{"id":75589,"date":"2022-08-05T23:14:22","date_gmt":"2022-08-05T23:14:22","guid":{"rendered":"https:\/\/magazineoffice.com\/la-estrella-de-neutrones-viuda-negra-devoro-a-su-pareja-para-convertirse-en-la-mas-pesada-encontrada-hasta-el-momento\/"},"modified":"2022-08-05T23:14:23","modified_gmt":"2022-08-05T23:14:23","slug":"la-estrella-de-neutrones-viuda-negra-devoro-a-su-pareja-para-convertirse-en-la-mas-pesada-encontrada-hasta-el-momento","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/magazineoffice.com\/la-estrella-de-neutrones-viuda-negra-devoro-a-su-pareja-para-convertirse-en-la-mas-pesada-encontrada-hasta-el-momento\/","title":{"rendered":"La estrella de neutrones \u00abviuda negra\u00bb devor\u00f3 a su pareja para convertirse en la m\u00e1s pesada encontrada hasta el momento"},"content":{"rendered":"<p> <br \/>\n<\/p>\n<div itemprop=\"articleBody\">\n<figure class=\"intro-image intro-left\"><figcaption class=\"caption\">\n<div class=\"caption-text\">Agrandar <span class=\"sep\">\/<\/span> Una estrella de neutrones que gira hace oscilar peri\u00f3dicamente sus haces de radio (verde) y rayos gamma (magenta) m\u00e1s all\u00e1 de la Tierra.  Un p\u00falsar viuda negra calienta el lado frontal de su compa\u00f1ero estelar a temperaturas dos veces m\u00e1s calientes que la superficie del Sol y lo evapora lentamente.<\/div>\n<p>Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA<\/p>\n<\/figcaption><\/figure>\n<aside id=\"social-left\" class=\"social-left\" aria-label=\"Read the comments or share this article\">\n<\/aside>\n<p><!-- cache hit 253:single\/related:8b71c963df9d7e73a6a1ad8e4203ea3f --><!-- empty --><\/p>\n<p>Los astr\u00f3nomos han determinado la estrella de neutrones m\u00e1s pesada conocida hasta la fecha, con un peso de 2,35 masas solares, seg\u00fan un art\u00edculo reciente publicado en Astrophysical Journal Letters.  \u00bfC\u00f3mo se hizo tan grande?  Muy probablemente devorando una estrella compa\u00f1era, el equivalente celestial de una ara\u00f1a viuda negra devorando a su pareja.  El trabajo ayuda a establecer un l\u00edmite superior sobre cu\u00e1n grandes pueden llegar a ser las estrellas de neutrones, con implicaciones para nuestra comprensi\u00f3n del estado cu\u00e1ntico de la materia en sus n\u00facleos.<\/p>\n<p>Las estrellas de neutrones son los restos de las supernovas.  Como escribi\u00f3 el mes pasado el editor de Ars Science, John Timmer:<\/p>\n<blockquote>\n<p>La materia que forma las estrellas de neutrones comienza como \u00e1tomos ionizados cerca del n\u00facleo de una estrella masiva.  Una vez que las reacciones de fusi\u00f3n de la estrella dejan de producir suficiente energ\u00eda para contrarrestar la atracci\u00f3n 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 n\u00facleos at\u00f3micos, creando una sopa gigante de protones y neutrones.  Eventualmente, incluso los electrones en la regi\u00f3n son forzados a entrar en muchos de los protones, convirti\u00e9ndolos en neutrones.<\/p>\n<p>Esto finalmente proporciona una fuerza para empujar contra el aplastante poder de la gravedad.  La mec\u00e1nica cu\u00e1ntica evita que los neutrones ocupen el mismo estado de energ\u00eda muy cerca, y esto evita que los neutrones se acerquen m\u00e1s 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 l\u00edmites entre los neutrones comiencen a romperse, dando como resultado extra\u00f1as combinaciones de sus quarks constituyentes.<\/p>\n<\/blockquote>\n<p>Aparte de los agujeros negros, los n\u00facleos de las estrellas de neutrones son los objetos m\u00e1s densos conocidos en el Universo y, debido a que est\u00e1n ocultos detr\u00e1s de un horizonte de eventos, son dif\u00edciles de estudiar.  \u00abSabemos aproximadamente c\u00f3mo se comporta la materia en densidades nucleares, como en el n\u00facleo de un \u00e1tomo de uranio\u00bb, dijo Alex Filippenko, astr\u00f3nomo de la Universidad de California en Berkeley y coautor del nuevo art\u00edculo.  \u00abUna estrella de neutrones es como un n\u00facleo gigante, pero cuando tienes 1,5 masas solares de este material, que son aproximadamente 500.000 masas terrestres de n\u00facleos unidos entre s\u00ed, no est\u00e1 del todo claro c\u00f3mo se comportar\u00e1n\u00bb.<\/p>\n<aside class=\"ad_wrapper\" aria-label=\"In Content advertisement\">\n    <span class=\"ad_notice\">Anuncio publicitario <\/span>    <\/p>\n<\/aside>\n<figure class=\"video\">\n<p><iframe loading=\"lazy\" title=\"&#039;Black Widow&#039; Pulsar Animation\" width=\"640\" height=\"360\" src=\"https:\/\/www.youtube.com\/embed\/-SoZ1xvCpMw?feature=oembed\" frameborder=\"0\" allow=\"accelerometer; autoplay; clipboard-write; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; web-share\" referrerpolicy=\"strict-origin-when-cross-origin\" allowfullscreen><\/iframe><\/p><figcaption class=\"caption\">\n<p>Esta animaci\u00f3n muestra un p\u00falsar viuda negra junto con su peque\u00f1a compa\u00f1era estelar.  La poderosa radiaci\u00f3n y el \u00abviento\u00bb del p\u00falsar, un flujo de part\u00edculas de alta energ\u00eda, calientan fuertemente el lado frontal del compa\u00f1ero, evapor\u00e1ndolo con el tiempo.<\/p>\n<\/figcaption><\/figure>\n<p>La estrella de neutrones que aparece en este \u00faltimo art\u00edculo es un p\u00falsar, PSR J0952-0607, o J0952 para abreviar, ubicado en la constelaci\u00f3n Sextans entre 3200 y 5700 a\u00f1os luz de distancia de la Tierra.  Las estrellas de neutrones nacen girando y el campo magn\u00e9tico giratorio emite haces de luz en forma de ondas de radio, rayos X o rayos gamma.  Los astr\u00f3nomos pueden detectar p\u00falsares cuando sus rayos barren la Tierra.  J0952 se descubri\u00f3 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.<\/p>\n<p>Su p\u00falsar promedio gira aproximadamente a una rotaci\u00f3n 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 p\u00falsar m\u00e1s r\u00e1pido conocido hasta el momento.  La hip\u00f3tesis favorita actual es que este tipo de p\u00falsares alguna vez fueron parte de sistemas binarios, despojando gradualmente a sus estrellas compa\u00f1eras hasta que estas \u00faltimas se evaporaron.  Es por eso que estas estrellas se conocen como p\u00falsares viuda negra, lo que Filippenko llama un \u00abcaso de ingratitud c\u00f3smica\u00bb:<\/p>\n<blockquote>\n<p>El camino evolutivo es absolutamente fascinante.  Doble signo de exclamaci\u00f3n.  A medida que la estrella compa\u00f1era 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 incre\u00edblemente energizado y un viento de part\u00edculas 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 m\u00e1s tiempo, desaparece por completo.  Entonces, as\u00ed es como se podr\u00edan formar p\u00falsares de milisegundos solitarios.  Para empezar, no estaban solos, ten\u00edan que estar en un par binario, pero gradualmente evaporaron a sus compa\u00f1eros, y ahora est\u00e1n solos.<\/p>\n<\/blockquote>\n<p>Este proceso explicar\u00eda c\u00f3mo J0952 se volvi\u00f3 tan pesado.  Y tales sistemas son una bendici\u00f3n para cient\u00edficos como Filippenko y sus colegas interesados \u200b\u200ben pesar con precisi\u00f3n las estrellas de neutrones.  El truco consiste en encontrar sistemas binarios de estrellas de neutrones en los que la estrella compa\u00f1era sea peque\u00f1a pero no demasiado peque\u00f1a para ser detectada.  