En astronomía , el término objeto compacto (o estrella compacta ) se refiere colectivamente a enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros . También podría incluir estrellas exóticas si se confirma la existencia de tales cuerpos hipotéticos y densos. Todos los objetos compactos tienen una masa elevada en relación con su radio, lo que les confiere una densidad muy elevada , en comparación con la materia atómica ordinaria .
Los objetos compactos suelen ser los puntos finales de la evolución estelar y, en este sentido, también se les llama restos estelares . El estado y el tipo de un remanente estelar depende principalmente de la masa de la estrella a partir de la cual se formó. El término ambiguo objeto compacto se utiliza a menudo cuando no se conoce la naturaleza exacta de la estrella, pero la evidencia sugiere que tiene un radio muy pequeño en comparación con las estrellas ordinarias . Un objeto compacto que no es un agujero negro puede denominarse estrella degenerada .
En junio de 2020, los astrónomos informaron que habían reducido la fuente de las ráfagas de radio rápidas (FRB), que ahora pueden incluir "fusiones de objetos compactos y magnetares que surgen de supernovas normales de colapso del núcleo ". [1] [2]
El punto final habitual de la evolución estelar es la formación de una estrella compacta.
Todas las estrellas activas llegarán eventualmente a un punto en su evolución en el que la presión de radiación hacia afuera proveniente de las fusiones nucleares en su interior ya no podrá resistir las fuerzas gravitacionales siempre presentes. Cuando esto sucede, la estrella colapsa por su propio peso y sufre el proceso de muerte estelar . Para la mayoría de las estrellas, esto dará como resultado la formación de un remanente estelar muy denso y compacto, también conocido como estrella compacta.
Los objetos compactos no tienen producción interna de energía, pero (con la excepción de los agujeros negros) normalmente irradian durante millones de años con un exceso de calor resultante del propio colapso. [3]
Según los conocimientos más recientes, las estrellas compactas también podrían formarse durante las separaciones de fases del Universo temprano tras el Big Bang . [4] Los orígenes primordiales de los objetos compactos conocidos no se han determinado con certeza.
Aunque los objetos compactos pueden irradiar y, por tanto, enfriarse y perder energía, no dependen de altas temperaturas para mantener su estructura, como sí lo hacen las estrellas ordinarias. Salvo perturbaciones externas y la desintegración de protones , pueden persistir prácticamente para siempre. Sin embargo, se cree generalmente que los agujeros negros finalmente se evaporan debido a la radiación de Hawking después de billones de años. Según nuestros modelos estándar actuales de cosmología física , todas las estrellas acabarán evolucionando hasta convertirse en estrellas compactas, frías y oscuras, cuando el Universo entre en la llamada era degenerada en un futuro muy lejano.
Una definición algo más amplia de objetos compactos puede incluir objetos sólidos más pequeños como planetas , asteroides y cometas , pero ese uso es menos común. Hay una notable variedad de estrellas y otros grupos de materia caliente, pero toda la materia en el Universo debe eventualmente terminar como partículas frías dispersas o alguna forma de objeto estelar o subestelar compacto, según la termodinámica .
Las estrellas llamadas enanas blancas o degeneradas están formadas principalmente por materia degenerada ; típicamente núcleos de carbono y oxígeno en un mar de electrones degenerados. Las enanas blancas surgen de los núcleos de estrellas de la secuencia principal y, por tanto, son muy calientes cuando se forman. A medida que se enfríen, se enrojecerán y atenuarán hasta convertirse finalmente en enanas negras oscuras . Las enanas blancas fueron observadas en el siglo XIX, pero las densidades y presiones extremadamente altas que contienen no se explicaron hasta la década de 1920.
La ecuación de estado de la materia degenerada es "blanda", lo que significa que agregar más masa dará como resultado un objeto más pequeño. Al seguir añadiendo masa a lo que comienza como una enana blanca, el objeto se encoge y la densidad central se vuelve aún mayor, con mayores energías de electrones degenerados. Después de que la masa de la estrella degenerada haya crecido lo suficiente como para que su radio se haya reducido a sólo unos pocos miles de kilómetros, la masa se acercará al límite de Chandrasekhar , el límite superior teórico de la masa de una enana blanca, aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol ( METRO ☉ ).
Si se extrajera materia del centro de una enana blanca y se comprimiera lentamente, los electrones primero se verían obligados a combinarse con los núcleos, cambiando sus protones a neutrones mediante desintegración beta inversa . El equilibrio se desplazaría hacia núcleos más pesados y ricos en neutrones que no son estables en las densidades cotidianas. A medida que aumenta la densidad, estos núcleos se vuelven aún más grandes y están menos unidos. A una densidad crítica de aproximadamente 4 × 1014 kg/m 3 – llamada “ línea de goteo de neutrones ” – el núcleo atómico tendería a disolverse en protones y neutrones libres. Si se comprime aún más, eventualmente alcanzará un punto en el que la materia tiene una densidad del orden de la densidad de un núcleo atómico: aproximadamente 2 × 1017 kg/ m3 . A esa densidad, la materia estaría compuesta principalmente de neutrones libres, con una ligera dispersión de protones y electrones.
En ciertas estrellas binarias que contienen una enana blanca, la masa se transfiere de la estrella compañera a la enana blanca, empujándola finalmente por encima del límite de Chandrasekhar . Los electrones reaccionan con los protones para formar neutrones y, por lo tanto, ya no suministran la presión necesaria para resistir la gravedad, lo que provoca el colapso de la estrella. Si el centro de la estrella está compuesto principalmente de carbono y oxígeno, entonces tal colapso gravitacional provocará una fusión descontrolada del carbono y el oxígeno, lo que dará como resultado una supernova de Tipo Ia que destruirá por completo la estrella antes de que el colapso pueda volverse irreversible. Si el centro está compuesto mayoritariamente de magnesio o elementos más pesados, el colapso continúa. [5] [6] [7] A medida que la densidad aumenta aún más, los electrones restantes reaccionan con los protones para formar más neutrones. El colapso continúa hasta que (a mayor densidad) los neutrones se degeneran. Un nuevo equilibrio es posible después de que la estrella se reduzca tres órdenes de magnitud , hasta un radio de entre 10 y 20 km. Esta es una estrella de neutrones .
Aunque la primera estrella de neutrones no se observó hasta 1967, cuando se descubrió el primer púlsar de radio , Baade y Zwicky propusieron estrellas de neutrones en 1933, sólo un año después de que se descubriera el neutrón en 1932. Se dieron cuenta de que, debido a que las estrellas de neutrones son tan densas, el colapso de una estrella ordinaria en una estrella de neutrones liberaría una gran cantidad de energía potencial gravitacional , proporcionando una posible explicación para las supernovas . [8] [9] [10] Ésta es la explicación de las supernovas de tipos Ib, Ic y II . Estas supernovas ocurren cuando el núcleo de hierro de una estrella masiva excede el límite de Chandrasekhar y colapsa en una estrella de neutrones.
Al igual que los electrones, los neutrones son fermiones . Por lo tanto, proporcionan presión de degeneración de neutrones para soportar una estrella de neutrones contra el colapso. Además, las interacciones repulsivas neutrón-neutrón [ cita necesaria ] proporcionan presión adicional. Al igual que el límite de Chandrasekhar para las enanas blancas, existe una masa límite para las estrellas de neutrones: el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff , donde estas fuerzas ya no son suficientes para sostener la estrella. Como las fuerzas en la materia hadrónica densa no se comprenden bien, este límite no se conoce exactamente, pero se cree que está entre 2 y 3 M ☉ . Si se acumula más masa en una estrella de neutrones, eventualmente se alcanzará este límite de masa. Lo que sucederá después no está del todo claro.
A medida que se acumula más masa, el equilibrio contra el colapso gravitacional excede su punto de ruptura. Una vez que la presión de la estrella es insuficiente para contrarrestar la gravedad, se produce un colapso gravitacional catastrófico en milisegundos. La velocidad de escape en la superficie, que ya es de al menos 1 ⁄ 3 de la velocidad de la luz, alcanza rápidamente la velocidad de la luz. En ese momento no puede escapar ni energía ni materia y se forma un agujero negro . Debido a que toda la luz y la materia están atrapadas dentro de un horizonte de sucesos , un agujero negro parece verdaderamente negro , excepto por la posibilidad de una radiación de Hawking muy débil . Se presume que el colapso continuará dentro del horizonte de sucesos.
En la teoría clásica de la relatividad general , se formará una singularidad gravitacional que no ocupará más que un punto . Puede haber una nueva parada del catastrófico colapso gravitacional a un tamaño comparable a la longitud de Planck , pero a estas longitudes no se conoce ninguna teoría de la gravedad que pueda predecir lo que sucederá. Agregar masa adicional al agujero negro hará que el radio del horizonte de eventos aumente linealmente con la masa de la singularidad central. Esto inducirá ciertos cambios en las propiedades del agujero negro, como la reducción de la tensión de marea cerca del horizonte de sucesos y la reducción de la intensidad del campo gravitacional en el horizonte. Sin embargo, no habrá más cambios cualitativos en la estructura asociados con cualquier aumento de masa.
