Los espectros de radio de la mayoría de los púlsares se describen mediante una ley de potencias, pero algunos muestran una ruptura: por debajo de cierta frecuencia, el flujo cae bruscamente. Estos espectros de gigahercios con pico (GPS) a menudo se asocian con la absorción en un medio denso, más que con el propio mecanismo de emisión. En sistemas binarios, especialmente en los 'arañas' con compañeras cercanas, el plasma de la estrella donante y el viento del púlsar crean un entorno complejo. Anteriormente se había notado que los espectros de los púlsares de milisegundos eclipsantes cambian con la fase orbital, pero no se había podido rastrear sistemáticamente la evolución de la propia ruptura a lo largo de toda la órbita debido a la debilidad de las fuentes y a la falta de observaciones de banda ancha. Este trabajo se suma a la línea de investigación de las propiedades espectrales de los púlsares y llena un vacío: por primera vez sigue continuamente la frecuencia de ruptura a lo largo de casi toda la órbita.
El púlsar PSR J2144−5237 se observó con el radiotelescopio Parkes de 64 metros (Australia) y el receptor Ultra-Wideband Low, que cubre simultáneamente el rango de 704 a 4032 MHz. El tiempo total de observación fue de unas 50 horas, divididas en 10 épocas a lo largo de aproximadamente dos años. El período orbital del sistema es de unos 10 días, por lo que cada época capturó un intervalo estrecho de fase orbital, y juntas compusieron una imagen casi completa. Los datos se calibraron en polarización y se limpiaron de interferencias, luego se dividieron en segmentos de 20 minutos. En cada segmento se midió el flujo por separado para los dos componentes del pulso (el primero y el segundo), que corresponden a diferentes polos magnéticos del púlsar. El espectro de cada segmento se ajustó con un modelo de ruptura de ley de potencias y se determinó la frecuencia de ruptura con sus errores mediante estimación bayesiana (muestreo anidado Dynesty).
La frecuencia de ruptura del espectro de radio cambia suavemente con la fase orbital: desde aproximadamente 0,8 GHz cerca de la fase 0,35 hasta casi 3,0 GHz alrededor de la fase 0,64, y luego vuelve a disminuir. Este patrón se reproduce en diferentes épocas de observación: los puntos obtenidos en diferentes momentos en la misma fase se superponen en una misma curva. Ambos componentes del pulso, el primero y el segundo, muestran prácticamente la misma evolución de la frecuencia de ruptura. El coeficiente de correlación de Pearson entre ellos alcanza 0,98 en algunas épocas con alta significancia (valor p del orden de 10⁻⁹). La diferencia y la razón de las frecuencias de ruptura de los dos componentes permanecen casi constantes a lo largo de la órbita, excepto en algunos segmentos con baja relación señal-ruido. Un modelo simple de ruptura de ley de potencias no siempre describe bien los espectros: en algunas fases se ven detalles adicionales, lo que indica procesos de absorción más complejos. Sin embargo, la tendencia principal es clara: la frecuencia de ruptura 'respira' continuamente al compás del movimiento orbital.
Este trabajo se distingue de los estudios vecinos porque por primera vez sigue la evolución de la frecuencia de ruptura de forma continua a lo largo de toda la órbita, en lugar de comparar fases individuales. Los trabajos vecinos o bien estudiaban las propiedades espectrales generales de los púlsares, o bien registraban cambios espectrales en fases limitadas. Aquí se demuestra que la frecuencia de ruptura sirve como un indicador sensible del estado del plasma a lo largo de la línea de visión. La correlación entre los dos componentes del pulso descarta causas internas y apunta a una pantalla absorbente externa común. Esto convierte la ruptura de gigahercios de una característica estática en una herramienta dinámica de diagnóstico.
El siguiente paso natural es pasar de un modelo fenomenológico con ruptura a modelos de transferencia radiativa físicamente motivados que tengan en cuenta mecanismos de absorción específicos: resonancia ciclotrónica, absorción libre-libre y autoabsorción sincrotrón. El análisis conjunto de la evolución de la frecuencia de ruptura con la polarización, la medida de rotación y la medida de dispersión permitirá reconstruir la geometría del campo magnético y la distribución de densidad en el sistema. Ampliar la muestra a otros púlsares binarios de milisegundos, especialmente con el futuro Square Kilometre Array, mostrará cuán universal es este efecto. El modelado magnetohidrodinámico tridimensional de la interacción entre el viento del púlsar y la compañera conectará la evolución observada con la física de la onda de choque.
El método es aplicable a cualquier púlsar binario con ruptura de gigahercios en su espectro. Proporciona una nueva forma de estimar el campo magnético de la compañera y la densidad de electrones en el viento del púlsar.
Construir un modelo físico de absorción ciclotrónica y ajustarlo a la dependencia orbital de la frecuencia de ruptura. Realizar observaciones simultáneas de espectro y polarización para varios sistemas.
Para la física de los púlsares, sigue abierta la cuestión de la estructura y dinámica del plasma dentro del sistema binario en sistemas tipo 'araña'. Este trabajo relaciona directamente la evolución observada del espectro con la distribución de densidad y campo magnético en ese medio, lo que acerca a la solución del problema de la interacción entre el viento del púlsar y el material de la compañera.
La frecuencia de ruptura cambia cuatro veces a lo largo de la órbita: de 0,8 a 3 GHz. Es como si un receptor de radio se sintonizara solo desde la banda FM hasta la banda Wi-Fi, siguiendo el movimiento de una estrella invisible.