Púlsar binario: definición y pruebas de relatividad con ondas gravitacionales
Descubre cómo los púlsares binarios permiten probar la relatividad y detectar ondas gravitacionales mediante la temporización precisa de sus pulsos.
Un púlsar binario es un púlsar que forma parte de un sistema de dos estrellas, es decir, que tiene un compañero binario. Ese compañero suele ser una enana blanca, una estrella de neutrones o, en raras ocasiones, otra estrella normal. En al menos un caso excepcional, el sistema PSR J0737-3039, ambos objetos son púlsares, de modo que se puede detectar y temporizar señales procedentes de las dos estrellas.
Cómo se forman y por qué son especiales
Los sistemas binarios con púlsares se forman generalmente a partir de parejas estelares en las que una de las estrellas evoluciona más rápido, explota como supernova y deja tras de sí un púlsar (una estrella de neutrones altamente magnetizada y rotatoria). Si la binaria sobrevive a la explosión, más tarde la segunda estrella puede evolucionar y dar lugar a una enana blanca o a otra estrella de neutrones, creando diversas combinaciones observables.
Lo que hace especialmente valiosos a los púlsares binarios para la física es la posibilidad de medir con enorme precisión la llegada de sus pulsos mediante radiotelescopios. Muchos púlsares, en particular los púlsares milisegundo, emiten pulsos con estabilidad comparable a relojes atómicos, lo que permite registrar variaciones minúsculas en el movimiento orbital y en el tiempo de llegada de los pulsos.
Pruebas de la relatividad con ondas gravitacionales y otros efectos relativistas
Los púlsares binarios ofrecen una ventana única para poner a prueba la teoría general de la relatividad de Einstein en campos gravitatorios fuertes y dinámicos. A partir de la temporización de los pulsos se pueden medir parámetros orbitales clásicos y también varios parámetros post‑keplerianos ligados a efectos relativistas, por ejemplo:
- Precesión del periastron: avance de la orientación de la órbita, análogo a la precesión observada en el perihelio de Mercurio pero mucho más pronunciada en estrellas de neutrones.
- Retraso de tiempo Shapiro: demora de los pulsos cuando la señal pasa cerca del pozo gravitatorio del compañero; permite medir la inclinación orbital y las masas del sistema.
- Redshift gravitacional y dilatación temporal (parámetro γ): combinación de efectos de tiempo debido a la gravitación y a la velocidad orbital variable.
- Decaimiento orbital: disminución del período orbital por pérdida de energía en forma de radiación gravitacional prevista por la relatividad general.
La comparativa entre las mediciones observacionales de estos parámetros y las predicciones teóricas constituye una prueba rigurosa de la teoría. En varios sistemas el decaimiento orbital observado coincide con la predicción de emisión de ondas gravitacionales de Einstein, lo que fue interpretado como una primera evidencia indirecta de dichas ondas.
Casos destacados
- PSR B1913+16 (Hulse–Taylor): descubierto en 1974, fue el primer púlsar binario en el que se observó claramente el decaimiento orbital compatible con pérdida de energía por ondas gravitacionales. Este resultado mereció el Premio Nobel de Física en 1993.
- PSR J0737-3039 (el púlsar doble): sistema en el que ambos objetos son púlsares. Debido a esa circunstancia única se puede temporizar las señales de las dos estrellas y medir múltiples parámetros post‑keplerianos de forma independiente, lo que ha permitido comprobaciones redundantes y muy precisas de la relatividad general en el régimen de campo fuerte.
Implicaciones científicas y futuro
La temporización de púlsares binarios permite no solo verificar la existencia de ondas gravitacionales de forma indirecta, sino también:
- Determinar con alta precisión las masas de estrellas de neutrones.
- Descartar o restringir teorías alternativas a la relatividad general que predigan comportamientos distintos en campos fuertes.
- Contribuir a la calibración de modelos de evolución estelar binaria y de formación de sistemas compactos.
Además, los esfuerzos actuales en astronomía de radio —incluidos los proyectos de pulsar timing arrays— buscan detectar de forma directa señales de fondo de ondas gravitacionales procedentes de sistemas masivos a gran escala, lo que complementa las medidas de púlsares binarios y las detecciones directas realizadas por interferómetros como LIGO/Virgo.
En resumen, los púlsares binarios son herramientas experimentales excepcionales: combinan la precisión de la temporización de pulsos con la dinámica extrema de estrellas compactas, permitiendo comprobar la relatividad general y estudiar la física de gravedad en condiciones difíciles de reproducir en laboratorio.
Relatividad
Dos objetos que orbitan no lo hacen en trayectorias absolutamente circulares. las trayectorias son prácticamente siempre elípticas. Así, dos veces por circuito están más cerca, y dos veces por circuito están más lejos. Esto es obvio para la Tierra y el Sol, pero la idea se aplica de forma mucho más amplia.
Cuando los dos cuerpos están cerca, el campo gravitatorio es más fuerte y el paso del tiempo se ralentiza. Con los púlsares, el tiempo entre pulsos (o ticks) se alarga. A medida que el reloj del púlsar viaja más lentamente a través de la parte más débil del campo, recupera el tiempo. Se trata de un retraso temporal 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, y lo que se observa en realidad.
Los púlsares binarios son una de las pocas herramientas que tienen los científicos para detectar pruebas de ondas gravitacionales. La teoría de la relatividad general de Einstein predice que dos estrellas de neutrones emitirían ondas gravitacionales al orbitar un centro de masa común, lo que arrastraría la energía orbital y haría que las dos estrellas se acercaran. A medida que los dos cuerpos estelares se acercan el uno al otro, a menudo un púlsar absorbe materia del otro, provocando un violento proceso de acreción. Esta interacción puede calentar el gas que se intercambia entre los cuerpos y producir una luz de rayos X que puede parecer pulsante, lo que hace que los púlsares binarios se denominen ocasionalmente binarios de rayos X. Este flujo de materia de un cuerpo estelar a otro se conoce como disco de acreción. Los púlsares de milisegundos (o MSP) crean una especie de "viento" que, en el caso de los púlsares binarios, puede hacer volar la magnetosfera de las estrellas de neutrones y tener un efecto dramático en la emisión de pulsos.
Historia
El primer púlsar binario, PSR B1913+16 o el "púlsar binario de Hulse-Taylor", fue descubierto en 1974 en Arecibo por Joseph Taylor y Russell Hulse, por lo que recibieron el Premio Nobel de Física en 1993. Los pulsos de este sistema han sido rastreados, sin fallos, con una precisión de 15 μs desde su descubrimiento.
El Premio Nobel de 1993 se concedió a Joseph Taylor y Russell Hulse tras descubrir dos estrellas de este tipo. Mientras Hulse observaba un nuevo púlsar, llamado PSR B1913+16, se dio cuenta de que la frecuencia con la que pulsaba fluctuaba. Llegó a la conclusión de que la explicación más sencilla era que el púlsar orbitaba muy cerca de otra estrella a gran velocidad. Hulse y Taylor determinaron que las estrellas eran igualmente pesadas al observar estas fluctuaciones de los pulsos, lo que les llevó a creer que el otro objeto espacial era también una estrella de neutrones.
Las observaciones realizadas sobre el decaimiento orbital de este sistema estelar coincidían casi perfectamente 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 recogidos por Taylor y sus colegas sobre el periodo orbital de PRS B1913+16 apoyaron esta predicción relativista. En 1983 informaron de 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 siguiente a su descubrimiento, el periodo orbital del sistema había disminuido en unas 76 millonésimas de segundo por año. Esto significa que el púlsar se acercaba a su máxima separación más de un segundo antes de lo que lo habría hecho si la órbita hubiera permanecido igual. Las observaciones posteriores siguen mostrando esta disminución.
Desplazamiento acumulado del periodo del periastrón en segundos, para el sistema estelar binario PSR B1913+16 a medida que el sistema pierde energía por la emisión de ondas gravitacionales. Los puntos rojos son datos experimentales y la línea azul es el desplazamiento predicho por la relatividad.
Preguntas y respuestas
P: ¿Qué es un púlsar binario?
R: Un púlsar binario es un púlsar con una compañera binaria, a menudo una enana blanca o una estrella de neutrones.
P: ¿Qué es la estrella compañera de un púlsar binario?
R: La estrella compañera de un púlsar binario suele ser una enana blanca o una estrella de neutrones, pero al menos en un caso (el púlsar doble PSR J0737-3039), la estrella compañera es también otro púlsar.
P: ¿Qué importancia tienen los púlsares binarios en la física?
R: Los púlsares binarios son significativos en física porque permiten a los físicos probar la relatividad general en el caso de un campo gravitatorio fuerte.
P: ¿Es posible observar la estrella compañera de un púlsar binario?
R: Normalmente, la estrella compañera del púlsar es difícil o imposible de observar.
P: ¿Cómo se puede medir la temporización de los pulsos de un púlsar binario?
R: La temporización de los pulsos de un púlsar binario puede medirse con extraordinaria precisión mediante radiotelescopios.
P: ¿Qué ha confirmado indirectamente la temporización de los púlsares binarios?
R: La temporización de los púlsares binarios ha confirmado indirectamente la existencia de la radiación gravitatoria.
P: ¿Qué teoría ha verificado la cronometría de los púlsares binarios?
R: El cronometraje de púlsares binarios ha verificado la teoría general de la relatividad de Einstein.
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