La estrella de neutrones más pesada hasta la fecha es una ‘viuda negra’ que se come a su pareja


Una estrella densa y colapsada que gira 707 veces por segundo, lo que la convierte en una de las estrellas de neutrones que giran más rápido en la galaxia de la Vía Láctea, ha triturado y consumido casi toda la masa de su compañera estelar y, en el proceso, se ha convertido en la estrella de neutrones más pesada. observado hasta la fecha.

Una estrella de neutrones giratoria hace oscilar periódicamente sus haces de radio (verde) y rayos gamma (magenta) más allá de la Tierra en el concepto de este artista de un púlsar viuda negra. La estrella de neutrones/púlsar calienta el lado opuesto de su pareja estelar (derecha) a temperaturas dos veces más calientes que la superficie del sol y la evapora lentamente. Crédito: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA

Pesar esta estrella de neutrones que establece récords, que encabeza las listas con 2,35 veces la masa del sol, ayuda a los astrónomos a comprender el extraño estado cuántico de la materia dentro de estos objetos densos que, si se vuelven mucho más pesados ​​que eso, se colapsan por completo y desaparecen como un agujero negro

«Sabemos aproximadamente cómo se comporta la materia en densidades nucleares, como en el núcleo de un átomo de uranio», dijo Alex Filippenko, profesor distinguido de astronomía en la Universidad de California, Berkeley. «Una estrella de neutrones es como un núcleo gigante, pero cuando tienes una masa solar y media de estas cosas, que son alrededor de 500.000 masas terrestres de núcleos unidos entre sí, no está del todo claro cómo se comportarán».

Roger W. Romani, profesor de astrofísica en la Universidad de Stanford, señaló que las estrellas de neutrones son tan densas (1 pulgada cúbica pesa más de 10 mil millones de toneladas) que sus núcleos son la materia más densa del universo aparte de los agujeros negros, que debido a que están ocultos detrás su horizonte de sucesos es imposible de estudiar. La estrella de neutrones, un púlsar designado como PSR J0952-0607, es el objeto más denso a la vista desde la Tierra.

La medición de la masa de la estrella de neutrones fue posible gracias a la extrema sensibilidad del telescopio Keck I de 10 metros en Maunakea, Hawái, que solo pudo registrar un espectro de luz visible de la estrella compañera que brilla intensamente, ahora reducido a del tamaño de un gran planeta gaseoso. Las estrellas están a unos 3.000 años luz de la Tierra en dirección a la constelación Sextans.

Descubierto en 2017, PSR J0952-0607 se conoce como púlsar de «viuda negra», una analogía con la tendencia de las arañas viudas negras hembra de consumir al macho mucho más pequeño después del apareamiento. Filippenko y Romani han estado estudiando los sistemas de la viuda negra durante más de una década, con la esperanza de establecer el límite superior de cuán grandes pueden crecer las estrellas de neutrones/púlsares.

«Al combinar esta medida con las de varias otras viudas negras, mostramos que las estrellas de neutrones deben alcanzar al menos esta masa, 2,35 más o menos 0,17 masas solares», dijo Romani, profesor de física en la Facultad de Humanidades y Ciencias de Stanford. y miembro del Instituto Kavli de Astrofísica y Cosmología de Partículas. «A su vez, esto proporciona algunas de las restricciones más fuertes sobre la propiedad de la materia en varias veces la densidad observada en los núcleos atómicos. De hecho, este resultado excluye muchos modelos populares de física de la materia densa».

Si 2,35 masas solares está cerca del límite superior de las estrellas de neutrones, dicen los investigadores, entonces es probable que el interior sea una sopa de neutrones, así como de quarks arriba y abajo, los constituyentes de los protones y neutrones normales, pero no de materia exótica. como quarks «extraños» o kaones, que son partículas que contienen un quark extraño.

«Una masa máxima máxima para las estrellas de neutrones sugiere que es una mezcla de núcleos y sus quarks disueltos hasta el núcleo», dijo Romani. «Esto excluye muchos estados propuestos de materia, especialmente aquellos con composición interior exótica». Romani, Filippenko y Stanford Graduate Student Dinesh Kandel son coautores de un documento que describe los resultados del equipo que se ha aceptado para la publicación por las letras de la revista astrofísica.

¿Qué tan grandes pueden crecer? Los astrónomos generalmente están de acuerdo en que cuando una estrella con un núcleo es más grande que aproximadamente 1.4 masas solares se derrumba al final de su vida, forma un objeto denso y compacto con un interior bajo una presión tan alta que todos los átomos se rompen para formar un mar de neutrones y sus constituyentes subnucleares, quarks. Estas estrellas de neutrones nacen girando, y aunque demasiado tenue para ser vistos en luz visible, se revelan como pulsares, emitiendo haces de ondas de radio ligero, radiografías o incluso rayos gamma, que flash Tierra mientras giran, al igual que el haz rotativo de un faro.

