSR J0737-3039 – Púlsar doble en la constelación de Puppis. Páginas que muestran breves descripciones de los objetivos de redirección. 
• Square Kilometre Array – Proyecto internacional de radiotelescopios 

• Prof. Martha Haynes Astro 201 Púlsar binario PSR 1913+16 Sitio web
• Premio Nobel por el descubrimiento del púlsar binario
• Masas de estrellas de neutrones archivadas el 17/10/2012 en Wayback Machine.
• Lorimer, Duncan R. (2008). "Púlsares binarios y de milisegundos" . Living Reviews in Relativity . 11 (1) 8. arXiv : 0811.0762 . Bibcode : 2008LRR....11....8L . doi : 10.12942 / lrr-2008-8 . ISSN 2367-3613 . PMC 5256074. PMID 28179824 .   
• Will, Clifford M. (2001). "La confrontación entre la relatividad general y el experimento" . Living Reviews in Relativity . 4 (1) 4. arXiv : gr-qc/0103036 . Bibcode : 2001LRR.....4....4W . doi : 10.12942/ lrr -2001-4 . ISSN 2367-3613 . PMC 5253802. PMID 28163632 .   
• Stairs, IH (2009). "Púlsares binarios y pruebas de la relatividad general" . Actas de la Unión Astronómica Internacional . 5 (S261): 218–227 . doi : 10.1017/S1743921309990433 . ISSN 1743-9213 .