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Pulsar de milisegundos

Este diagrama muestra los pasos que, según los astrónomos, son necesarios para crear un púlsar con un giro superrápido. 1. Una estrella supergigante masiva y una estrella "normal" similar al Sol orbitan entre sí. 2. La estrella masiva explota, dejando un púlsar que finalmente pierde velocidad, se apaga y se convierte en una estrella de neutrones que se enfría. 3. La estrella similar al Sol finalmente se expande, derramando material sobre la estrella de neutrones. Esta "acreción" acelera el giro de la estrella de neutrones. 4. La acreción termina, la estrella de neutrones se "recicla" en un púlsar de milisegundos. Pero en un cúmulo globular densamente poblado (2b)... Las estrellas de menor masa son expulsadas, las estrellas normales restantes evolucionan y tiene lugar el escenario de "reciclaje" (3-4), creando muchos púlsares de milisegundos.

Un púlsar de milisegundos ( MSP ) es un púlsar con un período de rotación menor a aproximadamente 10 milisegundos . Se han detectado púlsares de milisegundos en porciones de radio , rayos X y rayos gamma del espectro electromagnético . La hipótesis principal sobre el origen de los púlsares de milisegundos es que son estrellas de neutrones antiguas que giran rápidamente que se han formado o "reciclado" a través de la acreción de materia de una estrella compañera en un sistema binario cercano. [1] [2] Por esta razón, los púlsares de milisegundos a veces se denominan púlsares reciclados .

Se cree que los púlsares de milisegundos están relacionados con sistemas binarios de rayos X de baja masa . Se cree que los rayos X en estos sistemas son emitidos por el disco de acreción de una estrella de neutrones producido por las capas externas de una estrella compañera que ha desbordado su lóbulo de Roche . La transferencia de momento angular de este evento de acreción puede aumentar la velocidad de rotación del púlsar a cientos de veces por segundo, como se observa en los púlsares de milisegundos.

Recientemente se ha demostrado que el modelo evolutivo estándar no explica la evolución de todos los púlsares de milisegundos, especialmente los púlsares de milisegundos jóvenes con campos magnéticos relativamente altos, como por ejemplo el PSR B1937+21 . Bülent Kiziltan y SE Thorsett ( UCSC ) demostraron que los diferentes púlsares de milisegundos deben formarse mediante al menos dos procesos distintos. [3] Pero la naturaleza del otro proceso sigue siendo un misterio. [4]

En los cúmulos globulares se encuentran muchos púlsares de milisegundos . Esto es coherente con la hipótesis de su formación basada en el espín ascendente, ya que la densidad estelar extremadamente alta de estos cúmulos implica una probabilidad mucho mayor de que un púlsar tenga (o capture) una estrella compañera gigante. Actualmente se conocen aproximadamente 130 púlsares de milisegundos en cúmulos globulares. [5] El cúmulo globular Terzan 5 contiene 37 de estos, seguido de 47 Tucanae con 22 y M28 y M15 con 8 púlsares cada uno.

Los púlsares de milisegundos, que pueden cronometrarse con alta precisión, tienen una estabilidad comparable a los estándares de tiempo basados ​​en relojes atómicos cuando se promedian durante décadas. [6] [7] Esto también los convierte en sondas muy sensibles de sus entornos. Por ejemplo, cualquier cosa colocada en órbita alrededor de ellos causa desplazamientos Doppler periódicos en los tiempos de llegada de sus pulsos a la Tierra, que luego pueden analizarse para revelar la presencia del compañero y, con suficientes datos, proporcionar mediciones precisas de la órbita y la masa del objeto. La técnica es tan sensible que incluso objetos tan pequeños como asteroides pueden detectarse si orbitan un púlsar de milisegundos. Los primeros exoplanetas confirmados , descubiertos varios años antes de las primeras detecciones de exoplanetas alrededor de estrellas "normales" similares al Sol, se encontraron en órbita alrededor de un púlsar de milisegundos, PSR B1257+12 . Estos planetas siguieron siendo, durante muchos años, los únicos objetos con masa terrestre conocidos fuera del Sistema Solar . Uno de ellos, PSR B1257+12 D , tiene una masa aún menor, comparable a la de la Luna , y sigue siendo hoy en día el objeto de menor masa conocido más allá del Sistema Solar. [8]

Límites de velocidad de rotación del pulsar

La agrupación estelar Terzan 5

El primer púlsar de milisegundos, PSR B1937+21 , fue descubierto en 1982 por Backer et al . [9] Con una velocidad de giro de aproximadamente 641 veces por segundo, sigue siendo el segundo púlsar de milisegundos de giro más rápido de los aproximadamente 200 que se han descubierto. [10] El púlsar PSR J1748-2446ad , descubierto en 2004, es el púlsar de giro más rápido conocido, a partir de 2023, girando 716 veces por segundo. [11] [12]

Los modelos actuales de la estructura y evolución de las estrellas de neutrones predicen que los púlsares se fragmentarían si giraran a una velocidad de aproximadamente 1500 rotaciones por segundo o más, [13] [14] y que a una velocidad de más de aproximadamente 1000 rotaciones por segundo perderían energía por radiación gravitacional más rápido de lo que el proceso de acreción los aceleraría. [15]

