Tamaño de las estrellas de neutrones

Estrellas de neutrones

Una estrella de neutrones son las sobras persistentes de una estrella masiva que ha puesto fin a su "vida" de fusión nuclear en los brillantes y fatales fuegos artificiales de una explosión de supernova. Estos objetos extremadamente densos del tamaño de una ciudad son en realidad los núcleos colapsados de estrellas muertas que, antes de sus violentas "muertes", pesaban entre 10 y 29 veces la masa de nuestro Sol. Estas extrañas y persistentes reliquias de estrellas pesadas son tan extremadamente densas que una cucharadita llena de material de estrella de neutrones puede pesar tanto como una manada de elefantes. En marzo de 2020, un equipo internacional de investigación de astrónomos anunció que han obtenido nuevas medidas de lo grandes que son estas estrellas de bolas extrañas. También encontraron que las estrellas de neutrones con la mala suerte de fusionarse con agujeros negros voraces son propensas a ser tragadas enteras, a menos que el agujero negro sea pequeño y/o gire rápidamente.

El equipo de investigación internacional, dirigido por miembros del Instituto Max Planck de Física Gravitacional (Einstein Institute: AEI) en Alemania, obtuvo sus nuevas mediciones combinando una descripción general de los primeros principios del misterioso comportamiento del material de estrella de neutrones con observaciones multi-messenger de la fusión binaria de un dúo de estrellas de neutrones apodada GW170817. Sus hallazgos, publicados en el número del 10 de marzo de 2020 de la revista Nature Astronomy, son más estrictos por un factor de dos que los límites anteriores y demuestran que una estrella de neutrones típica tiene un radio cercano a 11 kilómetros. Además, encontraron que debido a que tales estrellas desafortunadas se tragan enteras durante una fusión catastrófica con un agujero negro, estas fusiones podrían no ser observables como fuentes de ondas gravitacionales, y también serían invisibles en el espectro electromagnético. El trabajo teórico en física y otras ciencias se dice que es de los primeros principios (ab initio) si se origina directamente en el nivel de la ciencia establecida y no hace suposiciones tales como el modelo empírico y el ajuste de parámetros.

Las ondas gravitacionales son ondas en la tela del espacio-tiempo. Imagine las ondas que se propagan en la superficie de un estanque después de que un guijarro es arrojado al agua. Las ondas gravitacionales son alteraciones en la curvatura del espacio-tiempo. Son generadas por masas aceleradas, que se propagan como ondas hacia afuera desde su fuente a la velocidad de la luz. Las ondas gravitacionales proporcionan una herramienta nueva e importante para que los astrónomos la utilicen porque revelan fenómenos que las observaciones que utilizan el espectro electromagnético no pueden. Sin embargo, en el caso de las fusiones de estrella de neutrones/agujero negro, no se pueden utilizar observaciones de ondas gravitacionales ni observaciones que utilicen el espectro electromagnético. Esta es la razón por la que tales fusiones pueden no ser observables.

"Las fusiones de estrellas de neutrones binarios son una mina de oro de información. Las estrellas de neutrones contienen la materia más densa del Universo observable. De hecho, son tan densos y compactos, que se puede pensar en toda la estrella como un único núcleo atómico, escalado hasta el tamaño de una ciudad. Mediante la medición de las propiedades de estos objetos, aprendemos sobre la física fundamental que gobierna la materia a nivel subatómico", explicó el Dr. Collin Capano en un comunicado de prensa del Instituto Max Planck el 10 de marzo de 2020. El Dr. Capano es investigador de la AEI en Hannover.

"Encontramos que la típica estrella de neutrones, que es aproximadamente 1,4 veces más pesada que nuestro Sol tiene un radio de unos 11 kilómetros. Nuestros resultados limitan el radio para estar probablemente en algún lugar entre 10,4 y 11,9 kilómetros. Este es un factor de dos resultados más estrictos que los anteriores", señaló el Dr. Badri Krishnan en el mismo comunicado de prensa del Instituto Max Planck. El Dr. Krishnan dirige el equipo de investigación de la AEI.

Bestias extrañas en el zoológico estelar

Las estrellas de neutrones nacen como resultado de la explosión fatal de supernova de una estrella masiva, combinada con el colapso gravitacional, que comprime el núcleo a la densidad de un núcleo atómico. La forma en que la materia rica en neutrones y extremadamente densa se comporta es un misterio científico. Esto se debe a que es imposible crear las condiciones necesarias en cualquier laboratorio de la Tierra. Aunque los físicos han propuesto varios modelos (ecuaciones de estado), sigue siendo desconocido cuál (si existe) de estos modelos describe realmente la materia estrella de neutrones.

Una vez que la estrella de neutrones nace de los restos de su estrella progenitora, que se ha vuelto supernova, ya no puede lanzar activamente el calor. Como resultado, estas bolas extrañas estelares se enfrían con el paso del tiempo. Sin embargo, todavía tienen el potencial de evolucionar aún más a través de la colisión o la acreción. La mayoría de los modelos básicos sugieren que las estrellas de neutrones se componen casi en su totalidad de neutrones. Los neutrones, junto con los protones, componen los núcleos de los átomos. Los neutrones no tienen carga eléctrica neta, y tienen una masa ligeramente mayor que los protones. Los electrones y protones en la materia atómica normal se combinan para crear neutrones en las condiciones de una estrella de neutrones.

