Estrella de neutrones

Collapsed core of a massive star

Estrella de neutrones central en el corazón de la Nebulosa del Cangrejo

La radiación del púlsar PSR B1509-58 , que gira rápidamente, hace que el gas cercano emita rayos X (oro) e ilumine el resto de la nebulosa , que aquí se ve en infrarrojo (azul y rojo).

Una estrella de neutrones es el núcleo colapsado de una estrella supergigante masiva . Es el resultado de la explosión de una supernova de una estrella masiva —combinada con un colapso gravitacional— que comprime el núcleo más allá de la densidad de una estrella enana blanca hasta la de los núcleos atómicos . A excepción de los agujeros negros , las estrellas de neutrones son la clase de objetos estelares más pequeña y densa conocida. ^[1] Tienen un radio del orden de 10 kilómetros (6 mi) y una masa de aproximadamente 1,4  M _☉ . ^[2] Las estrellas que colapsan en estrellas de neutrones tienen una masa total de entre 10 y 25 masas solares ( M _☉ ), o posiblemente más para aquellas que son especialmente ricas en elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio . ^[3]

Una vez formadas, las estrellas de neutrones ya no generan calor ni se enfrían activamente con el tiempo, pero aún pueden evolucionar más a través de colisiones o acreción . La mayoría de los modelos básicos para estos objetos implican que están compuestos casi en su totalidad de neutrones , ya que la presión extrema hace que los electrones y protones presentes en la materia normal se combinen en neutrones adicionales. Estas estrellas están parcialmente apoyadas contra un mayor colapso por la presión de degeneración de neutrones , al igual que las enanas blancas están apoyadas contra el colapso por la presión de degeneración de electrones . Sin embargo, esto por sí solo no es suficiente para sostener un objeto más allá de 0,7  M ☉ ^{[4] [5]} y las fuerzas nucleares repulsivas contribuyen cada vez más a sostener estrellas de neutrones más masivas. ^{[6] [7]} Si la estrella remanente tiene una masa que excede el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff , que varía de 2,2 a 2,9 M _☉ , la combinación de presión de degeneración y fuerzas nucleares es insuficiente para sostener la estrella de neutrones, lo que hace que colapse y forme un agujero negro . Se estima que la estrella de neutrones más masiva detectada hasta ahora, PSR J0952–0607 , es2,35 ± 0,17  M _☉ . ^[8]

Las estrellas de neutrones recién formadas pueden tener temperaturas superficiales de diez millones de K o más. Sin embargo, dado que las estrellas de neutrones no generan calor nuevo a través de la fusión, se enfrían inexorablemente después de su formación. En consecuencia, una estrella de neutrones dada alcanza una temperatura superficial de un millón de K cuando tiene entre mil y un millón de años. ^[9] Las estrellas de neutrones más antiguas e incluso más frías aún son fáciles de descubrir. Por ejemplo, la estrella de neutrones bien estudiada, RX J1856.5−3754 , tiene una temperatura superficial promedio de aproximadamente 434.000 K. ^[10] A modo de comparación, el Sol tiene una temperatura superficial efectiva de 5.780 K. ^[11]

El material de las estrellas de neutrones es notablemente denso : una caja de cerillas de tamaño normal que contuviera material de una estrella de neutrones tendría un peso de aproximadamente 3 mil millones de toneladas, el mismo peso que un trozo de 0,5 kilómetros cúbicos de la Tierra (un cubo con aristas de unos 800 metros) desde la superficie de la Tierra. ^{[12] [13]}

A medida que el núcleo de una estrella colapsa, su velocidad de rotación aumenta debido a la conservación del momento angular , por lo que las estrellas de neutrones recién formadas normalmente giran hasta varios cientos de veces por segundo. Algunas estrellas de neutrones emiten rayos de radiación electromagnética que las hacen detectables como púlsares, y el descubrimiento de los púlsares por Jocelyn Bell Burnell y Antony Hewish en 1967 fue la primera sugerencia observacional de que existen estrellas de neutrones. La estrella de neutrones que gira más rápido conocida es PSR J1748−2446ad , que gira a una velocidad de 716 veces por segundo ^{[14] [15]} o 43.000 revoluciones por minuto , lo que da una velocidad lineal (tangencial) en la superficie del orden de 0,24 c (es decir, casi una cuarta parte de la velocidad de la luz ).

Se cree que hay alrededor de mil millones de estrellas de neutrones en la Vía Láctea , ^[16] y, como mínimo, varios cientos de millones, una cifra obtenida al estimar el número de estrellas que han sufrido explosiones de supernova. ^[17] Sin embargo, muchas de ellas han existido durante un largo período de tiempo y se han enfriado considerablemente. Estas estrellas irradian muy poca radiación electromagnética; la mayoría de las estrellas de neutrones que se han detectado ocurren solo en ciertas situaciones en las que sí irradian, como si son un púlsar o parte de un sistema binario. Las estrellas de neutrones de rotación lenta y sin acreción son difíciles de detectar, debido a la ausencia de radiación electromagnética; sin embargo, desde la detección de RX J1856.5−3754 por el telescopio espacial Hubble en la década de 1990, se han detectado algunas estrellas de neutrones cercanas que parecen emitir solo radiación térmica.

Las estrellas de neutrones en sistemas binarios pueden sufrir acreción, en cuyo caso emiten grandes cantidades de rayos X. Durante este proceso, la materia se deposita en la superficie de las estrellas, formando "puntos calientes" que pueden identificarse esporádicamente como sistemas de púlsares de rayos X. Además, dichas acreciones son capaces de "reciclar" los púlsares antiguos, haciendo que ganen masa y giren extremadamente rápido, formando púlsares de milisegundos . Además, los sistemas binarios como estos continúan evolucionando , y muchas de sus compañeras acaban convirtiéndose en objetos compactos como las enanas blancas o las propias estrellas de neutrones, aunque otras posibilidades incluyen una destrucción completa de la compañera mediante ablación o colisión.

El estudio de los sistemas de estrellas de neutrones es fundamental para la astronomía de ondas gravitacionales . La fusión de estrellas binarias de neutrones produce ondas gravitacionales y puede estar asociada con kilonovas y estallidos de rayos gamma de corta duración . En 2017, los sitios de interferómetro LIGO y Virgo observaron GW170817 , la primera detección directa de ondas gravitacionales de un evento de este tipo. ^[18] Antes de esto, se dedujo evidencia indirecta de ondas gravitacionales mediante el estudio de la gravedad irradiada desde la desintegración orbital de un tipo diferente de sistema binario de neutrones (no fusionado), el púlsar Hulse-Taylor .

Formación

Representación simplificada de la formación de estrellas de neutrones.

Cualquier estrella de la secuencia principal con una masa inicial mayor a 8  M ☉ (ocho veces la masa del Sol ) tiene el potencial de convertirse en una estrella de neutrones. A medida que la estrella evoluciona alejándose de la secuencia principal, la nucleosíntesis estelar produce un núcleo rico en hierro. Cuando todo el combustible nuclear en el núcleo se ha agotado, el núcleo debe ser sostenido únicamente por la presión de degeneración. Los depósitos adicionales de masa de la quema de la capa hacen que el núcleo exceda el límite de Chandrasekhar . Se supera la presión de degeneración de electrones y el núcleo colapsa aún más, lo que hace que las temperaturas aumenten a más de 100 ℃.5 × 10 ⁹  K (5 mil millones de K). A estas temperaturas, se produce la fotodesintegración (la descomposición de los núcleos de hierro en partículas alfa debido a los rayos gamma de alta energía). A medida que la temperatura del núcleo continúa aumentando, los electrones y los protones se combinan para formar neutrones a través de la captura de electrones , lo que libera una avalancha de neutrinos . Cuando las densidades alcanzan una densidad nuclear de4 × 10 ¹⁷  kg/m ³ , una combinación de fuerza fuerte de repulsión y presión de degeneración de neutrones detiene la contracción. ^[19] La envoltura exterior en contracción de la estrella se detiene y es rápidamente arrojada hacia afuera por un flujo de neutrinos producidos en la creación de los neutrones, lo que da lugar a una supernova y deja atrás una estrella de neutrones. Sin embargo, si el remanente tiene una masa mayor a aproximadamente 3  M _☉ , en cambio se convierte en un agujero negro. ^[20]

A medida que el núcleo de una estrella masiva se comprime durante una supernova de tipo II o una supernova de tipo Ib o tipo Ic , y colapsa en una estrella de neutrones, retiene la mayor parte de su momento angular . Debido a que solo tiene una fracción minúscula del radio de su progenitora (lo que reduce drásticamente su momento de inercia ), se forma una estrella de neutrones con una velocidad de rotación muy alta y luego, durante un período muy largo, se desacelera. Se sabe que las estrellas de neutrones tienen períodos de rotación de aproximadamente 1,4 ms a 30 s. La densidad de la estrella de neutrones también le da una gravedad superficial muy alta , con valores típicos que van desde10 ¹² a10 ¹³  m/s ² (más de10 ¹¹ veces la de la Tierra ). ^[21] Una medida de una gravedad tan inmensa es el hecho de que las estrellas de neutrones tienen una velocidad de escape de más de la mitad de la velocidad de la luz . ^[22] La gravedad de la estrella de neutrones acelera la materia que cae a una velocidad tremenda, y las fuerzas de marea cerca de la superficie pueden causar espaguetificación . ^[22]

Propiedades

Ecuación de estado

La ecuación de estado de las estrellas de neutrones no se conoce actualmente. Esto se debe a que las estrellas de neutrones son el segundo objeto conocido más denso del universo, solo menos denso que los agujeros negros. La densidad extrema significa que no hay forma de replicar el material en la Tierra en los laboratorios, que es como se prueban las ecuaciones de estado para otras cosas como los gases ideales. La estrella de neutrones más cercana está a muchos parsecs de distancia, lo que significa que no hay una forma factible de estudiarla directamente. Si bien se sabe que las estrellas de neutrones deberían ser similares a un gas degenerado , no se pueden modelar estrictamente como uno (como lo son las enanas blancas) debido a la gravedad extrema. Se debe considerar la relatividad general para la ecuación de estado de la estrella de neutrones porque la gravedad newtoniana ya no es suficiente en esas condiciones. También se deben considerar efectos como la cromodinámica cuántica (QCD) , la superconductividad y la superfluidez .