A principios de 2007, los datos del Rossi X-ray Timing Explorer y la nave espacial INTEGRAL descubrieron una estrella de neutrones XTE J1739-285 que gira a 1122 Hz. [16] El resultado no es estadísticamente significativo, con un nivel de significación de solo 3 sigma . Si bien es un candidato interesante para futuras observaciones, los resultados actuales no son concluyentes. Aun así, se cree que la radiación gravitatoria juega un papel en la desaceleración de la velocidad de rotación. Un púlsar de rayos X que gira a 599 revoluciones por segundo, IGR J00291+5934, es un candidato principal para ayudar a detectar tales ondas en el futuro (la mayoría de estos púlsares de rayos X solo giran a alrededor de 300 rotaciones por segundo).

Detección de ondas gravitacionales mediante sincronización de púlsares

Las ondas gravitacionales son una predicción importante de la teoría general de la relatividad de Einstein y son resultado del movimiento de la materia, las fluctuaciones durante el universo primitivo y la dinámica del propio espacio-tiempo . Los púlsares son estrellas de neutrones que giran rápidamente y están altamente magnetizadas y se forman durante las explosiones de supernovas de estrellas masivas. Actúan como relojes de gran precisión con una gran cantidad de aplicaciones físicas que abarcan desde la mecánica celeste, la sismología de estrellas de neutrones, las pruebas de la gravedad de campo intenso y la astronomía galáctica.

La propuesta de utilizar púlsares como detectores de ondas gravitacionales fue hecha originalmente por Sazhin [17] y Detweiler [18] a fines de la década de 1970. La idea es tratar el baricentro del sistema solar y un púlsar distante como extremos opuestos de un brazo imaginario en el espacio. El púlsar actúa como el reloj de referencia en un extremo del brazo, enviando señales regulares que son monitoreadas por un observador en la Tierra. El efecto de una onda gravitacional que pasa sería perturbar la métrica del espacio-tiempo local y causar un cambio en la frecuencia rotacional observada del púlsar.

Gráfico de correlación entre púlsares observados por NANOGrav (2023) vs separación angular entre púlsares, comparado con un modelo teórico (púrpura discontinuo) y si no hubiera fondo de ondas gravitacionales (verde sólido) [19] [20]

Hellings y Downs [21] ampliaron esta idea en 1983 a una serie de púlsares y descubrieron que un fondo estocástico de ondas gravitacionales produciría una correlación cuadrupolar entre diferentes pares de púlsares en función de sus separaciones angulares en el cielo. Este trabajo estaba limitado en sensibilidad por la precisión y estabilidad de los relojes de púlsares en la serie. Tras el descubrimiento del primer púlsar de milisegundos en 1982, Foster y Backer [22] mejoraron la sensibilidad a las ondas gravitacionales aplicando en 1990 el análisis de Hellings-Downs a una serie de púlsares de milisegundos altamente estables.

La llegada de los sistemas de adquisición de datos digitales, los nuevos radiotelescopios y sistemas receptores, y el descubrimiento de muchos nuevos púlsares de milisegundos hicieron avanzar la sensibilidad del conjunto de cronometraje de púlsares a las ondas gravitacionales en las primeras etapas del esfuerzo internacional. [23] La publicación de datos de cinco años, el análisis y el primer límite NANOGrav sobre el fondo de ondas gravitacionales estocásticas fueron descritos en 2013 por Demorest et al. [24] A esto le siguieron las publicaciones de datos de nueve y once años en 2015 y 2018, respectivamente. Cada una limitó aún más el fondo de ondas gravitacionales y, en el segundo caso, se perfeccionaron las técnicas para determinar con precisión el baricentro del sistema solar.

En 2020, la colaboración presentó la publicación de datos de 12,5 años, que incluía evidencia sólida de un proceso estocástico de ley de potencia con una amplitud de tensión y un índice espectral comunes en todos los púlsares, pero datos estadísticamente no concluyentes para la correlación espacial cuadrupolar crítica de Hellings-Downs. [25] [26]

En junio de 2023, NANOGrav publicó los datos de los últimos 15 años, que contenían la primera evidencia de un fondo de ondas gravitacionales estocásticas . En particular, incluía la primera medición de la curva Hellings-Downs, [27] la señal reveladora del origen de las ondas gravitacionales de las observaciones. [28] [29]

Referencias

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  2. ^ Tauris, TM; Van Den Heuvel, EPJ (2006). Formación y evolución de fuentes estelares compactas de rayos X . Código Bibliográfico :2006csxs.book..623T.
  3. ^ Kızıltan, Bülent; Thorsett, SE (2009). "Restricciones en la evolución de los púlsares: la distribución conjunta de período-espín descendente de los púlsares de milisegundos". The Astrophysical Journal Letters . 693 (2): L109–L112. arXiv : 0902.0604 . Código Bibliográfico :2009ApJ...693L.109K. doi :10.1088/0004-637X/693/2/L109. S2CID  2156395.
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