Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA
Los astrónomos han determinado la estrella de neutrones más pesada conocida hasta la fecha, con un peso de 2,35 masas solares, según un artículo reciente publicado en Astrophysical Journal Letters. ¿Cómo se hizo tan grande? Muy probablemente devorando una estrella compañera, el equivalente celestial de una araña viuda negra devorando a su pareja. El trabajo ayuda a establecer un límite superior sobre cuán grandes pueden llegar a ser las estrellas de neutrones, con implicaciones para nuestra comprensión del estado cuántico de la materia en sus núcleos.
Las estrellas de neutrones son los restos de las supernovas. Como escribió el mes pasado el editor de Ars Science, John Timmer:
La materia que forma las estrellas de neutrones comienza como átomos ionizados cerca del núcleo de una estrella masiva. Una vez que las reacciones de fusión de la estrella dejan de producir suficiente energía para contrarrestar la atracción de la gravedad, esta materia se contrae y experimenta presiones cada vez mayores. La fuerza de aplastamiento es suficiente para eliminar los bordes entre los núcleos atómicos, creando una sopa gigante de protones y neutrones. Eventualmente, incluso los electrones en la región son forzados a entrar en muchos de los protones, convirtiéndolos en neutrones.
Esto finalmente proporciona una fuerza para empujar contra el aplastante poder de la gravedad. La mecánica cuántica evita que los neutrones ocupen el mismo estado de energía muy cerca, y esto evita que los neutrones se acerquen más y bloquea el colapso en un agujero negro. Pero es posible que haya un estado intermedio entre una gota de neutrones y un agujero negro, uno en el que los límites entre los neutrones comiencen a romperse, dando como resultado extrañas combinaciones de sus quarks constituyentes.
Aparte de los agujeros negros, los núcleos de las estrellas de neutrones son los objetos más densos conocidos en el Universo y, debido a que están ocultos detrás de un horizonte de eventos, son difíciles de estudiar. «Sabemos aproximadamente cómo se comporta la materia en densidades nucleares, como en el núcleo de un átomo de uranio», dijo Alex Filippenko, astrónomo de la Universidad de California en Berkeley y coautor del nuevo artículo. «Una estrella de neutrones es como un núcleo gigante, pero cuando tienes 1,5 masas solares de este material, que son aproximadamente 500.000 masas terrestres de núcleos unidos entre sí, no está del todo claro cómo se comportarán».
Esta animación muestra un púlsar viuda negra junto con su pequeña compañera estelar. La poderosa radiación y el «viento» del púlsar, un flujo de partículas de alta energía, calientan fuertemente el lado frontal del compañero, evaporándolo con el tiempo.
La estrella de neutrones que aparece en este último artículo es un púlsar, PSR J0952-0607, o J0952 para abreviar, ubicado en la constelación Sextans entre 3200 y 5700 años luz de distancia de la Tierra. Las estrellas de neutrones nacen girando y el campo magnético giratorio emite haces de luz en forma de ondas de radio, rayos X o rayos gamma. Los astrónomos pueden detectar púlsares cuando sus rayos barren la Tierra. J0952 se descubrió en 2017 gracias al radiotelescopio Low-Frequency Array (LOFAR), siguiendo los datos sobre misteriosas fuentes de rayos gamma recopilados por el telescopio espacial de rayos gamma Fermi de la NASA.
Su púlsar promedio gira aproximadamente a una rotación por segundo, o 60 por minuto. Pero J0952 gira a la friolera de 42.000 revoluciones por minuto, lo que lo convierte en el segundo púlsar más rápido conocido hasta el momento. La hipótesis favorita actual es que este tipo de púlsares alguna vez fueron parte de sistemas binarios, despojando gradualmente a sus estrellas compañeras hasta que estas últimas se evaporaron. Es por eso que estas estrellas se conocen como púlsares viuda negra, lo que Filippenko llama un «caso de ingratitud cósmica»:
El camino evolutivo es absolutamente fascinante. Doble signo de exclamación. A medida que la estrella compañera evoluciona y comienza a convertirse en una gigante roja, el material se derrama hacia la estrella de neutrones y eso la hace girar. Al girar, ahora se vuelve increíblemente energizado y un viento de partículas comienza a salir de la estrella de neutrones. Luego, ese viento golpea la estrella donante y comienza a desprender material y, con el tiempo, la masa de la estrella donante disminuye a la de un planeta, y si pasa más tiempo, desaparece por completo. Entonces, así es como se podrían formar púlsares de milisegundos solitarios. Para empezar, no estaban solos, tenían que estar en un par binario, pero gradualmente evaporaron a sus compañeros, y ahora están solos.
Este proceso explicaría cómo J0952 se volvió tan pesado. Y tales sistemas son una bendición para científicos como Filippenko y sus colegas interesados en pesar con precisión las estrellas de neutrones. El truco consiste en encontrar sistemas binarios de estrellas de neutrones en los que la estrella compañera sea pequeña pero no demasiado pequeña para ser detectada. De la docena de púlsares de viuda negra que el equipo ha estudiado a lo largo de los años, solo seis cumplieron con ese criterio.
Observatorio WM Keck, Roger W. Romani, Alex Filippenko
La estrella compañera de J0952 tiene 20 veces la masa de Júpiter y está bloqueada por mareas en órbita con el púlsar. El lado que mira hacia J0952 es, por lo tanto, bastante caliente, alcanzando temperaturas de 6200 Kelvin (10 700 °F), lo que lo hace lo suficientemente brillante como para ser visto con un telescopio grande.
Fillipenko et al. pasó los últimos cuatro años realizando seis observaciones de J0952 con el telescopio Keck de 10 metros en Hawái para captar la estrella compañera en puntos específicos de su órbita de 6,4 horas alrededor del púlsar. Luego compararon los espectros resultantes con los espectros de estrellas similares al Sol para determinar la velocidad orbital. Esto, a su vez, les permitió calcular la masa del púlsar.
Encontrar aún más sistemas de este tipo ayudaría a imponer restricciones adicionales en el límite superior de cuán grandes pueden llegar a ser las estrellas de neutrones antes de colapsar en agujeros negros, así como a filtrar teorías en competencia sobre la naturaleza de la sopa de quarks en sus núcleos. «Podemos seguir buscando viudas negras y estrellas de neutrones similares que se acerquen aún más al borde del agujero negro», dijo Filippenko. «Pero si no encontramos ninguno, refuerza el argumento de que 2,3 masas solares es el verdadero límite, más allá del cual se convierten en agujeros negros».
DOI: Astrophysical Journal Letters, 2022. 10.3847/2041-8213/ac8007 (Acerca de los DOI).