Astronomía

¿Cómo podemos conocer la naturaleza de la compañera en un binario de estrella de neutrones?

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La compañera de una estrella de neutrones podría ser una estrella de secuencia principal, una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro.

Detectamos un binario púlsar-púlsar hace varias décadas. Pero si uno de los púlsar no irradia hacia nosotros, es posible que no podamos decir si es un púlsar o un agujero negro. Si la compañera no es una estrella de secuencia principal, ¿cómo sabemos la naturaleza de la compañera en una estrella de neutrones binaria?

De los sistemas binarios con una sola estrella de neutrones, ¿es posible que haya otra estrella de neutrones o un agujero negro oculto?


Para que algo sea posible en este universo, ni siquiera tiene que ser coherente con la física sabemos. Las sorpresas astronómicas a menudo han llevado a revisiones de nuestras teorías. Por lo tanto, todas las situaciones raras que describiste son posibles.

¿Cómo detectamos estos sistemas evasivos?

No hay una respuesta definitiva. En función de los datos que tenemos sobre el sistema, puede ser creativo mientras realiza el análisis de datos y propone nuevos métodos. Esa es una de las razones por las que la ciencia sigue siendo divertida.

Quizás alguien que haya tenido alguna experiencia con el asunto en cuestión pueda expandirse.

Además, estos sistemas son raros debido a una razón física. La transferencia de masa entre sistemas binarios asegura que una de las estrellas evolucione antes que la otra. La otra estrella termina siendo una estrella de baja masa y evoluciona en consecuencia en la mayoría de los casos. Los casos restantes dan cuenta de su rara descripción de sistemas.

Vea Algol Paradox para una lectura interesante.


Una forma de averiguar si uno (o ambos) de los objetos es un agujero negro, una estrella de neutrones, una enana blanca u otro objeto compacto sería intentar medir su masa. Por ejemplo, una estrella de neutrones y una enana blanca son restos estelares compactos. Sin embargo, hay un factor decisivo que determina en qué tipo de remanente estelar se convertirá una estrella progenitora: la masa del remanente.

El límite de Chandrasekhar ($ sim1.39M _ { odot} $) es la masa máxima de una enana blanca; el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff ($ sim1.5-3.0M _ { odot} $) es la masa máxima de una estrella de neutrones. La gran incertidumbre en este último significa que no es particularmente útil para identificar objetos compactos que podrían ser estrellas de neutrones o agujeros negros de baja masa.

Entonces, si conoce la masa de uno de los objetos, y supongamos que está dentro del rango de masa de una de las clases de remanentes estelares, es posible que pueda averiguar de qué tipo es. ¿Cómo medirías la masa? Bueno, podrías estudiar la órbita de su estrella compañera para tratar de determinar el efecto del remanente estelar en su órbita.

Otra forma sería estudiar las ondas gravitacionales emitidas por el sistema. Estas ondas solo pueden emitirse en determinadas circunstancias, por ejemplo, en un sistema de estrellas de neutrones binarios, véase, por ejemplo, el sistema binario de Hulse-Taylor, también conocido como PSR B1913 + 16. El poder irradiado por estas ondas, así como la desintegración orbital, dependen de las masas de los objetos. Si bien la detección de ondas gravitacionales es una tarea increíblemente difícil, hay varios detectores planeados o que ya están en funcionamiento, como eLISA y LIGO.

También puede intentar buscar otros efectos que caractericen ciertos remanentes estelares. Por ejemplo, un cierto patrón de ondas de radio caracterizaría a un púlsar (las enanas blancas y los agujeros negros no son normalmente fuentes de radio potentes). Sin embargo, si los objetos no son luminosos, es posible que esto no sea efectivo.


Una cita del sitio web del Proyecto del Consejo Europeo de Investigación BlackHoleCam (a partir del 17/2/2020):

Aunque los sistemas pulsar-BH pueden proporcionar puntos de referencia únicos de las teorías de la gravedad, se espera que sean muy raros y hasta la fecha no se ha encontrado un solo sistema pulsar-BH.

En principio, un sistema pulsar-BH podría usarse para confirmar la naturaleza de agujero negro del compañero y medir la masa y el giro de BH, analizando la sincronización precisa de los pulsos (de radio) del púlsar.

Si la estrella de neutrones no es un púlsar, hay poco que pueda revelar estos binarios, excepto cuando se fusionan.

Hay una serie de sistemas candidatos que se han sugerido como la fuente de señales de ondas gravitacionales detectadas a partir de la fusión de objetos compactos, pero aún no se ha informado de una contraparte óptica que pueda ofrecer alguna evidencia que lo confirme.


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Descubrimiento de un inusual sistema de estrellas de neutrones en curso de colisión Un gran avance para los misterios universales

Impresión artística del púlsar recién descubierto, PSR J1913 + 1102, y su homólogo binario. Observatorio de Arecibo / Universidad de Florida Central - William González y Andy Torres.

Por Katy Pallister

Un equipo internacional de astrónomos ha anunciado hoy (8 de julio de 2020) en Nature el descubrimiento de un inusual sistema binario de estrellas de neutrones. Una estrella de neutrones que gira rápidamente (es decir, un púlsar), llamada PSR J1913 + 1102, está encerrada en una órbita cerrada con otro remanente estelar densamente empaquetado, que chocará en unos 470 millones de años, relativamente pronto en escalas de tiempo cósmicas. Cuando lo hagan, el evento liberará cantidades extraordinarias de energía en forma de ondas gravitacionales y luz.

Pero el mayor interés en el dúo proviene de la diferencia en sus masas. De hecho, el sistema, observado por el radiotelescopio de Arecibo en Puerto Rico, es el sistema binario de estrellas de neutrones fusionadas más asimétrico jamás descubierto. Su existencia sugiere que hay muchos sistemas similares en el espacio cuyas catastróficas colisiones podrían proporcionar nuevos conocimientos sobre la misteriosa composición de las estrellas de neutrones e incluso ayudar a determinar una medida más precisa de la tasa de expansión del Universo (la constante de Hubble). .

Curiosamente, los investigadores creen que la primera fusión de estrellas de neutrones detectada, en 2017, podría haber sido el resultado de un sistema binario asimétrico.

"Aunque GW170817 puede explicarse con otras teorías, podemos confirmar que un sistema padre de estrellas de neutrones con masas significativamente diferentes, similar al sistema PSR J1913 + 1102, es una explicación muy plausible", dijo el investigador principal, el Dr. Robert Ferdman, de la Universidad. de East Anglia, Reino Unido, en un comunicado. “Quizás lo más importante es que el descubrimiento destaca que hay muchos más de estos sistemas, lo que constituye más de uno de cada 10 binarios de estrellas de neutrones dobles fusionados”.

La desigualdad de las masas de las estrellas en estos sistemas binarios puede producir una fusión aún más espectacular que la de los sistemas de igual masa. Además del fenomenal poder liberado en la fracción de segundo cuando las dos estrellas chocan, estimada en decenas de veces más grande que todas las estrellas del Universo juntas, se expulsan enormes cantidades de masa, iluminando aún más el evento.

“Debido a que una estrella de neutrones es significativamente más grande, su influencia gravitacional distorsionará la forma de su estrella compañera, eliminando grandes cantidades de materia justo antes de que se fusionen y potencialmente interrumpiéndola por completo”, explicó Ferdman. "Esta 'interrupción de las mareas' expulsa una mayor cantidad de material caliente de lo esperado para los sistemas binarios de igual masa, lo que resulta en una emisión más potente".

"Tal interrupción permitiría a los astrofísicos obtener nuevas pistas importantes sobre la materia exótica que forma el interior de estos objetos extremos y densos", continuó el coautor, el Dr. Paulo Freire, del Instituto Max Planck de Radioastronomía en Bonn, Alemania. . "Este asunto sigue siendo un gran misterio, es tan denso que los científicos aún no saben de qué está hecho".

Sin embargo, el interior de las estrellas de neutrones no es el único misterio que podría investigarse. Como el sistema asimétrico iluminaría el material expulsado, tanto los detectores de ondas gravitacionales (como LIGO y VIRGO) como los telescopios convencionales podrían localizar la colisión.

“Curiosamente, esto también puede permitir una medición completamente independiente de la constante de Hubble: la velocidad a la que se expande el Universo”, agregó Ferdman. "Los dos métodos principales para hacer esto están actualmente en desacuerdo entre sí, por lo que esta es una forma crucial de romper el estancamiento y comprender con más detalle cómo evolucionó el Universo".


La estrella de neutrones más grande del universo

Las estrellas de neutrones son remanentes estelares superdensos que han llegado al final de su vida evolutiva. Estos objetos empaquetan una gran cantidad de material en un espacio reducido.

El objeto, llamado J0740 + 6620, es un púlsar de milisegundos que gira rápidamente. Empaqueta 2,14 masas solares en una esfera de solo 15 millas (24 km) de ancho.

Eso es casi el límite de cuán masivo puede llegar a ser un objeto sin aplastarse en un agujero negro.

Las estrellas de neutrones son muy misteriosas porque no sabemos de qué están hechas. Por lo tanto, ni siquiera sabemos qué tan masivas pueden llegar a ser estas estrellas.

Algunos giran cientos de veces por segundo, emitiendo rayos de ondas de radio desde sus polos magnéticos.

Dado que las estrellas de neutrones giran a una velocidad extremadamente rápida, los astrónomos las utilizan como el equivalente cósmico de los relojes atómicos.

La estrella de neutrones más grande del universo

Esto ayuda a los investigadores a estudiar la naturaleza del espacio-tiempo, medir las masas de los objetos estelares y mejorar su comprensión de la relatividad general.

J0740 + 6620, que se encuentra a unos 4.600 años luz de distancia de la Tierra, tiene una compañera enana blanca.

En el caso de este sistema binario, que está casi en el borde de la Tierra, esta precisión cósmica ayudó a los astrónomos a calcular la masa de las dos estrellas.

Cuando el púlsar que hace tictac pasa detrás de su compañera enana blanca, hay un retraso sutil en el tiempo de llegada de las señales. Los científicos llaman a este fenómeno el retraso de Shapiro.

La gravedad de la estrella enana blanca compañera deforma el espacio circundante y hace que las señales de radar de la estrella de neutrones viajen más lejos.

Los astrónomos pueden usar la cantidad de ese retraso para calcular la masa de la enana blanca y una vez que se conoce la masa de un objeto compañero, es un proceso relativamente sencillo determinar con precisión la masa del otro.


Estudio investiga la naturaleza de IGR binario de rayos X J18214-1318

Espectro de banda ancha XRT y BAT de Swift de IGR J18214-1318. Panel superior: datos y modelo de mejor ajuste tbabs * pcfabs * (nthComp). Panel inferior: residuos en unidades de desviaciones estándar. Crédito: Cusumano et al., 2020.

Utilizando varios observatorios espaciales, los astrónomos italianos han investigado una fuente binaria de rayos X conocida como IGR J18214-1318. Los resultados del estudio, detallados en un artículo publicado el 14 de septiembre sobre el servidor de preimpresión arXiv, proporcionan información importante sobre las propiedades de este sistema, arrojando más luz sobre su naturaleza.

Las binarias de rayos X consisten en una estrella normal o una enana blanca que transfiere masa a una estrella de neutrones compacta o un agujero negro. Según la masa de la estrella compañera, los astrónomos los dividen en binarios de rayos X de baja masa (LMXB) y binarios de rayos X de alta masa (HMXB).

IGR J18214-1318 es un HMXB detectado con el satélite del Laboratorio Internacional de Astrofísica de Rayos Gamma (INTEGRAL) en 2006. El objeto está asociado al USNO-B1.0 0766-0475700, muy probablemente una estrella de tipo espectral O9I.

Para obtener más información sobre la naturaleza de IGR J18214-1318, un equipo de astrónomos dirigido por Giancarlo Cusumano del Instituto de Astrofísica Espacial y Física Cósmica en Palermo, Italia, ha analizado un conjunto de datos que cubre 13 años de observaciones de esta fuente con Nave espacial Swift de la NASA. El estudio se complementó con datos de la nave espacial XMM-Newton de la ESA y Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) de la NASA.

