PSR J0737-3039

PSR J0737−3039 es el primer púlsar doble conocido. Consiste en dos estrellas de neutrones que emiten ondas electromagnéticas en longitudes de onda de radio en un sistema binario relativista. Los dos púlsares se conocen como PSR J0737-3039A y PSR J0737-3039B. Fue descubierto en 2003 en el Observatorio Parkes de Australia por un equipo internacional dirigido por la radioastrónoma italiana Marta Burgay durante un estudio de púlsares en latitudes altas.

Pulsares

Un púlsar es una estrella de neutrones que produce una emisión de radio pulsante debido a un fuerte campo magnético. Una estrella de neutrones es el remanente ultracompacto de una estrella masiva que explotó como supernova. Las estrellas de neutrones tienen una masa mayor que la del Sol, pero tienen sólo unos pocos kilómetros de diámetro. Estos objetos extremadamente densos giran sobre sus ejes, produciendo ondas electromagnéticas enfocadas que recorren el cielo y apuntan brevemente hacia la Tierra en un efecto de faro a velocidades que pueden alcanzar unos pocos cientos de pulsos por segundo.

Aunque los sistemas de estrellas de neutrones dobles se conocían antes de su descubrimiento, PSR J0737-3039 es el primer y único sistema conocido (a partir de 2021) donde ambas estrellas de neutrones son púlsares; por lo tanto, un "púlsar doble" sistema. El objeto es similar al PSR B1913+16, descubierto en 1974 por Taylor y Hulse, y por el que ambos ganaron el Premio Nobel de Física en 1993. Objetos de este tipo permiten comprobar con precisión la teoría de la relatividad general de Einstein, porque la sincronización precisa y consistente de los pulsos del púlsar permite ver efectos relativistas que, de otro modo, serían demasiado pequeños. Si bien muchos púlsares conocidos tienen una compañera binaria, y se cree que muchos de ellos son estrellas de neutrones, J0737-3039 es el primer caso en el que se sabe que ambos componentes no son sólo estrellas de neutrones sino púlsares.

Descubrimiento

PSR J0737-3039A fue descubierto en 2003, junto con su compañero, en la antena de 64 m de Australia del Radio Observatorio Parkes; J0737-3039B no fue identificado como un púlsar hasta una segunda observación. El sistema fue observado originalmente por un equipo internacional durante un estudio multihaz en altas latitudes organizado para descubrir más púlsares en el cielo nocturno.

Inicialmente, se pensó que este sistema estelar era una detección de púlsar ordinaria. La primera detección mostró un púlsar con un período de 23 milisegundos en órbita alrededor de una estrella de neutrones. Sólo después de observaciones posteriores se detectó un segundo púlsar más débil con una pulsación de 2,8 segundos procedente de la estrella compañera.

Características físicas

El período orbital de J0737-3039 (2,4 horas) es uno de los más cortos conocidos para un objeto de este tipo (un tercio del del binario Taylor-Hulse), lo que permite realizar pruebas más precisas hasta el momento. En 2005, se anunció que las mediciones habían mostrado una excelente concordancia entre la teoría de la relatividad general y la observación. En particular, las predicciones sobre la pérdida de energía debida a ondas gravitacionales parecen coincidir con la teoría.

Como resultado de la pérdida de energía debida a las ondas gravitacionales, la órbita común (aproximadamente 800.000 kilómetros [500.000 millas] de diámetro) se contrae 7 mm por día. Los dos componentes se fusionarán en unos 85 millones de años.

Propiedad	Pulsar A	Pulsar B
Período de rotación	22.699 milisegundos	2.773 segundos
Masa	1.337 masas solares	1.250 masas solares
Período orbital	2.454 horas (8834.53499 segundos)

Debido a la precesión relativista del espín, los pulsos del Pulsar B ya no son detectables en marzo de 2008, pero se espera que reaparezcan en 2035 debido a la precesión que vuelve a estar a la vista.

Utilizar como prueba de relatividad general

En 2021, se informó que las observaciones de 16 años de datos de sincronización concuerdan con la relatividad general al estudiar la pérdida de energía orbital debido a las ondas gravitacionales. Se probó que la desintegración orbital y la aceleración del período orbital seguían la fórmula del cuadrupolo con una gran precisión del 0,013%, principalmente debido a las características únicas del sistema que tiene dos púlsares, está cerca y posee una inclinación cercana a los 90°.

Origen único

Además de la importancia de este sistema para las pruebas de la relatividad general, Piran y Shaviv han demostrado que el joven púlsar de este sistema debe haber nacido sin eyección de masa, lo que implica un nuevo proceso de formación de estrellas de neutrones que no implica una supernova. Mientras que el modelo de supernova estándar predice que el sistema tendrá un movimiento propio de más de cien km/s, predijeron que este sistema no mostraría ningún movimiento propio significativo. Su predicción fue confirmada más tarde por la sincronización del púlsar.

Eclipses

Otro descubrimiento del púlsar doble es la observación de un eclipse desde una conjunción del púlsar superior y más débil. Esto sucede cuando la magnetosfera en forma de rosquilla de un púlsar, que está llena de plasma absorbente, bloquea la luz del púlsar compañero. El bloqueo, que dura más de 30 s, no es completo debido a la orientación del plano de rotación del sistema binario con respecto a la Tierra y al tamaño limitado de la magnetosfera del púlsar más débil; Parte de la luz más intensa del púlsar aún puede detectarse durante el eclipse.

Otros sistemas binarios

Además de un sistema de doble púlsar, se conoce toda una serie de sistemas diferentes de dos cuerpos en los que sólo uno de los miembros del sistema es un púlsar. Ejemplos conocidos son variaciones de una estrella binaria:

Un sistema de enano pulsar – blanco; por ejemplo, PSR B1620−26.

Un sistema de estrellas pulsar-neutron, por ejemplo, PSR B1913+16.

Un pulsar y una estrella normal; por ejemplo, PSR J0045−7319, un sistema que se compone de un pulsar y estrella B de la secuencia principal.

Teóricamente, es posible un sistema de agujeros púlsar-negro y sería de enorme interés científico, pero aún no se ha identificado ese sistema. Recientemente se ha detectado un pulsar muy cerca del agujero negro supermasivo en el núcleo de nuestra galaxia, pero su movimiento aún no ha sido confirmado oficialmente como una órbita de captura de Sgr A*. Un sistema de agujeros púlsar–negro podría ser una prueba aún más fuerte de la teoría de Einstein de la relatividad general, debido a las inmensas fuerzas gravitatorias ejercidas por ambos objetos celestiales.

También es de gran interés científico PSR J0337+1715, un sistema binario púlsar-enana blanca que tiene una tercera estrella enana blanca en una órbita más distante dando vueltas alrededor de las otras dos. Esta disposición única se está utilizando para explorar el principio de equivalencia fuerte de la física, un supuesto fundamental sobre el que se basa toda la relatividad general.

El Square Kilometer Array, un radiotelescopio que se completará a finales de la década de 2020, observará más a fondo los sistemas de púlsares binarios conocidos y detectará nuevos para probar la relatividad general.