Año 19 Número 72 – Marzo 2021
Por Jorge A. Combi
El IAR, situado en las entrañas del Parque Pereyra Iraola, es una unidad ejecutora del CONICET dedicada a la observación radioastronómica. Posee dos antenas parabólicas de 30 metros de diámetro denominadas Carlos Varsavsky (antena 1) y Esteban Bajaja (antena 2). Si bien las antenas estuvieron mas de 20 años inactivas, esta situación comenzó a modificarse a partir de 2017. Gracias al esfuerzo conjunto de investigadores, ingenieros, técnicos y becarios del instituto, los bajos costos de componentes para receptores digitales de radio, el buen estado de la integridad estructural de los radiotelescopios, y el fuerte interés de la actual gestión para poner en valor el uso del instrumental, se logró que las antenas volvieran a estar operativas nuevamente. Desde ese momento fue posible comenzar a observar una serie de fuentes –objetos astronómicos– tales como púlsares aislados, púlsares del milisegundo en sistemas binarios y magnetares.
La posibilidad de realizar observaciones de este tipo de objetos de manera intensiva ha permitido llevar a cabo diferentes proyectos de investigación. De particular interés es el monitoreo continuo de púlsares que presentan la fenomenología conocida como “glitch” 1 , esto quiere decir que experimentan un cambio repentino en su velocidad de rotación. Este proyecto de investigación, llevado a cabo por miembros del grupo PuMA (Pulsar Monitoring in Argentina), forma parte de una serie de líneas de investigación que involucra la fenomenología asociada a diferentes tipos de estrellas de neutrones (ENs).
Los púlsares son estrellas de neutrones (ENs) que rotan muy rápidamente con períodos P, que van desde unos pocos segundos a los milisegundos, tienen potentes campos magnéticos y una masa de entre una y dos veces la masa del sol, encerrada en una esfera de un radio similar al tamaño de la Ciudad Autónoma de Buenos Aires (o sea, de unos 15 km). Por lo tanto, son objetos extremadamente densos donde la materia está sujeta a condiciones extremas. La Figura 1a, muestra una imagen idealizada de los componentes de un púlsar.
Figura 1a: Esquema de un púlsar. La línea vertical indica el eje de rotación. La dirección del eje magnético (a 45º respecto de la vertical) no coincide con el eje de rotación. Adaptado de la Tesis doctoral del Dr. Federico García (FCAGLP – UNLP – 2016)
Estos objetos son el resultado del colapso final del núcleo de estrellas normales que agotan todo el combustible nuclear de su interior y explotan como supernovas. Las estrellas normales son grandes masas de gas que están en equilibrio hidrostático (lo cual significa que no cambian su tamaño), donde el empuje de la gravedad está balanceado por las reacciones termonucleares de su interior que dan lugar a lo que se conoce como presión de radiación. Dependiendo de la masa de la estrella, el colapso en algunos casos no es total: los protones y electrones se combinan para formar neutrones, de manera que se puede generar suficiente presión como para frenar el colapso; como consecuencia, se forma un objeto compacto, o sea una estrella de neutrones (ENs).
La pregunta que rápidamente surge en relación al objetivo principal de este proyecto que desarrollamos es: ¿Por qué es tan importante estudiar la fenomenología asociada a glitches que presentan los púlsares?; la respuesta tiene impacto sobre diferentes líneas de investigación que involucran el estudio de las NSs.
Específicamente, el estudio de púlsares permite: 1) reunir información sobre la estructura y composición de estos objetos, es decir, conocer la ecuación de estado de las NSs (radio y masa), 2) entender cómo son los estados super-densos y superfluidez, 3) testear predicciones de la Relatividad General, 4) conocer el comportamiento de la materia en condiciones extremas, y 5) obtener potenciales candidatos a emisores de ondas gravitacionales.
En los últimos 50 años las observaciones de púlsares obtenidas a frecuencias de radio han permitido detectar una gran cantidad de glitches en objetos de este tipo. Un glitch es una inestabilidad rotacional en la que se observa un repentino y pequeño aumento de la velocidad de rotación del púlsar. A este cambio le sigue un decaimiento lineal en el periodo (P) hasta alcanzar el valor que tenía previamente a experimentar este fenómeno.
En la Figura 2 se representa la frecuencia de rotación de un púlsar en función del tiempo: un típico glitch. La línea roja describe cómo la frecuencia de rotación va disminuyendo, fundamentalmente debido a la pérdida de energía rotacional por emisión electromagnética. En un instante dado se produce un aumento repentino de la frecuencia, seguido de un decaimiento de la misma, la cual tratará de volver al valor inicial previo a sufrir el glitch.
Figura 2: Diagrama de la variación de la frecuencia de rotación de un púlsar en función del tiempo. En un instante determinado “t” se produce un glitch, como resultado se observa un aumento repentino de la frecuencia del objeto. Adaptado de van Eysden, C. A. (2011). Superfluid spin up and pulsar glitch recovery. PhD thesis, School of Physics, The University of Melbourne.