"En este trabajo presentamos un análisis temporal y espectral de IGR J18214-1318, una fuente descubierta por INTEGRAL en el plano galáctico. (.) Explotamos datos de archivo basados ​​en datos de Swift, XMM-Newton y NuSTAR disponibles en IGR J18214- 1318 para un estudio actualizado de las propiedades espectrales y de tiempo de esta fuente ", escribieron los astrónomos en el artículo.

Los resultados indican que IGR J18214-1318 tiene un período orbital de aproximadamente 5,42 días. Se calculó que la masa de la estrella de neutrones del sistema es de alrededor de 1,4 masas solares, mientras que la estrella compañera, con un radio de aproximadamente 22 radios solares, resultó ser unas 30 veces más masiva que nuestro sol.

Con base en los resultados, los investigadores estimaron que los dos componentes de IGR J18214-1318 están separados por aproximadamente 41 radios solares, que es una distancia relativamente cercana, teniendo en cuenta el tamaño de la estrella compañera. Los astrónomos concluyeron que una separación orbital tan estrecha y un tipo espectral del compañero (O9) sugieren que IGR J18214-1318 es una fuente de acumulación de viento con excentricidad inferior a 0,17.

"Una separación orbital tan estrecha es común entre las estrellas de neutrones alimentadas por el viento que se acumulan en una estrella compañera de tipo O", señalaron los autores del artículo.

Además, los resultados de Swift muestran que el espectro de rayos X de 1-10 keV de IGR J18214-1318 es variable. Esto se debe al cambio de las condiciones locales sobre la absorción neutra y la tasa de acreción. Cuando se trata del espectro de rayos X duros (por encima de 15 keV), parece estar dominado generalmente por la cola exponencial del componente Comptonizado, y depende solo de la temperatura de los electrones y la tasa de acumulación de masa instantánea.


La búsqueda de ondas gravitacionales continuas evasivas revela mucho sobre la naturaleza de las estrellas de neutrones

Impresión artística de ondas gravitacionales continuas generadas por una estrella de neutrones asimétrica que gira. El material extraído de una estrella compañera es una de las formas consideradas más probables para que surjan tales asimetrías. Crédito de la imagen: Mark Myers, Universidad Ozgrav-Swinburne

Por Stephen Luntz

Los astrónomos que buscan la primera detección de una onda gravitacional continua dicen que han aprendido mucho al no encontrarla. Hay pocas dudas de que las recompensas científicas de detectar el primer zumbido gravitacional producido por el giro de una estrella de neutrones ligeramente deformada serían aún mayores, pero incluso un fracaso aparente ha visto tres artículos publicados hoy.

Han pasado solo seis años desde que se detectó la primera onda gravitacional, causada por una colisión entre agujeros negros. Encontrar tales eventos es ahora casi una rutina, y fue seguido por la observación de la fusión de dos estrellas de neutrones, uno de los descubrimientos científicos más importantes del siglo, cambiando nuestras ideas sobre el origen de los elementos pesados.

Estos, sin embargo, son eventos agudos pero poderosos. Las ondas gravitacionales continuas, que se prevé que serán producidas por el giro de objetos no esféricos muy densos como las estrellas de neutrones, estiran su energía durante períodos de tiempo mucho más largos. El Dr. Karl Wette de la Universidad Nacional de Australia (ANU) comparó las olas causadas por las colisiones que hemos observado con “cacatúas chillando, ruidosas y bulliciosas, ¡son bastante fáciles de detectar! Una onda gravitacional continua, sin embargo, es como el zumbido tenue y constante de una abeja lejana ”, en un comunicado. Otros han descrito la caza como "Como intentar capturar el chillido de un ratón en medio de una manada de elefantes en estampida".

Sin embargo, la profesora Susan Scott de la Escuela de Investigación de Física de la ANU le dijo a IFLScience que si detectamos ondas gravitacionales continuas, su tamaño y forma nos dirían mucho sobre la naturaleza de las estrellas de neutrones, como cuán rígida es la materia en las condiciones más extremas del exterior. agujeros negros.

