Un púlsar (de una fuente de radio pulsante ) [ 1 ] [2] es una estrella de neutrones giratoria altamente magnetizada que emite rayos de radiación electromagnética desde sus polos magnéticos . [3] Esta radiación sólo se puede observar cuando un haz de emisión apunta hacia la Tierra (similar a la forma en que se puede ver un faro sólo cuando la luz apunta en la dirección de un observador), y es responsable de la aparición pulsada de emisión. Las estrellas de neutrones son muy densas y tienen períodos de rotación cortos y regulares . Esto produce un intervalo muy preciso entre pulsos que oscila entre milisegundos y segundos para un púlsar individual. Los púlsares son uno de los candidatos a fuente de rayos cósmicos de energía ultraalta . (Ver también mecanismo centrífugo de aceleración ).
Los períodos de los púlsares los convierten en herramientas muy útiles para los astrónomos. Se utilizaron observaciones de un púlsar en un sistema binario de estrellas de neutrones para confirmar indirectamente la existencia de radiación gravitacional . Los primeros planetas extrasolares fueron descubiertos alrededor de un púlsar, PSR B1257+12 , en 1992. En 1983, se detectaron ciertos tipos de púlsares que, en aquel momento, superaban la precisión de los relojes atómicos en el cronometraje . [4]
Jocelyn Bell observó inicialmente las señales del primer púlsar descubierto mientras analizaba los datos registrados el 6 de agosto de 1967 desde un radiotelescopio recién encargado que ella ayudó a construir. Inicialmente descartada como interferencia de radio por su supervisor y desarrollador del telescopio, Antony Hewish , [5] [6] el hecho de que las señales siempre aparecieran con la misma declinación y ascensión recta pronto descartó una fuente terrestre. [7] El 28 de noviembre de 1967, Bell y Hewish, utilizando un registrador gráfico de tira rápida , resolvieron las señales como una serie de pulsos, espaciados uniformemente cada 1,337 segundos. [8] Nunca antes se había observado ningún objeto astronómico de esta naturaleza. El 21 de diciembre, Bell descubrió un segundo púlsar, anulando las especulaciones de que podrían ser señales enviadas a la Tierra desde una inteligencia extraterrestre . [9] [10] [11] [12]
Cuando las observaciones con otro telescopio confirmaron la emisión, se eliminó cualquier tipo de efecto instrumental. En este punto, Bell dijo de ella y de Hewish que "realmente no creíamos que hubiéramos captado señales de otra civilización, pero obviamente la idea se nos había pasado por la cabeza y no teníamos pruebas de que se tratara de una emisión de radio completamente natural". "Es un problema interesante: si uno cree que puede haber detectado vida en otras partes del universo, ¿cómo se anuncian los resultados de manera responsable?" [13] Aún así, apodaron la señal LGM-1 , por " hombrecitos verdes " (un nombre lúdico para seres inteligentes de origen extraterrestre ).
