El vecino invisible del púlsar exprés
Un púlsar es una estrella muerta que gira a gran velocidad y emite pulsos de radio como un faro. Pero en PSR J1928+1815, la señal a veces se apaga durante 3,6 horas. Algo bloquea el faro. Junto al púlsar orbita una estrella compañera, y su sombra cae sobre nosotros.
Durante mucho tiempo se pensó que el compañero era una estrella de helio desnuda: el núcleo de una antigua estrella al que se le han despojado las capas externas. Tal estrella debería brillar intensamente en el infrarrojo. Los astrónomos apuntaron el telescopio Keck con óptica adaptativa — un sistema que elimina la turbulencia atmosférica, como un estabilizador en una cámara — hacia el púlsar. Observaron en profundidad, hasta magnitud 21,3 en el filtro Ks. Y no vieron nada. Vacío.
Queda la enana blanca: un resto denso de una estrella como nuestro Sol. Es tenue y no se ve. Pero, ¿cómo puede un vecino tan tranquilo causar eclipses de radio? Hay dos ideas. Primera: la enana blanca es joven y caliente, y de ella sopla un viento — un flujo de partículas que absorbe las ondas de radio del púlsar. Segunda: el propio púlsar desprende materia de la enana blanca con su radiación. La primera opción es más plausible: después de cierta etapa de la evolución de un sistema binario, nace una enana blanca de unas 1,2 masas solares, y es capaz de soplar viento durante varias decenas de miles de años. Eso es suficiente para ocultar el púlsar.
Resulta que hemos captado el sistema en un breve instante de su vida. El viento se apagará y el púlsar dejará de desaparecer. Por eso estos pares son raros: la mayoría ya son invisibles para nosotros o aún no han nacido. PSR J1928+1815 es como una escena de una película donde el faro parpadea y se apaga en la niebla de un viento ajeno.
Resumen original
tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2604.03385
PSR J1928+1815 is a 10.55 ms millisecond pulsar in a 3.6 hr orbit with a massive ($$1.0$$-$$1.6\,M_{\odot}$$) companion that produces extended radio eclipses. The companion, proposed to be a stripped helium star, is undetected in optical and infrared surveys. We present deep near-infrared imaging using Keck/NIRC2 with laser guide star adaptive optics. No source is detected at the pulsar position down to a $$5\sigma$$ limit of $$K_s \approx 21.3$$. Using stripped-star atmosphere models and conservative extinction estimates, we show that any plausible helium star companion would have been detected, ruling out this interpretation. A massive white dwarf (WD) companion remains consistent with the non-detection. We consider two possible origins for the eclipses: (1) absorption in a wind driven by a young, hot WD, and (2) material ablated from the WD by the pulsar. The former can naturally arise following Case BB mass transfer, which produces $$\sim 1.2\,M_\odot$$ WDs capable of sustaining winds of $$\dot{M} \gtrsim 10^{-12}$$-$$10^{-13}\,M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$$ for $$\sim 10^4$$-$$10^5$$ yr, sufficient to obscure the pulsar at GHz frequencies. The latter requires efficient coupling of the pulsar's spin-down luminosity to the companion to drive the needed mass loss, which may be difficult to achieve. If the eclipse is powered by a WD wind, the system is likely observed in a short-lived phase; alternatively, if the companion is an older WD, the origin of the eclipsing material remains unclear. The apparent uniqueness of PSR J1928+1815 is consistent with a short detectability lifetime, though formation rate estimates remain uncertain.
El púlsar PSR J1928+1815 da 95 vueltas por segundo, más rápido que las cuchillas de una batidora de cocina.
En la serie "Star Trek", los púlsares se usaban como faros de navegación naturales para las naves espaciales.