BertJanssen-RelatividadGeneral-185

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precisión del 0, 5 %. La precisión en la medición del efecto Lense-Thirring es bastante más baja,
debido al hecho de que la magnitud del efecto era de la mismo orden que ruido que no se habı́a
tomado en cuenta al modelar el experimento. Varios años de análisis y extracción de datos aún
han permitido alcanzar una precisión de un 19 %.
Todos los tests de la relatividad general que hemos discutido hasta ahora han sido tests he-
chos dentro del sistema solar y por lo tanto, por muy exitosos que hayan sido, sólo han podido
comprobar el régimen de campo débil de la teorı́a, es decir, donde las correcciones a la teorı́a
newtoniana son pequeñas. Mucho más difı́cil, pero por lo menos igual de importante es compro-
bar la teorı́a en situaciones donde el campo gravitatorio es muy fuerte. Para eso el estudio de los
púlsares binarios es idoneo.
Un púlsar binario es un púlsar5 que forma parte de un sistema estelar binario, junto con
una enana blanca, una estrella de neutrones y ocasionalmente incluso otro púlsar. En general
una estrella de neutrones por si sola ya produce un campo gravitatorio muy fuerte, puesto que
contiene aproximadamente una masa solar comprimida en un radio de unos diez kilómetros.
Pero si además un objeto de estas dimensiones está orbitando junto con otro acompañantemasivo
vertiginosamente su centro de masa común a una distancia del orden de distancia Tierra-Luna,
la relatividad general predice que este sistema es una fuente constante de ondas gravitacionales.
Estas ondas gravitacionales no son detectables directamente (aún), pero sı́ se puede comprobar su
existencia en las variaciones de la órbita del pulsar: las ondas gravitacionales se llevan una parte
de la energı́a potencial y cinética del sistema, disminuyendo el periodo de órbita y haciendo que
las masas se acercan lentamente hasta chocarse.
En 1974 los astrónomos americanos Russell A. Hulse (1950 - ) y Joseph Taylor (1941 - ) des-
cubieron el primer púlsar binario, PSR B1913+16, a 21.000 años-luz en la constelación del Águila.
El sistema consiste de un púlsar y una estrella de neutrones, ambos con una masa de aproxima-
damente 1,4 masas solares, a una distancia que varı́a entre 750.000 y 3.000.000 km, unos pocos
radios solares. Las dos estrellas tienen un periodo orbital de poco menos de 8 horas. Desde su
descubrimiento, hace más de 35 años, Hulse y Taylor han seguido observando PSR B1913+16,
encontrando que el periodo orbital ha bajado unos 76,5 µs por año, y el semi-eje mayor ha di-
minuido 3,5 m por año. Estos resultados confirman las predicciones teóricas hasta un 0, 2 %. En
1993 se les otorgó a Hulse y Taylor el Premio Nobel de Fı́sica por sus resultados.
En 2003, la radioestronoma italiana Marta Burgay (1976 - ) descubrió un púlsar doble, PSR
J0737-3039, un sistema binario formado por dos púlsares con masas alrededor de 1,3 masas sola-
res y un periodo orbital de sólo 2,4 horas. La importancia de PSR J0737-3039 es el púlsar binario
con el periodo más corto conocido, lo que permite hacer pruebas de efectos relativistas con muy
alta precisión. También aquı́ se mide un pérdida de energı́a en forma de ondas gravitacionales,
resultando en que la órbita disminuye con 7 mm al dı́a, confirmando también las predicciones
teóricas con alta precisión.
Más general, la relatividad general predice la existencia de agujeros negros, ondas gravitacio-
nales y un universo dinámico, cuyas propiedades discutiremos en detalle en la Parte ??. Aunque
los primeros dos no han sido detectados directamente, sı́ hay indicaciones indirectas muy fuertes
de su existencia. Para el caso de las ondas gravitacionales, ya hemos mencionado la pérdida de
energı́a en forma de radiación gravitatoria en los sistemas de púlsares binarios. Y para el caso de
los agujeros negros, se han observado los efectos sobre la materia cercana de campos gravitatorios
tan fuertes, que ningún modelo astrofı́sico permite que sea causado por otra cosa que agujeros
negros. Quiza el ejemplo más convincente es Sagitario A*, una fuente de radioondas localizada
5Los púlsares son estrellas de neutrones que emiten pulsos de radiación electromagnética muy regulares en la direc-
ción de la Tierra. Las estrellas de neutrones, los restos de una estrella que han sobrevivido una explosión de supenova,
son objetos tremendamente compactos y tienen campos magnéticos muy fuertes, que hace que emiten radiación elec-
tromagnética fuerte a lo largo del eje magnético. Si el eje magnético no está alineado con el eje de rotación, el haz de
radiación gira como un faro por el espacio. Si este haz pasa por la Tierra, se observa la estrella de neutrones como un
púlsar. El periodo de pulsaciónes es muy estable y varı́a de púlsar a púlsar entre segundos y milisegundos.
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