No fue hasta que se descubrió una segunda fuente pulsante en una parte diferente del cielo que la "hipótesis LGM" fue abandonada por completo. [14] Su púlsar fue posteriormente denominado CP 1919 , y ahora es conocido por varios designadores, incluidos PSR B1919+21 y PSR J1921+2153. Aunque CP 1919 emite en longitudes de onda de radio , posteriormente se ha descubierto que los púlsares emiten en longitudes de onda de luz visible, rayos X y rayos gamma . [15]
La palabra "pulsar" apareció impresa por primera vez en 1968:
Un tipo de estrella completamente novedoso salió a la luz el 6 de agosto del año pasado y los astrónomos la denominaron LGM (Hombrecitos Verdes). Ahora se cree que es un tipo novedoso entre una enana blanca y una [estrella] de neutrones. Es probable que se le dé el nombre de Pulsar. El Dr. A. Hewish me dijo ayer: '... Estoy seguro de que hoy todos los radiotelescopios miran los púlsares'. [dieciséis]
La existencia de estrellas de neutrones fue propuesta por primera vez por Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934, cuando argumentaron que de una supernova surgiría una estrella pequeña y densa compuesta principalmente de neutrones . [17] Basado en la idea de la conservación del flujo magnético de las estrellas de secuencia principal magnética, Lodewijk Woltjer propuso en 1964 que tales estrellas de neutrones podrían contener campos magnéticos tan grandes como 10 14 a 10 16 gauss (= 10 10 a 10 12 tesla ). [18] En 1967, poco antes del descubrimiento de los púlsares, Franco Pacini sugirió que una estrella de neutrones en rotación con un campo magnético emitiría radiación, e incluso señaló que dicha energía podría bombearse a un remanente de supernova alrededor de una estrella de neutrones, como la Nebulosa del Cangrejo . [19] Después del descubrimiento del primer púlsar, Thomas Gold sugirió de forma independiente un modelo de estrella de neutrones giratoria similar al de Pacini, y argumentó explícitamente que este modelo podría explicar la radiación pulsada observada por Bell Burnell y Hewish. [20] En 1968, Richard V. E. Lovelace con sus colaboradores descubrió el período más del púlsar de la Nebulosa del Cangrejo utilizando el Observatorio de Arecibo . [21] [22] El descubrimiento del púlsar del Cangrejo proporcionó la confirmación del modelo de púlsares de estrella de neutrones en rotación. [23] El período de pulso de 33 milisegundos del púlsar del Cangrejo era demasiado corto para ser consistente con otros modelos propuestos para la emisión del púlsar. Además, el púlsar del Cangrejo recibe ese nombre porque está situado en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, lo que coincide con la predicción de 1933 de Baade y Zwicky. [24] En 1974, Antony Hewish y Martin Ryle , que habían desarrollado radiotelescopios revolucionarios , se convirtieron en los primeros astrónomos en recibir el Premio Nobel de Física , y la Real Academia Sueca de Ciencias señaló que Hewish desempeñó un "papel decisivo en el descubrimiento". de púlsares". [25] Existe una considerable controversia asociada con el hecho de que Hewish recibió el premio mientras que Bell, quien hizo el descubrimiento inicial cuando era su estudiante de doctorado, no. Bell no afirma tener ningún resentimiento por este punto y apoya la decisión del comité del premio Nobel. [26]
En 1974, Joseph Hooton Taylor, Jr. y Russell Hulse descubrieron por primera vez un púlsar en un sistema binario , PSR B1913+16 . Este púlsar orbita otra estrella de neutrones con un período orbital de sólo ocho horas. La teoría de la relatividad general de Einstein predice que este sistema debería emitir una fuerte radiación gravitacional , provocando que la órbita se contraiga continuamente a medida que pierde energía orbital . Las observaciones del púlsar pronto confirmaron esta predicción, proporcionando la primera evidencia de la existencia de ondas gravitacionales. A partir de 2010, las observaciones de este púlsar siguen coincidiendo con la relatividad general. [27] En 1993, el Premio Nobel de Física fue concedido a Taylor y Hulse por el descubrimiento de este púlsar. [28]