En las densidades extraordinariamente altas de las estrellas de neutrones, la materia ordinaria se comprime hasta alcanzar densidades nucleares. En concreto, la materia varía desde núcleos incrustados en un mar de electrones a bajas densidades en la corteza exterior, pasando por estructuras cada vez más ricas en neutrones en la corteza interior, hasta la materia uniforme extremadamente rica en neutrones del núcleo exterior y, posiblemente, estados exóticos de la materia a altas densidades en el núcleo interior. ^[23]

Comprender la naturaleza de la materia presente en las distintas capas de las estrellas de neutrones y las transiciones de fase que se producen en los límites de las capas es un importante problema sin resolver en física fundamental. La ecuación de estado de la estrella de neutrones codifica información sobre la estructura de una estrella de neutrones y, por lo tanto, nos dice cómo se comporta la materia en las densidades extremas que se encuentran en el interior de las estrellas de neutrones. Las restricciones a la ecuación de estado de la estrella de neutrones proporcionarían entonces restricciones sobre cómo funciona la fuerza fuerte del modelo estándar , lo que tendría profundas implicaciones para la física nuclear y atómica. Esto convierte a las estrellas de neutrones en laboratorios naturales para investigar la física fundamental.

Por ejemplo, los estados exóticos que pueden encontrarse en los núcleos de las estrellas de neutrones son tipos de materia de QCD . En las densidades extremas de los centros de las estrellas de neutrones, los neutrones se desorganizan dando lugar a un mar de quarks. La ecuación de estado de esta materia está regida por las leyes de la cromodinámica cuántica y, dado que la materia de QCD no se puede producir en ningún laboratorio de la Tierra, la mayor parte del conocimiento actual sobre ella es solo teórico.

Diferentes ecuaciones de estado conducen a diferentes valores de magnitudes observables. Si bien la ecuación de estado solo relaciona directamente la densidad y la presión, también conduce al cálculo de magnitudes observables como la velocidad del sonido, la masa, el radio y los números de Love . Debido a que la ecuación de estado es desconocida, existen muchas propuestas, como FPS, UU, APR, L y SLy, y es un área activa de investigación. Se pueden considerar diferentes factores al crear la ecuación de estado, como las transiciones de fase.

Otro aspecto de la ecuación de estado es si es una ecuación de estado blanda o rígida. Esto se relaciona con cuánta presión hay a una determinada densidad de energía y a menudo corresponde a transiciones de fase. Cuando el material está a punto de pasar por una transición de fase, la presión tenderá a aumentar hasta que cambie a un estado de materia más cómodo. Una ecuación de estado blanda tendría una presión que aumentaría suavemente en función de la densidad de energía, mientras que una rígida tendría un aumento más brusco de la presión. En las estrellas de neutrones, los físicos nucleares todavía están probando si la ecuación de estado debería ser rígida o blanda, y a veces cambia dentro de las ecuaciones de estado individuales dependiendo de las transiciones de fase dentro del modelo. Esto se conoce como la ecuación de estado de endurecimiento o ablandamiento, dependiendo del comportamiento anterior. Dado que se desconoce de qué están hechas las estrellas de neutrones, hay espacio para explorar diferentes fases de la materia dentro de la ecuación de estado.

Densidad y presión

Las estrellas de neutrones tienen densidades generales de3,7 × 10 ¹⁷ a5,9 × 10 ¹⁷  kg/ ^m3 (2,6 × 10 ¹⁴ a4,1 × 10 ¹⁴ veces la densidad del Sol), ^[a] que es comparable a la densidad aproximada de un núcleo atómico de3 × 10 ¹⁷  kg/m ³ . ^[24] La densidad aumenta con la profundidad, variando desde aproximadamente1 × 10 ⁹  kg/m ³ en la corteza hasta un estimado6 × 10 ¹⁷ o8 × 10 ¹⁷  kg/m ³ más profundo en el interior. ^[25] La presión aumenta en consecuencia, desde aproximadamente3,2 × 10 ³¹  Pa en la corteza interna a1,6 × 10 ³⁴  Pa en el centro. ^[26]

Una estrella de neutrones es tan densa que una cucharadita (5 mililitros ) de su material tendría una masa de más de5,5 × 10 ¹²  kg , aproximadamente 900 veces la masa de la Gran Pirámide de Giza . ^[b] La masa total de la Tierra en densidad de estrellas de neutrones cabría en una esfera de 305 m de diámetro, aproximadamente el tamaño del Telescopio de Arecibo .

En los escritos científicos populares, las estrellas de neutrones a veces se describen como núcleos atómicos macroscópicos . De hecho, ambos estados están compuestos de nucleones y comparten una densidad similar dentro de un orden de magnitud. Sin embargo, en otros aspectos, las estrellas de neutrones y los núcleos atómicos son bastante diferentes. Un núcleo se mantiene unido por la interacción fuerte , mientras que una estrella de neutrones se mantiene unida por la gravedad . La densidad de un núcleo es uniforme, mientras que se predice que las estrellas de neutrones constan de múltiples capas con composiciones y densidades variables. ^[27]

Restricciones actuales

Dado que las ecuaciones de estado de las estrellas de neutrones dan lugar a diferentes observables, como diferentes relaciones masa-radio, existen muchas restricciones astronómicas sobre las ecuaciones de estado. Estas provienen principalmente de LIGO ^[28] , que es un observatorio de ondas gravitacionales, y NICER ^[29] , que es un telescopio de rayos X.