Una estrella exótica es una hipotética estrella compacta compuesta por algo más que electrones , protones y neutrones en equilibrio contra el colapso gravitacional por presión de degeneración u otras propiedades cuánticas. Estas incluyen estrellas extrañas (compuestas de materia extraña ) y las estrellas preón, más especulativas (compuestas de preones ).
Las estrellas exóticas son hipotéticas, pero las observaciones publicadas por el Observatorio de Rayos X Chandra el 10 de abril de 2002 detectaron dos candidatas a estrellas extrañas, denominadas RX J1856.5-3754 y 3C58 , que anteriormente se pensaba que eran estrellas de neutrones. Según las leyes conocidas de la física, los primeros parecían mucho más pequeños y los segundos mucho más fríos de lo que deberían, lo que sugiere que están compuestos de material más denso que el neutronio . Sin embargo, estas observaciones son recibidas con escepticismo por parte de los investigadores que dicen que los resultados no fueron concluyentes. [ cita necesaria ]
Si los neutrones se comprimen lo suficiente a una temperatura alta, se descompondrán en los quarks que los componen , formando lo que se conoce como materia de quarks . En este caso, la estrella se encogerá aún más y se volverá más densa, pero en lugar de un colapso total en un agujero negro, es posible que la estrella se estabilice y sobreviva en este estado indefinidamente, siempre y cuando no se agregue más masa. Hasta cierto punto, se ha convertido en un nucleón muy grande . Una estrella en este hipotético estado se denomina " estrella de quarks " o, más concretamente, "estrella extraña". Se ha sugerido que el púlsar 3C58 es una posible estrella de quarks. Se cree que la mayoría de las estrellas de neutrones contienen un núcleo de materia de quarks, pero esto ha resultado difícil de determinar mediante observación. [ cita necesaria ]
Una estrella preón es un tipo propuesto de estrella compacta hecha de preones , un grupo de hipotéticas partículas subatómicas . Se esperaría que las estrellas preón tuvieran densidades enormes , superiores a 10,23 kilogramos por metro cúbico, un nivel intermedio entre las estrellas de quarks y los agujeros negros. Las estrellas preones podrían originarse a partir de explosiones de supernovas o del Big Bang ; sin embargo, las observaciones actuales de los aceleradores de partículas hablan en contra de la existencia de preones. [ cita necesaria ]
Las estrellas Q son hipotéticas estrellas de neutrones compactas y más pesadas con un estado exótico de la materia donde el número de partículas se conserva con radios inferiores a 1,5 veces el correspondiente radio de Schwarzschild . Las estrellas Q también se denominan "agujeros grises".
Una estrella electrodébil es un tipo teórico de estrella exótica, en la que el colapso gravitacional de la estrella se evita mediante la presión de radiación resultante de la combustión electrodébil , es decir, la energía liberada por la conversión de quarks en leptones a través de la fuerza electrodébil . Este proceso ocurre en un volumen en el núcleo de la estrella de aproximadamente el tamaño de una manzana , que contiene aproximadamente dos masas terrestres. [12]
Una estrella bosónica es un objeto astronómico hipotético que se forma a partir de partículas llamadas bosones ( las estrellas convencionales se forman a partir de fermiones ). Para que exista este tipo de estrella, debe haber un tipo estable de bosón con autointeracción repulsiva. En 2016, no hay evidencia significativa de que exista tal estrella. Sin embargo, puede ser posible detectarlos mediante la radiación gravitacional emitida por un par de estrellas de bosones en órbita coorbitante. [13] [14]
Basado en el principio de incertidumbre generalizada (GUP), propuesto por algunos enfoques de la gravedad cuántica como la teoría de cuerdas y la relatividad doblemente especial , recientemente se ha estudiado el efecto del GUP sobre las propiedades termodinámicas de estrellas compactas con dos componentes diferentes. [15] Tawfik et al. Señaló que la existencia de una corrección de la gravedad cuántica tiende a resistir el colapso de las estrellas si el parámetro GUP toma valores entre la escala de Planck y la escala electrodébil. En comparación con otros enfoques, se descubrió que los radios de las estrellas compactas deberían ser más pequeños y al aumentar la energía, los radios de las estrellas compactas disminuyen.