En 1982, Don Backer dirigió un grupo que descubrió el PSR B1937+21 , un púlsar con un período de rotación de sólo 1,6 milisegundos (38.500 rpm ). [29] Las observaciones pronto revelaron que su campo magnético era mucho más débil que el de los púlsares ordinarios, mientras que nuevos descubrimientos consolidaron la idea de que se había encontrado una nueva clase de objetos, los " púlsares de milisegundos " (MSP). Se cree que las MSP son el producto final de los sistemas binarios de rayos X. Debido a su rotación extraordinariamente rápida y estable, los astrónomos pueden utilizar los MSP como relojes que rivalizan en estabilidad con los mejores relojes atómicos de la Tierra. Los factores que afectan el tiempo de llegada de los pulsos a la Tierra en más de unos pocos cientos de nanosegundos pueden detectarse fácilmente y utilizarse para realizar mediciones precisas. Los parámetros físicos accesibles a través de la sincronización del púlsar incluyen la posición 3D del púlsar, su movimiento propio , el contenido de electrones del medio interestelar a lo largo de la trayectoria de propagación, los parámetros orbitales de cualquier compañero binario, el período de rotación del púlsar y su evolución con el tiempo. (Estos se calculan a partir de los datos de tiempo sin procesar por Tempo , un programa informático especializado para esta tarea). Una vez que se han tenido en cuenta estos factores, las desviaciones entre los tiempos de llegada observados y las predicciones realizadas utilizando estos parámetros se pueden encontrar y atribuir a uno de tres posibilidades: variaciones intrínsecas en el período de giro del púlsar, errores en la realización del Tiempo Terrestre con el que se midieron los tiempos de llegada, o la presencia de ondas gravitacionales de fondo. Actualmente, los científicos están intentando resolver estas posibilidades comparando las desviaciones observadas entre varios púlsares diferentes, formando lo que se conoce como una matriz de sincronización de púlsares . El objetivo de estos esfuerzos es desarrollar un estándar de tiempo basado en púlsares lo suficientemente preciso como para realizar la primera detección directa de ondas gravitacionales. En 2006, un equipo de astrónomos de LANL propuso un modelo para predecir la fecha probable de las fallas del púlsar con datos de observación del Rossi X-ray Timing Explorer . Utilizaron observaciones del púlsar PSR J0537−6910 , que se sabe que es un púlsar con fallas cuasi periódicas. [30] Sin embargo, hasta la fecha no se conoce ningún esquema general para el pronóstico de fallos. [30]
En 1992, Aleksander Wolszczan descubrió los primeros planetas extrasolares alrededor de PSR B1257+12 . Este descubrimiento presentó evidencia importante sobre la existencia generalizada de planetas fuera del Sistema Solar , aunque es muy poco probable que alguna forma de vida pueda sobrevivir en el ambiente de intensa radiación cerca de un púlsar.
En 2016, AR Scorpii fue identificado como el primer púlsar en el que el objeto compacto es una enana blanca en lugar de una estrella de neutrones. [31] Debido a que su momento de inercia es mucho mayor que el de una estrella de neutrones, la enana blanca de este sistema gira una vez cada 1,97 minutos, mucho más lento que los púlsares de estrellas de neutrones. [32] El sistema muestra fuertes pulsaciones desde longitudes de onda ultravioleta hasta longitudes de onda de radio, impulsadas por el giro hacia abajo de la enana blanca fuertemente magnetizada. [31]
Inicialmente los púlsares fueron nombrados con las letras del observatorio descubridor seguidas de su ascensión recta (p. ej. CP 1919). A medida que se descubrieron más púlsares, el código de letras se volvió difícil de manejar, por lo que surgió la convención de usar las letras PSR (Fuente Pulsante de Radio) seguidas de la ascensión recta del púlsar y los grados de declinación (por ejemplo, PSR 0531+21) y, a veces, declinación a una décima de grado (por ejemplo, PSR 1913+16,7). Los púlsares que aparecen muy juntos a veces tienen letras añadidas (por ejemplo, PSR 0021-72C y PSR 0021-72D).