Las observaciones de púlsares en sistemas binarios realizadas por NICER, a partir de las cuales se puede estimar la masa y el radio del púlsar, pueden limitar la ecuación de estado de la estrella de neutrones. Una medición realizada en 2021 del púlsar PSR J0740+6620 pudo limitar el radio de una estrella de neutrones de 1,4 masas solares a12.33+0,76
−0,8km con un 95% de confianza. ^[30] Estas restricciones de masa-radio, combinadas con cálculos de teoría de campo efectivo quiral , refuerzan las restricciones sobre la ecuación de estado de la estrella de neutrones. ^[23]

Las ecuaciones de estado que limitan las detecciones de ondas gravitacionales de LIGO comienzan con investigadores de física nuclear y atómica, quienes trabajan para proponer ecuaciones de estado teóricas (como FPS, UU, APR, L, SLy y otras). Las ecuaciones de estado propuestas pueden luego ser pasadas a investigadores de astrofísica que realizan simulaciones de fusiones de estrellas de neutrones binarias . A partir de estas simulaciones, los investigadores pueden extraer formas de onda gravitacionales , estudiando así la relación entre la ecuación de estado y las ondas gravitacionales emitidas por las fusiones de estrellas de neutrones binarias. Usando estas relaciones, uno puede limitar la ecuación de estado de la estrella de neutrones cuando se observan ondas gravitacionales de fusiones de estrellas de neutrones binarias. Las simulaciones de relatividad numérica anteriores de fusiones de estrellas de neutrones binarias han encontrado relaciones entre la ecuación de estado y picos dependientes de la frecuencia de la señal de onda gravitacional que pueden aplicarse a las detecciones de LIGO . ^[31] Por ejemplo, la detección por LIGO de la fusión de estrellas binarias de neutrones GW170817 proporcionó límites a la deformabilidad de marea de las dos estrellas de neutrones, lo que redujo drásticamente la familia de ecuaciones de estado permitidas. ^[32] Las futuras señales de ondas gravitacionales con detectores de próxima generación como Cosmic Explorer pueden imponer más restricciones. ^[33]

Cuando los físicos nucleares intentan comprender la probabilidad de su ecuación de estado, es bueno comparar con estas restricciones para ver si predice estrellas de neutrones de estas masas y radios. ^[34] También hay trabajos recientes sobre la restricción de la ecuación de estado con la velocidad del sonido a través de la hidrodinámica. ^[35]

Ecuación de Tolman-Oppenheimer-Volkoff

La ecuación de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) se puede utilizar para describir una estrella de neutrones. La ecuación es una solución a las ecuaciones de Einstein de la relatividad general para una métrica invariante en el tiempo y simétrica esféricamente. Con una ecuación de estado dada, la resolución de la ecuación conduce a observables como la masa y el radio. Hay muchos códigos que resuelven numéricamente la ecuación TOV para una ecuación de estado dada para encontrar la relación masa-radio y otros observables para esa ecuación de estado.

Las siguientes ecuaciones diferenciales se pueden resolver numéricamente para encontrar los observables de la estrella de neutrones: ^[36]

${\displaystyle {\frac {dp}{dr}}=-{\frac {G\epsilon (r)M(r)}{c^{2}r^{2}}}[1+{\frac {p(r)}{\epsilon (r)}}][1+{\frac {4\pi r^{3}p(r)}{M(r)c^{2}}}][1-{\frac {2GM(r)}{c^{2}r}}]}$

${\displaystyle {\frac {dM}{dr}}={\frac {4\pi r^{2}\epsilon (r)}{c^{2}}}}$

donde  es la constante gravitacional,  es la presión,  es la densidad de energía (encontrada a partir de la ecuación de estado), y  es la velocidad de la luz. ${\displaystyle G}$ ${\displaystyle p(r)}$ ${\displaystyle \epsilon (r)}$ ${\displaystyle c}$

Relación masa-radio

Utilizando las ecuaciones TOV y una ecuación de estado, se puede hallar una curva masa-radio. La idea es que, para la ecuación de estado correcta, todas las estrellas de neutrones que podrían existir se encontrarían a lo largo de esa curva. Esta es una de las formas en que las ecuaciones de estado pueden verse limitadas por las observaciones astronómicas. Para crear estas curvas, se deben resolver las ecuaciones TOV para diferentes densidades centrales. Para cada densidad central, se resuelven numéricamente las ecuaciones de masa y presión hasta que la presión llegue a cero, que es el exterior de la estrella. Cada solución proporciona una masa y un radio correspondientes para esa densidad central.

Las curvas masa-radio determinan cuál es la masa máxima para una ecuación de estado dada. A lo largo de la mayor parte de la curva masa-radio, cada radio corresponde a un valor de masa único. En un punto determinado, la curva alcanzará un máximo y comenzará a descender, lo que dará lugar a valores de masa repetidos para diferentes radios. Este punto máximo es lo que se conoce como masa máxima. Más allá de esa masa, la estrella ya no será estable, es decir, ya no podrá sostenerse contra la fuerza de la gravedad y colapsará en un agujero negro. Dado que cada ecuación de estado conduce a una curva masa-radio diferente, también conducen a un valor de masa máxima único. El valor de masa máxima es desconocido mientras la ecuación de estado siga siendo desconocida.