Cuando las estrellas de neutrones se forman a partir de los restos de supernovas, se cree que las asimetrías en la explosión las dejan ligeramente elípticas, unos milímetros más largas en una dirección que en otra, con un diámetro de 10 a 15 kilómetros. Sin embargo, la densidad incomprensible de las estrellas de neutrones (contienen más de una masa solar en ese tamaño), y la rápida velocidad con la que giran, significan que estas imperfecciones hacen que pierdan energía.

"Podemos estimar la cantidad de energía que pierde una estrella de neutrones", dijo Scott a IFLScience. "Si todo eso es en forma de ondas gravitacionales, podemos calcular su amplitud en la Tierra". Nuestros detectores ahora son tan sensibles que deberíamos poder registrar el extremo superior de estas estimaciones, agregó.

Sin embargo, cuanto más no encontremos estas ondas, más posibilidades de la naturaleza de las estrellas de neutrones podremos eliminar. La detección de ondas gravitacionales (o no) es una ciencia muy importante. Scott es uno de los más de mil autores de un artículo en el Astrophysical Journal que describe observaciones dirigidas a 15 estrellas de neutrones "jóvenes", de cientos o miles de años. “No se identifica evidencia de [ondas continuas]”, señala el documento. Esto implica que las estrellas de neutrones son más esféricas de lo que proponen algunos modelos o pierden gran parte de su energía de otras formas, como los rayos X y las ondas de radio liberadas por los púlsares.

Un artículo adjunto describe la búsqueda de ondas gravitacionales de estrellas de neutrones en sistemas binarios. Los inmensos campos gravitacionales de las estrellas de neutrones a menudo les permiten extraer gas de las estrellas compañeras. Esto puede crear irregularidades temporales a medida que se asienta el nuevo material.

Un tercer artículo reduce la búsqueda a una sola estrella PSR J0537-6910 que, según los autores, "tiene la mayor luminosidad de rotación descendente de cualquier púlsar y exhibe fallos frecuentes y fuertes". Estas características lo convierten en un candidato particularmente fuerte para detectar ondas continuas, lo que motiva a los astrónomos de todo el mundo a prestarle especial atención. Sin embargo, no se ha encontrado nada, lo que sugiere que las ondas gravitacionales se llevan menos del 14 por ciento de la energía que pierde PSR J0537-6910 a medida que se ralentiza rápidamente.


Finalmente, podemos saber cómo el plasma explota a través de los locos campos magnéticos de las estrellas de neutrones

Nuevos cálculos de físicos aburridos nos han acercado un poco más a la comprensión de cómo el material puede caer sobre las estrellas de neutrones para lanzar poderosas explosiones de luz de rayos X.

Si se atrae gravitacionalmente suficiente plasma a la estrella muerta de un compañero binario, su masa es suficiente para forzar un camino a través de la barrera creada por el poderoso campo magnético de la estrella de neutrones, abriéndose camino hacia la atmósfera de la estrella de neutrones.

Es una parte importante del antiguo misterio sin resolver de la acumulación de estrellas de neutrones y las erupciones de rayos X. El hallazgo podría ayudarnos a comprender mejor el comportamiento del plasma en los campos magnéticos, algo que podría ser aplicable al desarrollo de la fusión del plasma aquí en la Tierra.

"Esta investigación comenzó con preguntas abstractas", dijo el físico del plasma Russell Kulsrud del Laboratorio de Física del Plasma de Princeton.

"¿Cómo puede la materia de una estrella compañera atravesar el poderoso campo magnético de una estrella de neutrones para producir rayos X, y qué causa los cambios observados en esos campos?"

Las estrellas de neutrones se encuentran entre los objetos más densos del Universo. Son lo que sucede cuando una estrella de cierta masa (entre 8 y 30 veces la masa del Sol) llega al final de su vida útil de secuencia principal y muere.

El material de la estrella exterior se expulsa en una explosión de supernova, mientras que el núcleo de la estrella colapsa gravitacionalmente, formando una esfera compacta y ultradensa que, durante millones de años, dejará de brillar; lo único que la mantiene brillante es el calor residual.