La convención moderna antepone a los números más antiguos una B (por ejemplo, PSR B1919+21), donde la B significa que las coordenadas son para la época 1950.0. Todos los púlsares nuevos tienen una J que indica las coordenadas 2000,0 y también tienen una declinación que incluye minutos (por ejemplo, PSR J1921+2153). Los púlsares descubiertos antes de 1993 tienden a conservar sus nombres B en lugar de utilizar sus nombres J (por ejemplo, PSR J1921+2153 se conoce más comúnmente como PSR B1919+21). Los púlsares descubiertos recientemente sólo tienen un nombre J (por ejemplo, PSR J0437−4715 ). Todos los púlsares tienen un nombre J que proporciona coordenadas más precisas de su ubicación en el cielo. [33]
Los acontecimientos que conducen a la formación de un púlsar comienzan cuando el núcleo de una estrella masiva se comprime durante una supernova , que colapsa en una estrella de neutrones. La estrella de neutrones conserva la mayor parte de su momento angular , y dado que sólo tiene una pequeña fracción del radio de su progenitor (y por tanto su momento de inercia se reduce drásticamente), se forma con una velocidad de rotación muy alta. A lo largo del eje magnético del púlsar se emite un haz de radiación , que gira junto con la rotación de la estrella de neutrones. El eje magnético del púlsar determina la dirección del haz electromagnético, y el eje magnético no es necesariamente el mismo que su eje de rotación. Esta desalineación hace que el haz se vea una vez por cada rotación de la estrella de neutrones, lo que da lugar a la naturaleza "pulsada" de su aparición.
En los púlsares impulsados por rotación, el haz es el resultado de la energía rotacional de la estrella de neutrones, que genera un campo eléctrico a partir del movimiento del campo magnético muy fuerte, lo que resulta en la aceleración de protones y electrones en la superficie de la estrella y la creación. de un haz electromagnético que emana de los polos del campo magnético. [34] [35] Las observaciones realizadas por NICER de PSR J0030+0451 indican que ambos haces se originan en puntos calientes ubicados en el polo sur y que puede haber más de dos de esos puntos calientes en esa estrella. [36] [37] Esta rotación se ralentiza con el tiempo a medida que se emite energía electromagnética . Cuando el período de giro de un púlsar se ralentiza lo suficiente, se cree que el mecanismo del púlsar de radio se apaga (la llamada "línea de la muerte"). Este apagado parece tener lugar después de unos 10 a 100 millones de años, lo que significa que de todas las estrellas de neutrones nacidas en la edad de 13.600 millones de años del universo, alrededor del 99% ya no pulsa. [38]
Aunque la imagen general de los púlsares como estrellas de neutrones que giran rápidamente es ampliamente aceptada, Werner Becker del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre dijo en 2006: "La teoría de cómo los púlsares emiten su radiación está todavía en su infancia, incluso después de casi cuarenta años de investigación". trabajar." [39]
Actualmente los astrónomos conocen tres clases distintas de púlsares , según la fuente de energía de la radiación electromagnética:
Aunque las tres clases de objetos son estrellas de neutrones, su comportamiento observable y la física subyacente son bastante diferentes. Sin embargo, existen algunas conexiones. Por ejemplo, los púlsares de rayos X son probablemente viejos púlsares impulsados por rotación que ya han perdido la mayor parte de su potencia y sólo se volvieron visibles después de que sus compañeros binarios se expandieron y comenzaron a transferir materia a la estrella de neutrones.
El proceso de acreción puede, a su vez, transferir suficiente momento angular a la estrella de neutrones para "reciclarla" como un púlsar de milisegundos impulsado por rotación . Cuando esta materia aterriza en la estrella de neutrones, se cree que "enterra" el campo magnético de la estrella de neutrones (aunque los detalles no están claros), dejando púlsares de milisegundos con campos magnéticos entre 1.000 y 10.000 veces más débiles que los púlsares promedio. Este campo magnético bajo es menos eficaz para frenar la rotación del púlsar, por lo que los púlsares de milisegundos viven miles de millones de años, lo que los convierte en los púlsares más antiguos conocidos. Los púlsares de milisegundos se ven en cúmulos globulares, que dejaron de formar estrellas de neutrones hace miles de millones de años. [38]
De interés para el estudio del estado de la materia en una estrella de neutrones son los fallos observados en la velocidad de rotación de la estrella de neutrones. [30] Esta velocidad disminuye lenta pero constantemente, excepto por una variación repentina ocasional: un " fallo ". Un modelo propuesto para explicar estos fallos es que son el resultado de " terremotos " que modifican la corteza de la estrella de neutrones. También se han avanzado modelos en los que el fallo se debe a un desacoplamiento del interior posiblemente superconductor de la estrella. En ambos casos, el momento de inercia de la estrella cambia, pero su momento angular no, lo que resulta en un cambio en la velocidad de rotación. [30]
Cuando dos estrellas masivas nacen muy juntas de la misma nube de gas, pueden formar un sistema binario y orbitarse entre sí desde su nacimiento. Si esas dos estrellas son al menos unas cuantas veces más masivas que el Sol, sus vidas terminarán en explosiones de supernova. La estrella más masiva explota primero, dejando tras de sí una estrella de neutrones. Si la explosión no expulsa a la segunda estrella, el sistema binario sobrevive. La estrella de neutrones ahora puede ser visible como un púlsar de radio, y lentamente pierde energía y gira hacia abajo. Más tarde, la segunda estrella puede hincharse, permitiendo que la estrella de neutrones absorba su materia. La materia que cae sobre la estrella de neutrones la hace girar y reduce su campo magnético.
