Nuevas pistas sobre los púlsares de milisegundos excéntricos

Artículo 1

• Título: “An Eccentric Binary Millisecond Pulsar with a Helium White Dwarf companion in the galactic field“
• Autores: J. Antoniadis, D. L. Kaplan, K. Stovall et al.
• Institución del primer autor: Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, Universidad de Toronto, Canadá.
• Estado del artículo: publicado en The Astrophysical Journal in October 7, 2016.

Artículo 2

• Título: “A massive Millisecond Pulsar in an Eccentric Binary”
• Autores: E. D. Barr, P. C. C. Freire, M. Kramer et al.
• Institución del primer autor: Instituto Max Planck de Radioastronomía de Bonn, Alemania.
• Estado del artículo: publicado en ArXiv el 14 de noviembre de 2016, para ser enviado MNRAS.

Crédito de la imagen destacada: ESO/L. Calçada – Impresión artística de un sistema binario compuesto por un púlsar de milisegundos y una enana blanca, no representados a escala.

Para muchos amantes de la astronomía no es noticia que la mayoría de las estrellas viven en sistemas binarios. Las masas de las estrellas determinan su evolución como entes individuales, pero también disponen la evolución del sistema binario del que forman parte. En particular, la masa determina cuál será el producto final de su evolución (enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro) y en cuánto tiempo se necesitará para generarlo. Siendo innumerables las combinaciones de masas que podemos tener, existen en el universo muchos tipos de sistemas binarios. Dado que la formación de estrellas ha sucedido continuamente desde hace miles de millones de años, podemos encontrar sistemas binario en distintos estadios de su evolución. Gracias a que cada sistema binario nos muestra una fase evolutiva en particular, los astrónomos somos capaces de reconstruir los procesos físicos que gobiernan la evolución y ligar unos tipos de sistemas binarios a otros. Sería como tratar de entender cómo envejecemos estudiando fotografías de muchas personas diferentes en distintas edades.

Púlsares de milisegundo y enanas blancas de baja masa

Uno de los éxitos de los modelos evolutivos consiste en ligar los sistemas binarios de rayos-X de baja masa (LMXB, por sus siglas en inglés) a los púlsares de milisegundos (MSP, por sus siglas en inglés). Un púlsar es una estrella de neutrones con un intenso campo magnético, que emite un haz de radiación electromagnética. El observador sólo puede ver esta radiación cuando apunta directamente en su dirección, como ocurre con un faro en el mar. El intervalo entre estos pulsos de radiación, que corresponde al periodo rotacional de la estrella de neutrones, es típicamente de algunos segundos. Los púlsares son también muy estables, y son conocidos como relojes cósmicos de gran precisión. Para los púlsares de milisegundos este periodo rotacional es solamente de varios milisegundos, de manera que algún proceso físico ha acelerado su rotación. Resulta que los púlsares de milisegundos provienen de LMXBs en los que ha habido transferencia de masa desde la estrella compañera (vídeo 1). Al recibir esta masa, la estrella de neutrones adquiere también las propiedades cinemáticas o del movimiento de esta materia y rota cada vez más rápido hasta convertirse en un MSP. A este escenario se le conoce como pulsar reciclado a través de acrecimiento.

Eventualmente, la estrella compañera del púlsar de milisegundos también evolucionará y formará una enana blanca de una masa menor de 0.4 masas solares. La baja masa de la enana blanca es el resultado de la fase de acrecimiento, y no podría haberse formado de manera aislada. Durante el largo proceso de acrecimiento, las fuertes interacciones de marea entre las estrellas circularizan la órbita del sistema. Es decir, según nuestras teorías, las enanas blancas de baja masa solamente se formarían en sistemas binarios y sus órbitas son circulares. Y hasta hace unos años, las observaciones confirmaban estas teorías. Sin embargo, hoy día sabemos de algunos sistemas binarios compuestos por un MSP y una enana blanca de baja masa con órbitas muy excéntricas, que desafían nuestros modelos actuales de evolución. Los trabajos que analizamos hoy aportan nuevas pistas sobre el origen de estos peculiares sistemas binarios.

Vídeo 1: Impresión artística del púlsar en pleno proceso de acrecimiento de masa de su estrella compañera. Crédito: NASA.

Pero, ¿dónde viven estos sistemas tan excéntricos?

La primera explicación que se le dio a estos sistemas introducía interacciones con estrellas cercanas, lo que resulta especialmente plausible en cúmulos globulares donde hay muchas estrellas con las que interactuar. Por supuesto, nuevas observaciones desafiarían también este escenario. En 2008 se encuentra el sistema PSR J1903+0327, fuera de cualquier cúmulo globular. Se trata de un púlsar de milisegundos con una compañera de masa parecida a la del sol, en órbitas con una excentricidad muy alta. Entonces se propuso que PSR J1903+0327 formó alguna vez parte de un sistema triple, que había eyectado a la tercera estrella incrementando la excentridad de las órbitas. Esta explicación se vuelve aún más creíble cuando en 2014 se descubrió el sistema PSR J0337+1715, que contiene un púlsar de milisegundos en un sistema triple (vídeo 2).