Cuando decimos denso, queremos decir denso, también. Lo único más denso es un agujero negro (en el que, si la estrella precursora tuviera más de 30 masas solares, el núcleo se habría derrumbado). Una estrella de neutrones tiene alrededor de 1,5 veces la masa del Sol, empaquetada en algo de unos 10 kilómetros (6,2 millas) de diámetro.

Estos objetos extremos cuelgan en el espacio, típicamente con un campo magnético billones de veces más fuerte que el de la Tierra. A veces, están acompañados por un compañero binario, a una distancia lo suficientemente cercana como para que la estrella de neutrones pueda capturar y acumular material de la atmósfera del compañero.

Cuando esto sucede, el material forma un disco que se alimenta de la estrella de neutrones, ganando energía a medida que acelera debido a la gravedad. Esta energía se escapa en forma de radiación X, a menudo concentrada en columnas o puntos calientes en los polos de la estrella de neutrones. Sabemos que esto sucede, lo hemos observado. Pero quedaba la cuestión de cómo el plasma puede atravesar el campo magnético.

Afortunadamente, Kulsrud tenía algo de tiempo libre.

"Cuando comenzó la pandemia y todos estaban confinados en sus hogares, decidí tomar el modelo de una estrella de neutrones y resolver algunas cosas", explicó.

Él y su colega, el astrofísico Rashid Sunyaev del Instituto Max Planck de Astrofísica en Alemania, llevaron a cabo modelos matemáticos para determinar si el plasma se ancla al campo magnético y lo arrastra, o se las arregla para deslizarse, dejándolo intacto.

Según sus cálculos, es lo último. Si la masa del plasma que cae es lo suficientemente alta, puede ejercer presión gravitacional sobre el campo magnético. Esto produce una cascada de fluctuaciones en la fuerza del campo magnético, lo que resulta en una inestabilidad que permite que el plasma se deslice.

Una vez que el plasma está en el otro lado, se canaliza a lo largo de las líneas del campo magnético de la estrella de neutrones hacia los polos, donde se acumula en la estrella de neutrones.

Según este modelo, el plasma que se acumula en el polo se vuelve demasiado pesado para permanecer apoyado en la superficie y se hunde en el interior de la estrella de neutrones. La presión interior adicional en los polos distorsiona el campo magnético. Con el tiempo, la presión hace que el plasma entrante se extienda por toda la superficie de la estrella de neutrones, generando radiación X global.

"La masa agregada en la superficie de la estrella de neutrones puede distorsionar la región exterior del campo magnético de la estrella", dijo Kulsrud. "Si estás observando la estrella, deberías ver que la radiación emitida por el campo magnético cambiará gradualmente. Y de hecho esto es lo que vemos".

El equipo señala que es poco probable que sus especulaciones se apliquen a todas las estrellas de neutrones, porque su tratamiento de la inestabilidad es aproximado. Sin embargo, los hallazgos predicen la forma cambiante del campo magnético a lo largo del tiempo, así como un resultado final.

En el transcurso de unas pocas decenas de miles de años, la estrella de neutrones aumentará gradualmente su masa, así como su radio a una velocidad de alrededor de un milímetro por año, alcanzando finalmente un estado estable para su campo magnético.

Y las matemáticas podrían tener aplicaciones en el desarrollo de reactores de fusión tokamak, que utilizan campos magnéticos para confinar el plasma.

"Aunque no hay aplicaciones directas de esta investigación al desarrollo de la energía de fusión, la física es paralela", dijo Kulsrud.

"La difusión de energía a través de tokamaks, instalaciones de fusión en forma de rosquilla que se utilizan en todo el mundo, se asemeja a la difusión de materia a través del campo magnético de una estrella de neutrones".

La investigación ha sido publicada en el Revista de física del plasma.


Compañero devorador de estrellas

Un equipo internacional de investigadores ha capturado una estrella convertida en púlsar en el proceso de devorar a su vecino estelar, un acto que acelera su giro a medida que consume cada vez más material.

