Revelando las misteriosas fuentes de rayos gamma: Un pulsar en proceso

Título del artículo técnico: 1FGL J1417.7-4407: A Likely γ-ray Bright Binary with a Massive Neutron Star and a Giant Secondary
Autores: Jay Stader et al.
Institución del Primer Autor: Michigan State University, East Lansing, MI. Estados Unidos de América

Un misterio astronómico comúnmente devaluado es el origen de fuentes de rayos gamma (rayos-γ) aún sin identificar. Actualmente, el 34% de las fuentes documentadas por los catálogos del Fermi Gamma Ray Telecope tienen un origen anónimo para la comunidad científica. En otras palabras, a pesar de que es posible detectar los rayos-γ, no es posible confirmar su naturaleza debido a la carencia de un componente en el espectro de luz visible. Strader y sus colaboradores se dan a la tarea de investigar una de estas enigmáticas fuentes, 1FGL J1417.7-4407, y sugieren la posibilidad de que la misma sea un sistema binario de rayos-X compuesto por una estrella de neutrones (2.5 masas solares) y una compañera gigante (0.35 masas solares). En esta publicación los investigadores combinan observaciones en múltiples longitudes de onda con un análisis orbital kepleriano . Entre sus observaciones, las más reveladoras son las realizadas a través de fotometría BVR (blue,visual,red) y espectroscopía de alta resolución; las mismas conducen al descubrimiento un sistema único debido al tipo de interacción que existe entre ambos componentes del sistema binario.

Pero, ¿cómo identifican que la fuente es un sistema binario de rayos-X?

La Figura 1 muestra los resultados del análisis fotométrico, donde los puntos representan la luz observada a través de los filtros BVR y la línea negra representa un ajuste de curva para la luz observada. En la gráfica podemos identificar dos máximos y dos mínimos por cada periodo orbital. Por ejemplo, en el rango de fase (eje de ‘x’) de 0 a 1, podemos observar un mínimo en 0 y otro en 0.5; sin embargo, estos mínimos corresponden a diferentes magnitudes (eje de ‘y’), es decir, los mínimos son asimétricos. Esto se conoce como variaciones elipsoidales y es evidencia de la existencia de un lóbulo Roche lleno. El término Lóbulo de Roche ó ‘Roche-Lobe’ se refiere a un área, en forma de lágrima, que rodea la estrella en el sistema binario y define la región en la que el material se une a la estrella por gravedad. Si el lóbulo de Roche se llena, el material escapa la gravedad de la estrella y se desencadena una transferencia de materia que va de la gigante hacia la estrella de neutrones. Un lóbulo de Roche lleno explicaría la razón física detrás de dos máximos y dos mínimos por periodo. Los mínimos ocurren cuando la estrella gigante se encuentra en la misma línea de visión que la estrella de neutrones, la lágrima del lóbulo no se ve. Los máximos ocurren cuando la lágrima del lóbulo es visible.

FIGURA 1. Resultados del fotometría BVR: magnitudes vs fase orbital. La gráfica presenta paneles con observaciones en diferentes filtros BVR, rojo (Red), verde (Visual) y azul (Blue), respectivamente. Los puntos representan la luz observada a través de cada filtro; y la línea negra representa un ajuste de curva de la luz observada que clarifica los patrones de los datos (los puntos).

Si existe un lóbulo Roche, y la gigante lo llena; entonces ¿existe un disco de acreción?

FIGURA 2. Resultados de la espectroscopía de alta resolución: Flujo vs Velocidad radial. La gráfica en el tope muestra varios paneles de observación, cada panel representa un día diferente. Los picos en el centro de cada línea indican la emisión de Hα dado su flujo correspondiente y su velocidad radial. La gráfica que le acompaña en la parte inferior, muestra el ancho equivalente de la línea espectral de Hα vs la fase orbital. Esta segunda gráfica compila toda la información obtenida en la primera y confirma que los picos pertenecen a emisiones de Hα.

He aquí el segundo paso de esta investigación, y la razón por la cual el estudio espectroscópico complementa el estudio fotométrico. La Figura 2 muestra emisiones de Hα a través de varios días de observación; así lo indican los dos picos del centro de la gráfica, donde la emisión más clara es la de Junio 2014. Esta emisión ocurre por el movimiento del disco de acreción cuando se aleja del observador, desplazamiento al rojo (pico de la derecha) y el movimiento del disco de acreción cuando se mueve hacia el observador, desplazamiento al azul (pico de la izquierda). Por ende, la emisión de Hα es evidencia directa de un disco de acreción.

Finalmente, la información que proveen estos resultados sugiere que el origen de la emisión de rayos-γ proviniendo de 1FGL J1417.7-4407 está asociado a un viento de pulsar o un jet relativista. Este tipo de viento o jet es el resultado de la acreción de materia, por parte de su compañera gigante, y la alta velocidad a la cual la estrella de neutrones está rotando. En otras palabras, mientras más materia de la gigante se transfiera a la estrella de neutrones, más rápido girará; y causará la emisión de jets.

¿Eso es todo? ¿Qué tiene de especial este sistema?

La simple tarea de identificar el origen de esta misteriosa emisión es un avance científico relevante; pero si aún no estás convencido, hay más. Debido a las masas de este sistema se sobreentiende que es un caso especial donde un pulsar no ha completado su proceso de reciclaje. Es un caso único, porque usualmente estos sistemas se encuentran una vez el proceso de reciclaje ha concluido. Esto significa que el sistema probablemente evolucionará y se convertirá en un pulsar de milisegundos, por la velocidad en que rotará, con una enana blanca de compañera al final de su etapa de acreción. ¡El fenómeno estudiado por los investigadores resultó ser la posible formación de un nuevo pulsar!