Un receptor de radio sintonizado a una estación de repente comienza a captar otra, porque alguien invisible está girando la perilla de sintonización. Algo así se comporta el espectro de radio del púlsar de milisegundos PSR J2144−5237: la frecuencia a la que su emisión se atenúa bruscamente se desplaza suavemente de 0,8 a 3 gigahercios mientras la estrella completa una órbita alrededor de su compañera. Este "quiebre" del espectro, similar a un cambio de pendiente en una gráfica, ha sido seguido por astrónomos del centro indio NCRA-TIFR no de manera esporádica, sino de forma continua a lo largo de casi toda la órbita de diez días.

Alrededor de cincuenta horas de observaciones con el radiotelescopio Parkes de 64 metros en Australia, equipado con un receptor de banda ancha que capta simultáneamente ondas de 704 a 4032 megahercios, permitieron ensamblar un mosaico de diez épocas. Cada época capturó un fragmento estrecho de la órbita, y juntas formaron el panorama completo. El pulso del púlsar consta de dos componentes que corresponden a diferentes polos magnéticos de la estrella de neutrones. Y aquí está lo sorprendente: ambos componentes "respiran" de la misma manera. La frecuencia de ruptura del primer y segundo componente cambia sincrónicamente, con un coeficiente de correlación de 0,98. Esta coincidencia descarta causas internas relacionadas con la propia estrella y señala una pantalla externa común.

Esa pantalla es muy probablemente plasma: una nube de partículas cargadas que envuelve a la estrella compañera. A medida que el púlsar se mueve en su órbita, la línea de visión atraviesa diferentes regiones de esta nube. En zonas densas y magnetizadas, las ondas de radio se absorben con más fuerza y el quiebre del espectro se desplaza hacia frecuencias más altas. El modelado mostró que el mecanismo de absorción principal es la resonancia de ciclotrón: las partículas del plasma, al girar alrededor de las líneas de campo magnético, extraen energía de las ondas de cierta frecuencia. La simple absorción en gas ionizado, que a menudo se considera la causa principal, no es suficiente aquí.

Antes, los astrónomos habían notado que los espectros de algunos púlsares binarios cambian según su posición orbital, pero no habían podido seguir el quiebre de forma continua: las fuentes son demasiado débiles y no había suficientes observaciones de banda ancha. Ahora, la frecuencia de ruptura se convierte de una característica estática en una herramienta de diagnóstico sensible. Sus variaciones permiten inferir la densidad de electrones y la intensidad del campo magnético en el plasma que rodea a la compañera.

Este método es aplicable a cualquier púlsar binario con un quiebre en su espectro. Ofrece una nueva manera de estimar el campo magnético de la compañera y la densidad de electrones en el viento del púlsar, ese flujo de partículas cargadas que la estrella expulsa al espacio. Así, la mano invisible que gira la perilla de sintonización se vuelve visible: comenzamos a distinguir la forma y el movimiento de la nube de plasma a través de la cual el púlsar nos mira.

En el futuro, los astrónomos planean pasar de la descripción simple a modelos físicos de transferencia de radiación que tengan en cuenta los mecanismos de absorción específicos. El análisis conjunto de la evolución de la frecuencia de ruptura con la polarización y otras características permitirá reconstruir la geometría del campo magnético en el sistema. Y ampliar la muestra a otros púlsares binarios, especialmente con el futuro radiotelescopio Square Kilometre Array, mostrará cuán universal es este efecto. Entonces, los espectros de radio de los púlsares dejarán de ser meras gráficas para convertirse en verdaderos mapas de nubes de plasma invisibles.