Cualquier estrella de secuencia principal (quema de hidrógeno), en el Diagrama Hertzsprung-Russell de la Evolución Estelar, que tiene una masa inicial superior a 8 veces la de nuestro Sol, tiene el potencial de convertirse en el progenitor estelar de una estrella de neutrones. A medida que la estrella envejecida evoluciona lejos de la secuencia principal, la quema nuclear adicional resulta en un núcleo rico en hierro. Cuando se ha agotado todo el combustible nuclear en el núcleo, el núcleo debe estar apoyado solo por la presión de degeneración. Las estrellas de la secuencia principal quema el hidrógeno se mantienen hinchadas porque experimentan un equilibrio muy delicado entre el apretón de su propia gravedad y el empuje de la presión de radiación. Cuando la presión de radiación ya no puede ser producida por la quema de combustible nuclear, la gravedad aplasta a la estrella moribunda.

Los depósitos adicionales de la quema de combustible de proyectiles hacen que el núcleo de la estrella condenada supere lo que se denomina el límite de Chandrasekhar. Como resultado, las temperaturas de los moribundos, estrellas masivas condenadas se elevan a más de 5X10 a la novena potencia K. A estas temperaturas extremadamente calientes, se produce la fotodisintegración (la ruptura de núcleos de hierro en partículas alfa por rayos gamma de alta energía). A medida que la temperatura se eleva cada vez más y más alto, los electrones y protones se fusionan para crear neutrones a través de la captura de electrones. Estos liberan una avalancha de neutrinos. Cuando las densidades alcanzan una densidad nuclear de 4 X 10 a la decimoséptima potencia kg/m en cubos, una combinación de fuerte repulsión de fuerza nuclear y presión de degeneración de neutrones detiene una contracción adicional. La sobre exterior caída de la vieja estrella condenada se detiene y se lanza hacia afuera por un flujo de neutrinos fabricados en la creación de los neutrones. La estrella de edad avanzada ha llegado al final de ese largo camino estelar, y se vuelve supernova. Si el fantasma estelar tiene una masa que supera las 3 masas solares, se derrumba más y se convierte en un agujero negro.

A medida que el núcleo de una estrella masiva se exprime durante una supernova tipo II (colapso de núcleo) (o una supernova de tipo Ib o tipo Ic), se contrae en una estrella de neutrones. La reliquia estelar conserva la mayor parte de su momento angular, pero debido a que sólo posee un pequeño porcentaje del radio de su estrella progenitora, una estrella de neutrones nace con una velocidad de rotación muy alta. Esta bola extraña estelar se ralentiza durante un largo lapso de tiempo.

Dimensionar una bola extraña estelar densa

Las fusiones de un dúo de estrellas de neutrones binarias, como GW 170817, proporcionan un tesoro de información sobre cómo se comporta la materia en condiciones tan extremas, así como la física nuclear subyacente detrás de ella. GW 170817 se observó por primera vez en ondas gravitacionales y en todo el espectro electromagnético en agosto de 2017. A partir de este tipo de evento astrofísico importante, los científicos pueden seguir determinando las propiedades físicas de estas estrellas de bolas extrañas, incluyendo su radio y masa.

El equipo de investigación de AEI utilizó un modelo basado en una descripción de principios de cómo las partículas subatómicas bailan juntas en las densidades extremadamente altas que se encuentran dentro de las estrellas de neutrones. Sorprendentemente, como descubrió el equipo de científicos, los cálculos teóricos en longitudes inferiores a una billonésima de milímetro se pueden comparar con observaciones de un objeto astrofísico a más de cien millones de años luz de la Tierra.

"Es un poco alucinante. GW 170817 fue causado por la colisión de dos objetos del tamaño de una ciudad hace 120 millones de años, cuando los dinosaurios caminaban por aquí en la Tierra. Esto sucedió en una galaxia a mil millones de kilómetros de distancia. A partir de eso, hemos obtenido información sobre la física subatómica", comentó el Dr. Capano en el comunicado de prensa del Instituto Max Planck del 10 de marzo de 2020.

Las descripciones de principios primeros utilizados por los científicos predicen numerosas ecuaciones potenciales de estado para las estrellas de neutrones, que se derivan directamente de la física nuclear. A partir de estas posibles ecuaciones de estado, los investigadores eligieron sólo aquellos que son más propensos a explicar diferentes observaciones astrofísicas, que coinciden con las observaciones de ondas gravitacionales de GW 170817. El equipo utilizó observaciones derivadas de datos públicos de LIGO y Virgo, que producen una breve estrella de neutrones hiper-masiva como resultado de la fusión, y que coinciden con las restricciones conocidas sobre la masa máxima de estrella de neutrones de las observaciones de contraparte electromagnética de GW 170817. Este enfoque no sólo permitió a los científicos obtener nueva información sobre la física de la materia densa, sino también obtener los límites más estrictos en el tamaño de las estrellas de neutrones hasta la fecha.

"Estos resultados son emocionantes, no sólo porque hemos sido capaces de mejorar enormemente las mediciones de radios de estrellas de neutrones, sino porque nos da una ventana al destino final de las estrellas de neutrones en la fusión de binarios", señaló Stephanie Brown en el comunicado de prensa del Instituto Max Planck del 10 de marzo de 2020. La Sra. Brown es coautora de la publicación y estudiante de doctorado en la AEI Hannover.
El equipo de científicos también descubrió que para los binarios mixtos (una estrella de neutrones que se fusiona con un agujero negro), las observaciones de fusión de ondas gravitacionales por sí solas tendrán dificultades para distinguir estos eventos de los agujeros negros binarios. Las observaciones en el espectro electromagnético o las ondas gravitacionales de después de la fusión serán cruciales para distinguir entre los dos.

Sin embargo, resulta que los nuevos resultados también sugieren que es poco probable que se produzcan observaciones multi-messenger de fusiones binarias mixtas. "Hemos demostrado que en casi todos los casos la estrella de neutrones no será desgarrada por el agujero negro y más bien tragada entera

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