Esto es muy importante cuando se trata de restringir la ecuación de estado. Oppenheimer y Volkoff idearon el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff utilizando una ecuación de estado degenerada de gas con las ecuaciones TOV que era de ~0,7 masas solares. Dado que las estrellas de neutrones que se han observado son más masivas que eso, se descartó esa masa máxima. La estrella de neutrones masiva más reciente que se observó fue PSR J0952-0607, que fue2,35 ± 0,17 masas solares. Cualquier ecuación de estado con una masa menor que esa no predeciría esa estrella y, por lo tanto, es mucho menos probable que sea correcta.

Un fenómeno interesante en esta área de la astrofísica relacionado con la masa máxima de las estrellas de neutrones es lo que se denomina la "brecha de masa". La brecha de masa se refiere a un rango de masas de aproximadamente 2 a 5 masas solares donde se observaron muy pocos objetos compactos. Este rango se basa en la masa máxima asumida actualmente de las estrellas de neutrones (~2 masas solares) y la masa mínima de los agujeros negros (~5 masas solares). ^[37] Recientemente, se han descubierto algunos objetos que caen en esa brecha de masa a partir de detecciones de ondas gravitacionales. Si se conociera la verdadera masa máxima de las estrellas de neutrones, ayudaría a caracterizar los objetos compactos en ese rango de masa como estrellas de neutrones o agujeros negros.

Relaciones I-Love-Q

Hay tres propiedades más de las estrellas de neutrones que dependen de la ecuación de estado pero que también se pueden observar astronómicamente: el momento de inercia , el momento cuadrupolar y el número de Love . El momento de inercia de una estrella de neutrones describe la velocidad a la que la estrella puede rotar con un momento de giro fijo. El momento cuadrupolar de una estrella de neutrones especifica cuánto se deforma esa estrella fuera de su forma esférica. El número de Love de la estrella de neutrones representa lo fácil o difícil que es deformar la estrella debido a las fuerzas de marea , típicamente importantes en los sistemas binarios.

Aunque estas propiedades dependen del material de la estrella y, por lo tanto, de la ecuación de estado, existe una relación entre estas tres cantidades que es independiente de la ecuación de estado. Esta relación supone estrellas que giran lenta y uniformemente y utiliza la relatividad general para derivar la relación. Si bien esta relación no podría agregar restricciones a la ecuación de estado, ya que es independiente de la ecuación de estado, sí tiene otras aplicaciones. Si una de estas tres cantidades se puede medir para una estrella de neutrones en particular, esta relación se puede utilizar para encontrar las otras dos. Además, esta relación se puede utilizar para romper las degeneraciones en las detecciones por parte de los detectores de ondas gravitacionales del momento cuadrupolar y el espín, lo que permite determinar el espín promedio dentro de un cierto nivel de confianza. ^[38]

Temperatura

La temperatura dentro de una estrella de neutrones recién formada es de alrededor de10 ¹¹ a10 ¹²  kelvin . ^[25] Sin embargo, la enorme cantidad de neutrinos que emite transporta tanta energía que la temperatura de una estrella de neutrones aislada cae en unos pocos años a alrededor de10 ⁶  kelvin . ^[25] A esta temperatura más baja, la mayor parte de la luz generada por una estrella de neutrones está en rayos X.

Algunos investigadores han propuesto un sistema de clasificación de estrellas de neutrones utilizando números romanos (que no deben confundirse con las clases de luminosidad de Yerkes para estrellas no degeneradas) para ordenar las estrellas de neutrones por su masa y tasas de enfriamiento: tipo I para estrellas de neutrones con baja masa y tasas de enfriamiento, tipo II para estrellas de neutrones con mayor masa y tasas de enfriamiento, y un tipo III propuesto para estrellas de neutrones con una masa aún mayor, cercana a 2  M _☉ , y con mayores tasas de enfriamiento y posiblemente candidatas a estrellas exóticas . ^[39]

Campo magnético

La intensidad del campo magnético en la superficie de las estrellas de neutrones varía entre c. 10 ⁴ a10 ¹¹  tesla (T). ^[40] Se trata de órdenes de magnitud superiores a los de cualquier otro objeto: a modo de comparación, se ha conseguido un campo continuo de 16 T en el laboratorio y es suficiente para hacer levitar una rana viva gracias a la levitación diamagnética . Las variaciones en las intensidades del campo magnético son, muy probablemente, el factor principal que permite distinguir los distintos tipos de estrellas de neutrones por sus espectros, y explica la periodicidad de los púlsares. ^[40]