De la docena de p\u00falsares de viuda negra que el equipo ha estudiado a lo largo de los a\u00f1os, solo seis cumplieron con ese criterio.<\/p>\n<aside class=\"ad_wrapper\" aria-label=\"In Content advertisement\">\n    <span class=\"ad_notice\">Anuncio publicitario <\/span>    <\/p>\n<\/aside>\n<figure class=\"image shortcode-img center large\" style=\"width:100%\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" alt=\"Los astr\u00f3nomos midieron la velocidad de una estrella tenue (c\u00edrculo verde) que ha sido despojada de casi toda su masa por un compa\u00f1ero invisible, una estrella de neutrones y un p\u00falsar de milisegundos que determinaron que es el m\u00e1s masivo encontrado hasta ahora y quiz\u00e1s el l\u00edmite superior para las estrellas de neutrones. . \" src=\"https:\/\/cdn.arstechnica.net\/wp-content\/uploads\/2022\/08\/neutron2-640x477.jpg\" width=\"640\" height=\"477\" srcset=\"https:\/\/cdn.arstechnica.net\/wp-content\/uploads\/2022\/08\/neutron2.jpg 2x\"\/><figcaption class=\"caption\">\n<div class=\"caption-text\">Agrandar <span class=\"sep\">\/<\/span> Los astr\u00f3nomos midieron la velocidad de una estrella tenue (c\u00edrculo verde) que ha sido despojada de casi toda su masa por un compa\u00f1ero invisible, una estrella de neutrones y un p\u00falsar de milisegundos que determinaron que es el m\u00e1s masivo encontrado hasta ahora y quiz\u00e1s el l\u00edmite superior para las estrellas de neutrones. . <\/div>\n<p>Observatorio WM Keck, Roger W. Romani, Alex Filippenko<\/p>\n<\/figcaption><\/figure>\n<p>La estrella compa\u00f1era de J0952 tiene 20 veces la masa de J\u00fapiter y est\u00e1 bloqueada por mareas en \u00f3rbita con el p\u00falsar.  El lado que mira hacia J0952 es, por lo tanto, bastante caliente, alcanzando temperaturas de 6200 Kelvin (10 700 \u00b0F), lo que lo hace lo suficientemente brillante como para ser visto con un telescopio grande.<\/p>\n<p>Fillipenko <em>et al.<\/em> pas\u00f3 los \u00faltimos cuatro a\u00f1os realizando seis observaciones de J0952 con el telescopio Keck de 10 metros en Haw\u00e1i para captar la estrella compa\u00f1era en puntos espec\u00edficos de su \u00f3rbita de 6,4 horas alrededor del p\u00falsar.  Luego compararon los espectros resultantes con los espectros de estrellas similares al Sol para determinar la velocidad orbital.  Esto, a su vez, les permiti\u00f3 calcular la masa del p\u00falsar.<\/p>\n<p>Encontrar a\u00fan m\u00e1s sistemas de este tipo ayudar\u00eda a imponer restricciones adicionales en el l\u00edmite superior de cu\u00e1n grandes pueden llegar a ser las estrellas de neutrones antes de colapsar en agujeros negros, as\u00ed como a filtrar teor\u00edas en competencia sobre la naturaleza de la sopa de quarks en sus n\u00facleos.  \u00abPodemos seguir buscando viudas negras y estrellas de neutrones similares que se acerquen a\u00fan m\u00e1s al borde del agujero negro\u00bb, dijo Filippenko.  \u00abPero si no encontramos ninguno, refuerza el argumento de que 2,3 masas solares es el verdadero l\u00edmite, m\u00e1s all\u00e1 del cual se convierten en agujeros negros\u00bb.<\/p>\n<p>DOI: Astrophysical Journal Letters, 2022. 10.3847\/2041-8213\/ac8007 (Acerca de los DOI).<\/p>\n<\/p><\/div>\n<p><br \/>\n<br \/><a href=\"https:\/\/magazineoffice.com\/\">Source link-49<\/a><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"<p>Agrandar \/ Una estrella de neutrones que gira hace oscilar peri\u00f3dicamente sus haces de radio (verde) y rayos gamma (magenta) m\u00e1s all\u00e1 de la Tierra. 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