Los púlsares, remanentes de estrellas que giran rápidamente y que destellan como un faro, ocasionalmente muestran variaciones extremas en el brillo. Los científicos predicen que estos breves estallidos de brillo ocurren porque las densas regiones de plasma interestelar (el gas caliente entre las estrellas) dispersan las ondas de radio emitidas por el púlsar. Sin embargo, todavía no sabemos de dónde provienen las fuentes de energía necesarias para formar y mantener estas regiones de plasma denso. Para comprender mejor estas formaciones interestelares, necesitamos observaciones más detalladas de su estructura a pequeña escala, y una vía prometedora para esto es el centelleo o "parpadeo" de los púlsares.

Cuando las ondas de radio de un púlsar son dispersadas por el plasma interestelar, las ondas separadas interfieren y crean un patrón de interferencia en la Tierra. A medida que la Tierra, el púlsar y el plasma se mueven entre sí, este patrón se observa como variaciones de brillo en el tiempo y en la frecuencia:el espectro dinámico. Esto es centelleo. Gracias a la naturaleza puntual de las señales de los púlsares, la dispersión y el parpadeo se producen en pequeñas regiones del plasma. Siguiendo el procesamiento especializado de la señal del espectro dinámico, podemos observar sorprendentes características parabólicas conocidas como arcos de centelleo que están relacionados con la imagen de la radiación dispersa del púlsar en el cielo.

Un púlsar en particular, llamado J1603-7202, sufrió una dispersión extrema en 2006, lo que lo convirtió en un objetivo interesante para examinar estas regiones de plasma denso. Sin embargo, aún no se ha determinado la trayectoria del púlsar, ya que orbita de frente a otra estrella compacta llamada enana blanca, y los científicos no tienen métodos alternativos para medirla en esta situación. Afortunadamente, los arcos de centelleo tienen un doble propósito:sus curvaturas están relacionadas con la velocidad del púlsar, así como con la distancia al púlsar y al plasma. La forma en que cambia la velocidad del púlsar a medida que orbita depende de la orientación de la órbita en el espacio. Por lo tanto, en el caso del púlsar J1603-7202, en nuestro estudio reciente calculamos los cambios en la curvatura de los arcos a lo largo del tiempo para determinar la orientación.

Las medidas que obtuvimos para la órbita de J1603-7202 son una mejora significativa en comparación con los análisis anteriores. Esto demuestra la viabilidad del centelleo para complementar métodos alternativos. Medimos la distancia al plasma y mostramos que era alrededor de las tres cuartas partes de la distancia al púlsar, desde la Tierra. Esto no parece coincidir con las posiciones de ninguna estrella conocida o nube de gas interestelar. Los estudios de centelleo de púlsares a menudo exploran estructuras como esta, que de otro modo serían invisibles. Por lo tanto, la pregunta permanece abierta:¿cuál es la fuente del plasma que dispersa la radiación del púlsar?

Finalmente, utilizando nuestra medición de órbita, podemos estimar la masa del compañero orbital de J1603-7202, que es aproximadamente la mitad de la masa del sol. Cuando se considera junto con la órbita altamente circular de J160-7202, esto implica que el compañero es probablemente un remanente estelar compuesto de carbono y oxígeno, un hallazgo más raro alrededor de un púlsar que los remanentes más comunes a base de helio.

Como ahora poseemos un modelo casi completo de la órbita, ahora es posible transformar las observaciones de centelleo de J1603-7202 en imágenes dispersas en el cielo y mapear el plasma interestelar a escalas del sistema solar. La creación de imágenes de las estructuras físicas que causan la dispersión extrema de las ondas de radio puede darnos una mejor comprensión de cómo se forman regiones tan densas y del papel que juega el plasma interestelar en la evolución de las galaxias. + Explora más

Lentes de plasma descubiertas en púlsar viuda negra