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 es también 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 puede medir con extraordinaria precisión mediante radiotelescopios .
El púlsar binario PSR B1913+16 (o el "púlsar binario Hulse-Taylor") fue descubierto por primera vez en 1974 en Arecibo por Joseph Hooton Taylor, Jr. y Russell Hulse , por lo que ganaron el Premio Nobel de Física en 1993. Mientras Hulse observaba el púlsar recién descubierto PSR B1913+16, notó que la velocidad a la que pulsaba variaba regularmente. Se concluyó que el púlsar estaba orbitando otra estrella muy cerca a una alta velocidad, y que el período del pulso variaba debido al efecto Doppler : a medida que el púlsar se movía hacia la Tierra, los pulsos serían más frecuentes; y, por el contrario, a medida que se alejaba de la Tierra, se detectarían menos en un período de tiempo determinado. Uno puede pensar en los pulsos como los tictac de un reloj; los cambios en el tictac son indicaciones de cambios en la velocidad de los púlsares hacia y desde la Tierra. Hulse y Taylor también determinaron que las estrellas tenían aproximadamente la misma masa al observar estas fluctuaciones de pulsos, lo que los 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 por 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 próximos, el campo gravitatorio es más fuerte, el paso del tiempo se hace más lento y el tiempo entre pulsos (o ticks) 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 una manera similar. Este retraso de tiempo relativista es la diferencia entre lo que uno 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 el funcionamiento de Advanced LIGO , [3] los púlsares binarios eran las únicas herramientas que tenían los científicos para detectar evidencia de ondas gravitacionales ; la teoría de la relatividad general de Einstein predice que dos estrellas de neutrones emitirían ondas gravitacionales mientras orbitan un centro de masa común, lo que alejaría la energía orbital y haría que las dos estrellas se acercaran y acortaran su período orbital. Un modelo de 10 parámetros que incorpora información sobre el tiempo del púlsar, las órbitas keplerianas y tres correcciones post-keplerianas (la tasa de avance del periastrón , un factor para el corrimiento al rojo gravitacional y la dilatación del tiempo , y una tasa de cambio del período orbital a partir de la emisión de radiación gravitacional ) es suficiente para modelar completamente el tiempo del púlsar binario. [4] [5]
Las mediciones realizadas de la desintegración orbital del sistema PSR B1913+16 coincidieron casi a la perfección con las ecuaciones de Einstein. La relatividad predice que con el tiempo la energía orbital de un sistema binario se convertirá en radiación gravitatoria . Los datos recopilados por Taylor y Joel M. Weisberg y sus colegas del 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 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. Observaciones posteriores continúan mostrando esta disminución.
UnUn púlsar binario de masa intermedia (IMBP, por sus siglas en inglés) es un sistema binario púlsar-enana blanca con un período de giro relativamente largo de alrededor de 10 a 200 ms que consiste en una enana blanca con una masa relativamente alta de aproximadamente [7] Los períodos de giro, las intensidades del campo magnético y las excentricidades orbitales de los IMBP son significativamente mayores que los de los púlsares binarios de baja masa (LMBP, por sus siglas en inglés). [7] A partir de 2014, hay menos de 20 IMBP conocidos. [8] Algunos ejemplos de IMBP incluyen PSR J1802−2124 [7] y PSR 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 0,010 ) tiene una estrella compañera PSR J2222−0137 B con una masa mínima de aproximadamente 1,3 masas solares (1,319 0,004 ). [9] Esto significa que la compañera es una enana blanca masiva (solo alrededor del 8% de las enanas blancas tienen una masa ), lo que haría del sistema 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 gran 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 enana blanca compañera 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 hincha hasta el punto de verter sus capas externas 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 llamado etapa binaria de rayos X. El flujo de materia de un cuerpo estelar a otro a menudo conduce a la creación de un disco de acreción alrededor de la estrella receptora.
Los púlsares también crean un "viento" de partículas que fluyen de forma relativista, que en el caso de los púlsares binarios pueden destruir la magnetosfera de sus compañeros y tener un efecto dramático en la emisión del pulso.