El hallazgo, realizado utilizando dos observatorios espaciales, marca la primera vez que los astrónomos han sido testigos de cómo un púlsar acelera el despojo de material de una estrella compañera. [Una animación del proceso está disponible aquí a través de la Agencia Espacial Europea (ESA).

Los astrónomos utilizaron el observatorio de rayos gamma Integral de la ESA y el Explorador de sincronización de rayos X Rossi de la NASA para observar el púlsar. La investigación aparecerá en un próximo número de la Revista de Astronomía y Astrofísica.

"Estamos llegando al punto en el que podemos mirar cualquier púlsar aislado que gira rápidamente y decir: 'Ese tipo solía tener un compañero'", dijo el líder de observación Integral Maurizio Falanga, de Saclay, Comisariado de Francia. l'Energie Atomique (CEA), en un comunicado.

Las observaciones, agregaron los investigadores, pueden ayudar a los astrónomos a comprender cómo los púlsares de giro lento en sistemas binarios aumentan para convertirse en objetos solitarios de giro rápido.

Un púlsar es una estrella de neutrones giratoria, que a su vez se formó a partir de la muerte de una estrella masiva. Las estrellas de neutrones giratorias con fuertes campos magnéticos pueden irradiar energía como balizas mientras giran, enviando señales que aparecen como pulsos, de ahí su nombre, a los observadores estacionarios.

Si bien tienen aproximadamente la misma masa que el sol, las estrellas de neutrones son mucho más pequeñas, de aproximadamente 12 millas de ancho (20 kilómetros) o más. En comparación, el Sol tiene aproximadamente 1,4 millones de kilómetros de diámetro.

El púlsar estudiado por Falanga y sus colegas, conocido como IGR J00291 + 5934, es el sexto que se encuentra alimentándose de una estrella compañera, pero el primero observado mientras aumenta su velocidad de giro. El púlsar es uno de los más rápidos registrados y envía una intensa señal de rayos X una vez cada 1,67 milisegundos, dijeron los investigadores.

El observatorio Integral registró por primera vez el púlsar cuando estalló desde su posición en la región exterior de la galaxia Vía Láctea el 2 de diciembre de 2004. Luego, los investigadores utilizaron la nave espacial Rossi de la NASA para medir la velocidad del púlsar. Si bien la nave espacial Rossi ha encontrado cuatro de los seis sistemas de púlsar binarios, el hallazgo fue el primero para Integral, dijeron funcionarios de la ESA.

Usando las observaciones de Rossi, los investigadores encontraron que el púlsar ya había reducido su estrella compañera a un tamaño mucho más pequeño que el del sol, dejándolo con solo 40 veces la masa de Júpiter. Encerrados en una órbita binaria más pequeña que el radio del sol, los dos objetos completan un ciclo completo cada 2.5 horas y están lo suficientemente cerca como para permitir que ocurra la canibalización estelar, conocida como acreción.

Pero el proceso no durará para siempre. Finalmente, el púlsar devorará por completo a su compañero y se dejará girar solo.

"Se espera que la acreción cese después de mil millones de años más o menos", dijo Duncan Galloway, responsable de las observaciones de Rossi en el Instituto de Tecnología de Massachusetts.


Descubierto el compañero supernova de Tycho

Por: Lisa R. Johnston 4 de noviembre de 2004 0

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Esta imagen del Observatorio de rayos X Chandra revela el remanente gaseoso creado por una supernova observada por Tycho Brahe en 1572. El rojo, el verde y el azul representan energías de rayos X baja, media y alta, respectivamente. La falta de una fuente puntual central es una de varias pruebas de que el remanente fue creado por una supernova de Tipo Ia. Un evento de Tipo II habría creado una estrella de neutrones brillante. La parte inferior de la imagen estaba fuera del campo del detector.

La estrella con flechas en la imagen del Telescopio Espacial Hubble (derecha) es Tycho G, una estrella en rápido movimiento que podría ser la compañera de la enana blanca que se vio explotar en 1572. Tycho G es similar al Sol pero varios miles de millones de años más antiguo. . Está notablemente desplazado (en 2,6 segundos de arco) del centro del remanente de supernova. Su movimiento es mucho más rápido que el de cualquier otra estrella en su vecindad.


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