Los astrónomos midieron la velocidad de una estrella tenue (círculo verde) que ha sido despojada de casi toda su masa por un compañero invisible, una estrella de neutrones y un púlsar de milisegundos que determinaron que es el más masivo encontrado hasta ahora y quizás el límite superior para las estrellas de neutrones. . Crédito: Observatorio W. M. Keck, Roger W. Romani, Alex Filippenko

Los pulsares «ordinarios» giran y parpadean aproximadamente una vez por segundo, en promedio, una velocidad que se puede explicar fácilmente dada la rotación normal de una estrella antes de que se derrumbe. Pero algunos pulsares repiten cientos o hasta 1,000 veces por segundo, lo que es difícil de explicar, a menos que la materia haya caído en la estrella de los neutrones y lo hubiera deprimido. Pero para algunos pulsares milisegundos, ningún compañero es visible. Una posible explicación para los pulsares aislados de milisegundos es que cada una vez tuvo un compañero, pero no lo despojó con nada. «El camino evolutivo es absolutamente fascinante. Punto de exclamación doble», dijo Filippenko. «A medida que la estrella de compañía evoluciona y comienza a convertirse en un gigante rojo, se derrama el material a la estrella de neutrones, y eso gira la estrella de neutrones. Al girar, ahora se vuelve increíblemente energizado, y un viento de partículas comienza a salir de la estrella de neutrones. Luego, el viento llega a la estrella del donante y comienza a eliminar el material y en el tiempo, la masa de la estrella del donante disminuye a la de un planeta, y si aún más pasa más tiempo, desaparece por completo. Entonces, así, así, así, así, así, así, así, así se podría formar los púlsares milisegundos. No estaban solos para comenzar, tenían que estar en un par binario, pero gradualmente evaporaron a sus compañeros, y ahora son solitarios».

El PSR J0952-0607 PSR J0952-0607 y su leve compañía Compañero apoyan esta historia de origen para los pulsars milisegundos. «Estos objetos similares a los planetas son los Dregs de estrellas normales que han contribuido en masa y momentum angular, girando sus compañeros de Pulsar a los períodos de milisegundos y aumentando su masa en el proceso», dijo Romani. «En un caso de ingratitud cósmica, la viuda negra Pulsar, que ha devorada una gran parte de su compañero, ahora calienta y evapora al compañero a las masas planetarias y quizás la aniquilación completa», dijo Filippenko. Los pulsares de araña incluyen redbacks y antideslizantes que encuentran pulsares de viudas negras en las que el compañero es pequeño, pero no demasiado pequeño para detectar, es una de las pocas maneras de pesar estrellas de neutrones.

En el caso de este sistema binario, la estrella de la compañía, ahora solo 20 veces la masa de Júpiter, está distorsionada por la masa de la estrella de los neutrones y está cerrada con carne, similar a la forma en que nuestra luna está bloqueada en órbita para que vemos un lado. El lado de la cara estrella de los neutrones se calienta a temperaturas de aproximadamente 6,200 kelvin, o 10,700 grados Fahrenheit, un poco más caliente que nuestro sol, y simplemente lo suficientemente brillante como para ver con un gran telescopio.

Filippenko y Romani convirtieron el telescopio Keck I en PSR J0952-0607 en seis ocasiones en los últimos cuatro años, cada vez que observaba con el espectrómetro de imagen de baja resolución en trozos de 15 minutos para atrapar al leve compañero en puntos específicos en su órbita de 6.4 horas del pulsar. Al comparar los espectros a la de las estrellas similares al sol, pudieron medir la velocidad orbital de la estrella de la compañía y calcular la masa de la estrella de neutrones. Filippenko y Romani han examinado alrededor de una docena de sistemas de viudas negras hasta ahora, aunque solo seis tenían estrellas de compañía lo suficientemente brillante como para dejarlas calcular una masa.

Todas las estrellas de neutrones involucradas son menos masivas que el PSR J0952-060. Esperan estudiar más pulsares de viudas negras, así como a sus primos: redactos, nombrados por el equivalente australiano de púlsares de viudas negras, que tienen acompañantes más cerca de una décima parte de la masa del sol; Y lo que Romani dobló a los antideplas, donde el compañero está alrededor de una centésima parte de una masa solar, después de un familiar de la araña de viuda negra. El macho de esta especie, Tidarren Sisyphroides, es de aproximadamente el 1% del tamaño de la hembra. «Podemos seguir buscando viudas negras y estrellas de neutrones similares que se cierren aún más al borde del agujero negro. Pero si no encontramos ninguno, aprieta el argumento de que 2.3 Misas solares es el límite verdadero, más allá de lo cual se convierten en agujeros negros», dijo Filippenko. «Esto es correcto en el límite de lo que el telescopio Keck puede hacer, por lo que salvo las condiciones de observación fantásticas, el ajuste de la medición de PSR J0952-0607 probablemente espere la era del telescopio de 30 metros», agregó Romani. Otros co-autores del Papel de Cartas APJ son los investigadores de UC Berkeley Thomas Brink y Weikang Zheng.

Con información de Universidad de California en Berkeley

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