Esto se llama "reciclaje" porque devuelve la estrella de neutrones a un estado de giro rápido. Finalmente, la segunda estrella también explota en una supernova, produciendo otra estrella de neutrones. Si esta segunda explosión tampoco logra alterar el sistema binario, se formará un sistema binario de estrella de neutrones doble. De lo contrario, la estrella de neutrones que gira se queda sin compañera y se convierte en un "púlsar reciclado perturbado", que gira entre unas pocas y 50 veces por segundo. [40]
El descubrimiento de los púlsares permitió a los astrónomos estudiar un objeto nunca antes observado: la estrella de neutrones . Este tipo de objeto es el único lugar donde se puede observar (aunque no directamente) el comportamiento de la materia en densidad nuclear . Además, los púlsares de milisegundos han permitido probar la relatividad general en condiciones de un intenso campo gravitacional.
Se han incluido mapas de Pulsar en las dos placas de Pioneer , así como en el Disco de Oro de la Voyager . Muestran la posición del Sol , en relación con 14 púlsares, que se identifican por la sincronización única de sus pulsos electromagnéticos, de modo que nuestra posición tanto en el espacio como en el tiempo puede ser calculada por posibles inteligencias extraterrestres . [41] Debido a que los púlsares emiten pulsos de ondas de radio muy regulares, sus transmisiones de radio no requieren correcciones diarias. Además, el posicionamiento de púlsares podría crear un sistema de navegación para naves espaciales de forma independiente o utilizarse junto con la navegación por satélite. [42] [43]
La navegación y temporización basada en púlsares de rayos X (XNAV) o simplemente navegación con púlsares es una técnica de navegación mediante la cual las señales periódicas de rayos X emitidas por los púlsares se utilizan para determinar la ubicación de un vehículo, como una nave espacial en el espacio profundo. Un vehículo que utilice XNAV compararía las señales de rayos X recibidas con una base de datos de frecuencias y ubicaciones de púlsares conocidas. Similar al GPS , esta comparación permitiría al vehículo calcular su posición con precisión (±5 km). La ventaja de utilizar señales de rayos X sobre ondas de radio es que los telescopios de rayos X pueden hacerse más pequeños y livianos. [44] [45] [46] Se informaron demostraciones experimentales en 2018. [47]
Generalmente, la regularidad de la emisión de púlsares no rivaliza con la estabilidad de los relojes atómicos . [48] Todavía se pueden utilizar como referencia externa. [49] Por ejemplo, J0437−4715 tiene un período de0,005 757 451 936 712 637 s con un error de1,7 × 10 −17 s . Esta estabilidad permite que se utilicen púlsares de milisegundos para establecer el tiempo de efemérides [50] o para construir relojes de púlsares . [51]
Ruido de sincronización es el nombre que reciben las irregularidades de rotación observadas en todos los púlsares. Este ruido de temporización se puede observar como una desviación aleatoria en la frecuencia o fase del pulso. [52] Se desconoce si el ruido de sincronización está relacionado con fallas del púlsar . Según un estudio publicado en 2023, [53] se cree que el ruido de sincronización observado en los púlsares es causado por ondas gravitacionales de fondo . Alternativamente, puede ser causado por fluctuaciones estocásticas en los pares internos (relacionados con la presencia de superfluidos o turbulencias) y externos (debido a la actividad magnetosférica) en un púlsar. [54]