Las estrellas de neutrones conocidas como magnetares tienen los campos magnéticos más fuertes, en el rango de10 ⁸ a10 ¹¹  T , ^[41] y se han convertido en la hipótesis ampliamente aceptada para los tipos de estrellas de neutrones, repetidores gamma suaves (SGR) ^[42] y púlsares de rayos X anómalos (AXP). ^{[43] La} densidad de energía magnética de unaEl campo magnético de 10 ⁸  T es extremo y excede en gran medida la densidad de masa-energía de la materia ordinaria. ^[c] Los campos de esta fuerza pueden polarizar el vacío hasta el punto de que el vacío se vuelve birrefringente . Los fotones pueden fusionarse o dividirse en dos, y se producen pares virtuales de partículas y antipartículas. El campo cambia los niveles de energía de los electrones y los átomos se ven obligados a formar cilindros delgados. A diferencia de un púlsar ordinario, la reducción de giro del magnetar puede ser impulsada directamente por su campo magnético, y el campo magnético es lo suficientemente fuerte como para estresar la corteza hasta el punto de fractura. Las fracturas de la corteza causan terremotos estelares , observados como explosiones de rayos gamma duros de milisegundos extremadamente luminosas. La bola de fuego queda atrapada por el campo magnético y aparece y desaparece de la vista cuando la estrella gira, lo que se observa como una emisión periódica de repetidor gamma suave (SGR) con un período de 5 a 8 segundos y que dura unos minutos. ^[45]

Los orígenes del fuerte campo magnético aún no están claros. ^[40] Una hipótesis es la de la "congelación del flujo", o la conservación del flujo magnético original durante la formación de la estrella de neutrones. ^[40] Si un objeto tiene un cierto flujo magnético sobre su área de superficie, y esa área se reduce a un área más pequeña, pero el flujo magnético se conserva, entonces el campo magnético aumentaría correspondientemente. Del mismo modo, una estrella que colapsa comienza con un área de superficie mucho mayor que la estrella de neutrones resultante, y la conservación del flujo magnético daría como resultado un campo magnético mucho más fuerte. Sin embargo, esta explicación simple no explica completamente la intensidad del campo magnético de las estrellas de neutrones. ^[40]

Gravedad

Desviación gravitacional de la luz en una estrella de neutrones. Debido a la desviación relativista de la luz, más de la mitad de la superficie es visible (cada parche de la cuadrícula representa 30 por 30 grados). ^[46] En unidades naturales , la masa de esta estrella es 1 y su radio es 4, o el doble de su radio de Schwarzschild . ^[46]

El campo gravitacional en la superficie de una estrella de neutrones es de aproximadamente2 × 10 ¹¹ veces más fuerte que en la Tierra , alrededor de2,0 × 10 ¹²  m/s ² . ^[47] Un campo gravitatorio tan fuerte actúa como una lente gravitacional y dobla la radiación emitida por la estrella de neutrones de tal manera que partes de la superficie trasera normalmente invisible se vuelven visibles. ^[46] Si el radio de la estrella de neutrones es 3 GM / c ² o menos, entonces los fotones pueden quedar atrapados en una órbita , haciendo así visible toda la superficie de esa estrella de neutrones desde un único punto de observación, junto con órbitas de fotones desestabilizadoras en o por debajo de la distancia de radio de 1 de la estrella.

Una fracción de la masa de una estrella que colapsa para formar una estrella de neutrones se libera en la explosión de supernova a partir de la cual se forma (según la ley de equivalencia masa-energía, E = mc2 ). La energía proviene de la energía de enlace gravitacional de una estrella de neutrones ^.

Por lo tanto, la fuerza gravitatoria de una estrella de neutrones típica es enorme. Si un objeto cayera desde una altura de un metro sobre una estrella de neutrones de 12 kilómetros de radio, llegaría al suelo a unos 1.400 kilómetros por segundo. ^[48] Sin embargo, incluso antes del impacto, la fuerza de marea causaría espaguetificación , rompiendo cualquier tipo de objeto ordinario en una corriente de material.

Debido a la enorme gravedad, la dilatación del tiempo entre una estrella de neutrones y la Tierra es significativa. Por ejemplo, en la superficie de una estrella de neutrones podrían pasar ocho años, pero en la Tierra habrían pasado diez, sin contar el efecto de dilatación del tiempo de la rotación muy rápida de la estrella. ^[49]

Las ecuaciones de estado relativistas de las estrellas de neutrones describen la relación entre el radio y la masa para varios modelos. ^[50] Los radios más probables para una masa de estrella de neutrones dada están delimitados por los modelos AP4 (radio más pequeño) y MS2 (radio más grande). E _B es la relación entre la masa de energía de enlace gravitacional equivalente a la masa gravitacional de la estrella de neutrones observada de M kilogramos con un radio de R metros, ^[51] Dados los valores actuales $${\displaystyle E_{\text{B}}={\frac {0.60\,\beta }{1-{\frac {\beta }{2}}}}}$$ $${\displaystyle \beta \ =G\,M/R\,{c}^{2}}$$

• ${\displaystyle G=6.67408\times 10^{-11}\,{\text{m}}^{3}{\text{kg}}^{-1}{\text{s}}^{-2}}$^[52]
• ${\displaystyle c=2.99792458\times 10^{8}\,{\text{m}}/{\text{s}}}$^[52]
• ${\displaystyle M_{\odot }=1.98855\times 10^{30}\,{\text{kg}}}$

y las masas estelares "M" se informan comúnmente como múltiplos de una masa solar, entonces la energía de enlace fraccionaria relativista de una estrella de neutrones es $${\displaystyle M_{x}={\frac {M}{M_{\odot }}}}$$ $${\displaystyle E_{\text{B}}={\frac {886.0\,M_{x}}{R_{\left[{\text{in meters}}\right]}-738.3\,M_{x}}}}$$

Una estrella de neutrones de 2  M _☉ no sería más compacta que un radio de 10.970 metros (modelo AP4). Su fracción de masa de energía de enlace gravitacional sería entonces 0,187, −18,7% (exotérmica). Esto no está cerca de 0,6/2 = 0,3, −30%.

Estructura

Sección transversal de una estrella de neutrones. Las densidades se expresan en términos de ρ _0, la densidad de materia nuclear de saturación , donde los nucleones comienzan a tocarse.

La comprensión actual de la estructura de las estrellas de neutrones está definida por los modelos matemáticos existentes, pero es posible inferir algunos detalles a través de estudios de las oscilaciones de las estrellas de neutrones . La astrosismología , un estudio aplicado a las estrellas ordinarias, puede revelar la estructura interna de las estrellas de neutrones mediante el análisis de los espectros observados de las oscilaciones estelares. ^[21]

Los modelos actuales indican que la materia en la superficie de una estrella de neutrones está compuesta de núcleos atómicos ordinarios aplastados en una red sólida con un mar de electrones fluyendo a través de los espacios entre ellos. Es posible que los núcleos en la superficie sean de hierro , debido a la alta energía de enlace del hierro por nucleón. ^[53] También es posible que los elementos pesados, como el hierro, simplemente se hundan debajo de la superficie, dejando solo núcleos ligeros como el helio y el hidrógeno . ^[53] Si la temperatura de la superficie excede10 ⁶  kelvins (como en el caso de un púlsar joven), la superficie debería ser fluida en lugar de la fase sólida que podría existir en estrellas de neutrones más frías (temperatura <10 ⁶  grados Kelvin ). ^[53]

Se ha planteado la hipótesis de que la "atmósfera" de una estrella de neutrones tiene un espesor de varios micrómetros como máximo y que su dinámica está totalmente controlada por el campo magnético de la estrella de neutrones. Debajo de la atmósfera se encuentra una "corteza" sólida. Esta corteza es extremadamente dura y muy lisa (con irregularidades superficiales máximas del orden de milímetros o menos), debido al campo gravitatorio extremo. ^{[54] [55]}

A medida que se avanza hacia el interior, se encuentran núcleos con cantidades cada vez mayores de neutrones; estos núcleos se desintegrarían rápidamente en la Tierra, pero se mantienen estables gracias a enormes presiones. A medida que este proceso continúa a profundidades cada vez mayores, el goteo de neutrones se vuelve abrumador y la concentración de neutrones libres aumenta rápidamente.

Después de la explosión de una supernova de una estrella supergigante , a partir de los restos se forman estrellas de neutrones. Una estrella de neutrones está compuesta principalmente de neutrones (partículas neutras) y contiene una pequeña fracción de protones (partículas con carga positiva) y electrones (partículas con carga negativa), así como núcleos. En la densidad extrema de una estrella de neutrones, muchos neutrones son neutrones libres, lo que significa que no están ligados a núcleos atómicos y se mueven libremente dentro de la materia densa de la estrella, especialmente en las regiones más densas de la estrella: la corteza interna y el núcleo. A lo largo de la vida de la estrella, a medida que aumenta su densidad, también aumenta la energía de los electrones, lo que genera más neutrones. ^[56]

En las estrellas de neutrones, el goteo de neutrones es el punto de transición en el que los núcleos se vuelven tan ricos en neutrones que ya no pueden contener neutrones adicionales, lo que lleva a la formación de un mar de neutrones libres. El mar de neutrones formado después del goteo de neutrones proporciona soporte de presión adicional, lo que ayuda a mantener la integridad estructural de la estrella y evita el colapso gravitacional. El goteo de neutrones tiene lugar dentro de la corteza interna de la estrella de neutrones y comienza cuando la densidad se vuelve tan alta que los núcleos ya no pueden contener neutrones adicionales. ^[57]

Al comienzo del goteo de neutrones, la presión en la estrella de neutrones, electrones y la presión total son aproximadamente iguales. A medida que aumenta la densidad de la estrella de neutrones, los núcleos se desintegran y la presión de neutrones de la estrella se vuelve dominante. Cuando la densidad alcanza un punto en el que los núcleos se tocan y luego se fusionan, forman un fluido de neutrones con una pizca de electrones y protones. Esta transición marca el goteo de neutrones, donde la presión dominante en la estrella de neutrones cambia de electrones degenerados a neutrones.

En densidades muy altas, la presión de los neutrones se convierte en la presión principal que sostiene la estrella, ya que los neutrones no son relativistas (se mueven a una velocidad menor que la de la luz) y están extremadamente comprimidos. Sin embargo, en densidades extremadamente altas, los neutrones comienzan a moverse a velocidades relativistas (cercanas a la velocidad de la luz). Estas altas velocidades aumentan significativamente la presión general de la estrella, alterando su estado de equilibrio y potencialmente conduciendo a la formación de estados exóticos de la materia.

En esa región, hay núcleos, electrones libres y neutrones libres. Los núcleos se vuelven cada vez más pequeños (la gravedad y la presión abruman a la fuerza fuerte ) hasta que se alcanza el núcleo, por definición el punto donde existen principalmente neutrones. La jerarquía esperada de fases de materia nuclear en la corteza interna se ha caracterizado como " pasta nuclear ", con menos huecos y estructuras más grandes hacia presiones más altas. ^[58] La composición de la materia superdensa en el núcleo sigue siendo incierta. Un modelo describe el núcleo como materia superfluida degenerada por neutrones (principalmente neutrones, con algunos protones y electrones). Son posibles formas más exóticas de materia, incluida la materia extraña degenerada (que contiene quarks extraños además de quarks up y down ), materia que contiene piones y kaones de alta energía además de neutrones, ^[21] o materia ultradensa degenerada por quarks .