La teoría más aceptada para explicar este fenómeno está asociada a la rotación del material superfluido de su interior. Los superfluidos son líquidos que fluyen sin fricción o viscosidad alguna, y cuando se los obliga a rotar no lo hacen como un cuerpo rígido sino que se arremolinan formando vórtices en el superfluido. Mientras el giro de la estrella disminuye lentamente, los vórtices se van trasladando hacia la corteza sólida donde se anclan causando acumulación de esfuerzos. Esta acción provoca que después de cierto límite los vórtices se suelten disminuyendo el momento de inercia de la estrella y aumentando su frecuencia de giro. Este fen{omeno se detecta como un glitch. El tiempo de relajamiento es producto del tiempo que le toma comunicar el nuevo período de rotación desde
la corteza al superfluido. La Figura 3, muestra el movimiento de rotación del superfluido en el interior de un púlsar.
Figura 3: Movimiento de rotación del superfluido en el interior de un púlsar. Estos fluyen sin fricción o viscosidad alguna y cuando se les obliga a rotar no lo hacen como un cuerpo rígido, sino que se arremolinan formando vórtices. Adaptado de la presentación de Rodrigo Zuñiga (https://slideplayer.es/slide/6604315/)
Desde 2017 el grupo PuMA viene llevando a cabo en el IAR un monitoreo intensivo de una muestra de 12 púlsares. En el primer trabajo de este grupos, recientemente se describen los resultados de los primeros 2 años de observación (Gancio et al. 2019: ver https://arxiv.org/pdf/1908.07049.pdf).
Entre los resultados obtenidos, se encuentra la detección de un glitch en el púlsar de Vela, el remanente compacto de una explosión de una estrella de neutrones (EN) que ocurrió hace unos 11.400 años. Este púlsar posee un período de 89 milisegundos. La Figura 4 muestra estas observaciones: el eje vertical da cuenta del período “P” del púlsar y el horizontal el tiempo “t”. Los puntos azules y rojos corresponden a cada una de las observaciones realizadas con las antenas Bajaja y Varsavsky, respectivamente. Como puede verse alrededor del tiempo Juliano (MJD) 58515 (29 de enero de 2019), se produjo una disminución repentina en el P del objeto, cuya variación fue de 0.24 microsegundos, seguido de un aumento del P en los días sucesivos.
Figura 4: Glitch de Vela, observado el 1 de febrero de 2019 desde el IAR a 1400 MHz (Gancio et al. 2019)
Al presente, se ha detectado al menos un glitch en más de 200 púlsares conocidos (Manchester 2018). Sin embargo, en sólo uno de ellos se ha detectado este fenómeno en el momento en el que se está produciendo (descripto en este artículo de la revista Nature: Palfreyman et al. 2018, Nature 556). En este sentido, uno de los principales objetivos del grupo PuMA es detectar el instante exacto en el que se produce este cambio en el peridodo (P), y así confirmar si este es un fenómeno que ocurre en un instante dado (de manera discontinua) o si tiene una determinada duración.
Con el propósito de maximizar la probabilidad de detectar un glitch en vivo, hemos diseñado una estrategia preliminar que requiere del estudio minucioso de las características de cada uno de los objetos de la muestra. Para ello, es necesario recopilar toda la información existente del historial relacionado a glitches que hayan presentado cada uno de los objetos bajo estudio.
Existen caminos para recopilar la información requerida. Por ejemplo, usar los datos obtenidos en el IAR a través del monitoreo intensivo de los objetos de la muestra seleccionada como así también usar la información contenida en los catálogos de púlsares existentes. En particular en Australia existe el ATNF pulsar catalog donde se puede encontrar información variada sobre púlsares.
De este modo se puede conocer la frecuencia con que se produce este fenómeno en cada uno de los púlsares de la muestra y estimar el momento más probable en el que un determinado objeto está por sufrir el glitch.
El paso siguiente ahora sería darle prioridad a la observación de uno de estos objetos en particular, aumentar el tiempo de observación con ambas antenas del IAR y analizar los datos obtenidos. Tareas que se encuentran en progreso.
Sobre el autor: Jorge A. Combi es Doctor en Física por la Universidad Nacional de La Plata. En la actualidad es Investigador Principal de CONICET, Profesor Adjunto de la cátedra “Introducción a la astronomía de rayos X” (FCAGLP-UNLP) y Vicedirector del Instituto Argentino de Radioastronomía. Miembro fundador de los grupos: GARRA (Grupo de Astrofísica Relativista y Radioastronomía) y PuMA (Pulsar Monitoring in Argentina). Es autor de más de 110 artículos publicados en revistas con referato en el área de la astronomía y la astrofísica, con más de 1850 citas.
Material complementario: Esquema de un púlsar y su campo magnético