La radiación de los púlsares atraviesa el medio interestelar (ISM) antes de llegar a la Tierra. Los electrones libres en el componente ionizado cálido (8000 K) de las regiones ISM y H II afectan la radiación de dos maneras principales. Los cambios resultantes en la radiación del púlsar proporcionan una prueba importante del propio ISM. [55]
Debido a la naturaleza dispersiva del plasma interestelar , las ondas de radio de baja frecuencia viajan a través del medio más lentamente que las ondas de radio de mayor frecuencia. El retraso resultante en la llegada de pulsos en un rango de frecuencias se puede medir directamente como medida de dispersión del púlsar. La medida de dispersión es la densidad total de la columna de electrones libres entre el observador y el púlsar:
donde es la distancia del púlsar al observador y es la densidad electrónica del ISM. La medida de dispersión se utiliza para construir modelos de distribución de electrones libres en la Vía Láctea . [56]
Además, las faltas de homogeneidad de densidad en el ISM provocan la dispersión de las ondas de radio del púlsar. El centelleo resultante de las ondas de radio (el mismo efecto que el centelleo de una estrella en luz visible debido a variaciones de densidad en la atmósfera terrestre) se puede utilizar para reconstruir información sobre las variaciones a pequeña escala en el ISM. [57] Debido a la alta velocidad (hasta varios cientos de km/s) de muchos púlsares, un solo púlsar escanea el ISM rápidamente, lo que resulta en cambios en los patrones de centelleo en escalas de tiempo de unos pocos minutos. [58] La causa exacta de estas faltas de homogeneidad en la densidad sigue siendo una cuestión abierta, con posibles explicaciones que van desde la turbulencia hasta las láminas actuales . [59]
Los púlsares que orbitan dentro del espacio-tiempo curvo alrededor de Sgr A* , el agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea, podrían servir como sondas de gravedad en el régimen de campo fuerte. [60] Los tiempos de llegada de los pulsos se verían afectados por desplazamientos Doppler relativistas especiales y generales y por los complicados caminos que seguirían las ondas de radio a través del espacio-tiempo fuertemente curvado alrededor del agujero negro. Para que los efectos de la relatividad general puedan medirse con los instrumentos actuales, sería necesario descubrir púlsares con períodos orbitales inferiores a unos 10 años; [60] tales púlsares orbitarían a distancias dentro de 0,01 pc de Sgr A*. Actualmente se están realizando búsquedas; Actualmente, se sabe que cinco púlsares se encuentran a 100 pc de Sgr A*. [61]
Hay cuatro consorcios en todo el mundo que utilizan púlsares para buscar ondas gravitacionales . En Europa, existe el European Pulsar Timing Array (EPTA); está el Parkes Pulsar Timing Array (PPTA) en Australia; está el Observatorio Norteamericano de Nanohercios para Ondas Gravitacionales (NANOGrav) en Canadá y Estados Unidos; y existe el Indian Pulsar Timing Array (InPTA) en la India. Juntos, los consorcios forman el International Pulsar Timing Array (IPTA). Los pulsos de los púlsares de milisegundos (MSP) se utilizan como sistema de relojes galácticos. Las perturbaciones en los relojes serán mensurables en la Tierra. Una perturbación causada por una onda gravitacional que pasa tendrá una firma particular en todo el conjunto de púlsares y, por lo tanto, será detectada.
Los púlsares enumerados aquí fueron los primeros descubiertos de este tipo o representan un extremo de algún tipo entre la población de púlsares conocida, como tener el período medido más corto.
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