Vídeo 2: Impresión artística del púlsar de milisegundo PSR J0337+1715. Crédito: NRAO.

Aún hay más…

Pero la historia no acaba aquí. Desde que estos MSP asociados a sistemas triples se explicaron, han ido apareciendo cinco sistemas más con órbitas excéntricas: PSR J2234+0611 (artículo 1), PSR J1946+3417 (artículo 2), PSR J1950+2414, PSR J0955−6150 and PSRs J1618−3919. Los periodos orbitales, las excentricidades y las masas de los componentes de estos sistemas son similares como puede verse en la Figura 1. Esta coincidencia sugiere que su origen no está relacionados con sistemas triples porque la eyección de una potencial tercera compañera alteraría los parámetros orbitales de manera azarosa, y es poco probable que los cinco sistemas resultantes compartan sus propiedades. Los autores de ambos artículos han dedicado campañas de observación de hasta cuatro años para entender cómo se formaron estos sistemas. Con estos datos han calculado con gran precisión las masas individuales de las componentes de los sistemas binarios y sus parámetros orbitales.

Figura 1 (Figura 5 del artículo 1) . Relación entre la excentricidad y el periodo orbital para púlsares de milisegundo del catálogo ATNF.  Los círculos rojos muestran sistemas con órbitas circulares, que reproducen más o menos la predicción teórica representada por la línea discontinua negra. Las estrellas verdes representan los cinco sistemas excéntricos que no se pueden explicar mediante sistemas triples.

Así que el origen es un poco más exótico

La teoría propone tres canales de formación posibles para estos púlsares de milisegundos excéntricos:

• En una fase tardía del reciclaje, se puede producir fusión de hidrógeno en la superficie de la enana blanca. Esta fusión sería inestable y eyectaría material que formaría un disco circumbinario alrededor del sistema. Al interaccionar el sistema binario con el disco, se introduce la excentricidad en la órbita hasta un valor máximo de 0.15. Para este escenario se predice que las masas de las enanas blancas están relacionadas con el periodo orbital según una ecuación conocida para LMXBs. Es más, las masas y la velocidad sistémica de estos sistemas debe ser similar a las de los MSP circulares. Ambos sujetos de estudio, PSR J2234+0611 (artículo 1) y PSR J1946+3417 (artículo 2), cumplen todos estos requisitos y podrían haberse formado de esta manera. Además, para los parámetros del sistema PSR J1946+3417 solamente se habrían necesitado unos 50000 años para inducir su excentricidad, que no es demasiado para las escalas cósmicas.

• Si rota muy rápido, se puede retrasar el colapso de una enana blanca supermasiva en estrella de neutrones. Las masas de los púlsares de milisegundos así formados deben encontrarse en un rango muy estrecho. Las masas de las enanas blancas siguen la misma relación con el periodo orbital pero con masas un poco menores. El periodo orbital está constreñido entre 10 y 60 días y la velocidad sistémica no superaría los 10 km/s. Para los dos MSP considerados, especialmente PSR J2234+0611, la velocidad del sistema es muy superior al límite. La masa de los MSPs también descarta que se hayan formado de esta manera.

• Las estrellas de neutrones de suficiente masa pueden sufrir una transición de fase y convertirse en una estrella de quarks extraños. Una parte de la masa se transformaría en energía de ligadura e induciría la excentricidad que observamos en la órbita. Las masas de las estrellas de quarks podrían ser muy variadas, mientras que las de las enanas blancas estarían en un rango estrecho. Para PSR J1946+3417 la masa del MSP es demasiado pequeña para sufrir esta transición. Sin embargo, PSR J2234+0611 cumple todos los requisitos para haber pasado por esta transición, aunque la masa de la estrella de neutrones anterior a la transición sería la más grande de la que se tiene noticia. Los autores del artículo 2 añaden que es improbable, pero que no pueden distinguir este canal del mecanismo del disco circumbinario con solamente un ejemplo.

Aunque de momento sólo contamos con dos sistemas estudiados en mucho detalle, todo parece indicar que se formaron a partir de LMXBs y que luego ganaron su excentricidad al interaccionar con un disco circumbinario. Aún quedan algunas preguntas por resolver, como por ejemplo si todos los púlsares de milisegundos con periodos orbitales entre los 22 y los 32 días son excéntricos (en la figura 1, no hay sistemas circulares a esos periodos). Pero como decimos siempre los astrónomos, nuevas y mejores observaciones lo aclararán.