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| En esta ilustración, una estrella en órbita comienza a eclipsar a su pareja, un remanente estelar superdenso que gira rápidamente llamado púlsar. El púlsar emite haces de luz de múltiples longitudes de onda que rotan dentro y fuera de la vista y producen flujos de salida que calientan el lado frontal de la estrella, expulsando material y erosionando a su pareja. Crédito: NASA/Universidad Estatal de Sonoma, Aurore Simonnet |
Los sistemas binarios de arañas contienen un púlsar -los restos superdensos y en rápida rotación de una estrella que explotó como supernova- que erosiona lentamente a su compañera.
Los sistemas araña se forman porque una de las estrellas de una binaria evoluciona más rápidamente que su compañera. Cuando la estrella más masiva se convierte en supernova, deja tras de sí un púlsar.
Este remanente estelar emite haces de luz de múltiples longitudes de onda, incluidos rayos gamma, que entran y salen de nuestra vista, creando pulsos tan regulares que rivalizan con la precisión de los relojes atómicos.
Al principio, un púlsar araña se "alimenta" de su compañera absorbiendo una corriente de gas.
A medida que el sistema evoluciona, la alimentación se detiene cuando el púlsar comienza a girar más rápidamente, generando flujos de partículas y radiación que sobrecalientan la cara de su compañera y la erosionan.
Los astrónomos dividen los sistemas araña en dos tipos, denominados así por las especies de arañas cuyas hembras a veces se comen a sus compañeras más pequeñas:
(1) los sistemas viuda negra contienen compañeras con menos del 5% de la masa del Sol;(2) los sistemas espalda roja albergan compañeras más grandes, tanto en tamaño como en masa, con un peso de entre el 10% y el 50% del Sol.
"Uno de los objetivos más importantes del estudio de las arañas es tratar de medir las masas de los púlsares", afirma el Dr. Colin Clark, astrofísico del Instituto Max Planck de Física Gravitacional.
"Antes del telescopio espacial de rayos gamma Fermi de la NASA, sólo conocíamos un puñado de púlsares que emitían rayos gamma", añadió la Dra. Elizabeth Hays, científica del proyecto Fermi y astrónoma del Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA.
"Tras más de una década de observaciones, la misión ha identificado más de 300 y recopilado un largo conjunto de datos casi ininterrumpido que permite a la comunidad hacer ciencia pionera".
Los astrónomos pueden calcular las masas de los sistemas de arañas midiendo sus movimientos orbitales.
Las observaciones con luz visible pueden medir la velocidad de desplazamiento de la compañera, mientras que las mediciones de radio revelan la velocidad del púlsar. Sin embargo, estas mediciones se basan en el movimiento de acercamiento y alejamiento.
En un sistema casi enfrentado, estos cambios son ligeros y potencialmente confusos.
Las mismas señales también podrían ser producidas por un sistema más pequeño, de órbita más lenta y visto desde un lado.
Conocer la inclinación del sistema respecto a nuestra línea de visión es vital para medir la masa.
El ángulo de inclinación suele medirse con luz visible, pero estas mediciones pueden presentar complicaciones.
A medida que la compañera orbita el púlsar, su lado sobrecalentado entra y sale de la vista, creando una fluctuación en la luz visible que depende de la inclinación.
Sin embargo, los investigadores aún están aprendiendo sobre el proceso de sobrecalentamiento, y los modelos con diferentes patrones de calentamiento a veces predicen masas de púlsar diferentes.
Los rayos gamma, sin embargo, sólo son generados por el púlsar y tienen tanta energía que viajan en línea recta, sin verse afectados por los desechos, a menos que sean bloqueados por la compañera.
Si los rayos gamma desaparecen del conjunto de datos de un sistema araña, los científicos pueden deducir que el compañero eclipsó al púlsar.
A partir de ahí, pueden calcular la inclinación del sistema hacia nuestra línea de visión, las velocidades de las estrellas y la masa del púlsar.
PSR B1957+20 fue la primera viuda negra conocida, descubierta en 1988.
Modelos anteriores de este sistema, construidos a partir de observaciones en luz visible, determinaron que estaba inclinado unos 65 grados hacia nuestra línea de visión y que la masa del púlsar era 2,4 veces la del Sol.
Esto convertiría a PSR B1957+20 en el púlsar más pesado conocido, a caballo entre el límite teórico de masa entre el púlsar y el agujero negro.
Analizando los datos de Fermi, los autores del estudio descubrieron que faltaban 15 fotones de rayos gamma.
La sincronización de los pulsos de rayos gamma de estos objetos es tan fiable que 15 fotones perdidos en una década son lo suficientemente significativos como para determinar que el sistema está eclipsando.
A continuación calcularon que la binaria está inclinada 84 grados y que el púlsar pesa sólo 1,8 veces más que el Sol.
"Hay una búsqueda de púlsares masivos, y se cree que estos sistemas de araña son una de las mejores maneras de encontrarlos", dijo el Dr. Matthew Kerr, físico del Laboratorio de Investigación Naval de Estados Unidos.
"Han sufrido un proceso muy extremo de transferencia de masa de la estrella compañera al púlsar".
"Una vez que afinemos realmente estos modelos, sabremos con certeza si estos sistemas araña son más masivos que el resto de la población de púlsares".
Fuentes, créditos y referencias: