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Púlsar 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 eventualmente se desacelera, se apaga y se convierte en una estrella de neutrones que se enfría. 3. La estrella similar al Sol eventualmente se expande, derramando material sobre la estrella de neutrones. Esta "acreción" acelera el giro de la estrella de neutrones. 4. Finaliza la acreción, 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 se produce el escenario de "reciclaje" (3-4), creando muchos púlsares de milisegundos.

Un púlsar de milisegundos ( MSP ) es un púlsar con un período de rotación inferior a unos 10 milisegundos . Se han detectado púlsares de milisegundos en porciones de radio , rayos X y rayos gamma del espectro electromagnético . La teoría principal sobre el origen de los púlsares de milisegundos es que son estrellas de neutrones viejas que giran rápidamente y que han sido giradas o "recicladas" mediante la acumulación 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 exteriores de una estrella compañera que ha desbordado su lóbulo de Roche . La transferencia de momento angular de este evento de acreción puede, en teoría, aumentar la velocidad de rotación del púlsar a cientos de veces por segundo, como se observa en los púlsares de milisegundos.

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

Muchos púlsares de milisegundos se encuentran en cúmulos globulares . Esto es consistente con la teoría del spin-up sobre su formación, 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 el reloj atómico 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 a su alrededor provoca cambios Doppler periódicos en los tiempos de llegada de sus pulsos a la Tierra, que luego pueden analizarse para revelar la presencia de su compañero y, con datos suficientes, proporcionar mediciones precisas de la órbita y la masa del objeto. . La técnica es tan sensible que incluso objetos tan pequeños como los asteroides pueden detectarse si orbitan alrededor de 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 de 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 púlsar

La agrupación estelar Terzan 5

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

Las teorías actuales sobre la estructura y la evolución de las estrellas de neutrones predicen que los púlsares se romperían si giraran a una velocidad de c. 1500 rotaciones por segundo o más, [13] [14] y que a una velocidad superior a aproximadamente 1000 rotaciones por segundo perderían energía por radiación gravitacional más rápido de lo que los aceleraría el proceso de acreción. [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 giraba a 1122 Hz. [16] El resultado no es estadísticamente significativo, con un nivel de significancia de sólo 3 sigma . Si bien es un candidato interesante para futuras observaciones, los resultados actuales no son concluyentes. Aún así, se cree que la radiación gravitacional desempeña 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 este tipo de ondas en el futuro (la mayoría de estos púlsares de rayos X sólo giran a unas 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 el resultado del movimiento masivo de la materia, las fluctuaciones durante el universo temprano y la dinámica del espacio-tiempo mismo. Los púlsares son estrellas de neutrones altamente magnetizadas y que giran rápidamente, formadas durante las explosiones de supernovas de estrellas masivas. Actúan como relojes de alta precisión con una gran cantidad de aplicaciones físicas que van desde la mecánica celeste, la sismología de estrellas de neutrones, pruebas de gravedad de campo fuerte y astronomía galáctica.

La propuesta de utilizar púlsares como detectores de ondas gravitacionales fue hecha originalmente por Sazhin [17] y Detweiler [18] a finales de los años 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 reloj de referencia en un extremo del brazo y envía señales regulares que son monitoreadas por un observador en la Tierra. El efecto del paso de una onda gravitacional sería perturbar la métrica del espacio-tiempo local y provocar un cambio en la frecuencia de rotación observada del púlsar.

Gráfico de correlación entre púlsares observados por NANOGrav (2023) versus separación angular entre púlsares, en comparación 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. La sensibilidad de este trabajo estuvo limitada por la precisión y estabilidad de los relojes de púlsar en la matriz. 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 sistemas digitales de adquisición de datos, nuevos radiotelescopios y sistemas receptores, y los descubrimientos de muchos nuevos púlsares de milisegundos mejoraron la sensibilidad del conjunto de temporización 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 de NANOGrav en el fondo de ondas gravitacionales estocásticas fueron descritos en 2013 por Demorest et al. [24] Le siguieron las publicaciones de datos de nueve y 11 años en 2015 y 2018, respectivamente. Cada uno limitó aún más el fondo de ondas gravitacionales y, en el segundo caso, se perfeccionaron 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 amplitud de deformación e 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 la publicación de datos de 15 años, que contenía la primera evidencia de un fondo de ondas gravitacionales estocásticas . En particular, incluyó la primera medición de la curva de Hellings-Downs [27] , el signo revelador 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 compactas de rayos X estelares . Código Bib : 2006csxs.book..623T.
  3. ^ Kızıltan, Bülent; Thorsett, SE (2009). "Restricciones a la evolución de los púlsares: la distribución conjunta de reducción de período de los púlsares de milisegundos". Las cartas del diario astrofísico . 693 (2): L109-L112. arXiv : 0902.0604 . Código Bib : 2009ApJ...693L.109K. doi :10.1088/0004-637X/693/2/L109. S2CID  2156395.
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