Radiación

Animación de un púlsar en rotación. La esfera del centro representa la estrella de neutrones, las curvas indican las líneas del campo magnético y los conos salientes representan las zonas de emisión.

Pulsares

Las estrellas de neutrones se detectan por su radiación electromagnética . Las estrellas de neutrones suelen observarse por sus ondas de radio y otras radiaciones electromagnéticas, y las estrellas de neutrones observadas por sus pulsos se denominan púlsares.

Se cree que la radiación de los púlsares es causada por la aceleración de partículas cerca de sus polos magnéticos , que no necesitan estar alineados con el eje de rotación de la estrella de neutrones. Se cree que un gran campo electrostático se acumula cerca de los polos magnéticos, lo que lleva a la emisión de electrones . ^[59] Estos electrones se aceleran magnéticamente a lo largo de las líneas de campo, lo que lleva a la radiación de curvatura , con la radiación siendo fuertemente polarizada hacia el plano de curvatura. ^[59] Además, los fotones de alta energía pueden interactuar con fotones de menor energía y el campo magnético para la producción de pares electrón-positrón , que a través de la aniquilación electrón-positrón conduce a más fotones de alta energía. ^[59]

La radiación que emana de los polos magnéticos de las estrellas de neutrones puede describirse como radiación magnetosférica , en referencia a la magnetosfera de la estrella de neutrones. ^[60] No debe confundirse con la radiación dipolar magnética , que se emite porque el eje magnético no está alineado con el eje de rotación, con una frecuencia de radiación igual a la frecuencia de rotación de la estrella de neutrones. ^[59]

Si el eje de rotación de la estrella de neutrones es diferente del eje magnético, los observadores externos solo verán estos rayos de radiación cuando el eje magnético apunte hacia ellos durante la rotación de la estrella de neutrones. Por lo tanto, se observan pulsos periódicos , al mismo ritmo que la rotación de la estrella de neutrones.

En mayo de 2022, los astrónomos informaron sobre una estrella de neutrones emisora ​​de radio de período ultralargo PSR J0901-4046 , con propiedades de espín distintas a las de las estrellas de neutrones conocidas. ^[61] No está claro cómo se genera su emisión de radio y desafía la comprensión actual de cómo evolucionan los púlsares. ^[62]

Estrellas de neutrones no pulsantes

Además de los púlsares, también se han identificado estrellas de neutrones no pulsantes, aunque pueden tener una variación periódica menor en la luminosidad. ^{[63] [64]} Esto parece ser una característica de las fuentes de rayos X conocidas como Objetos Compactos Centrales en remanentes de supernova (CCO en SNR), que se cree que son estrellas de neutrones jóvenes, aisladas y silenciosas en radio. ^[63]

Espectros

Además de las emisiones de radio , también se han identificado estrellas de neutrones en otras partes del espectro electromagnético . Esto incluye la luz visible , el infrarrojo cercano , el ultravioleta , los rayos X y los rayos gamma . ^[60] Los púlsares observados en rayos X se conocen como púlsares de rayos X si están alimentados por acreción , mientras que los identificados en luz visible se conocen como púlsares ópticos . La mayoría de las estrellas de neutrones detectadas, incluidas las identificadas en rayos ópticos, rayos X y rayos gamma, también emiten ondas de radio; ^[65] el púlsar del Cangrejo produce emisiones electromagnéticas en todo el espectro. ^[65] Sin embargo, existen estrellas de neutrones llamadas estrellas de neutrones radio-silenciosas , sin emisiones de radio detectadas. ^[66]

Rotación

Las estrellas de neutrones giran extremadamente rápido después de su formación debido a la conservación del momento angular; de manera análoga a los patinadores sobre hielo que giran mientras retraen sus brazos, la rotación lenta del núcleo de la estrella original se acelera a medida que se encoge. Una estrella de neutrones recién nacida puede girar muchas veces por segundo.

Girar hacia abajo

Diagrama de puntos P – P para púlsares conocidos impulsados ​​por rotación (rojo), púlsares de rayos X anómalos (verde), púlsares de emisión de alta energía (azul) y púlsares binarios (rosa)

Con el tiempo, las estrellas de neutrones pierden velocidad, ya que sus campos magnéticos rotatorios irradian energía asociada con la rotación; las estrellas de neutrones más antiguas pueden tardar varios segundos en dar una vuelta completa. Esto se denomina desaceleración . La velocidad a la que una estrella de neutrones reduce su velocidad de rotación suele ser constante y muy pequeña.

El tiempo periódico ( P ) es el período rotacional , el tiempo que tarda una estrella de neutrones en girar. La tasa de desaceleración de rotación se representa con el símbolo ( P -punto), la derivada de P con respecto al tiempo. Se define como el incremento periódico del tiempo por unidad de tiempo; es una cantidad adimensional , pero se puede expresar en unidades de s⋅s ⁻¹ (segundos por segundo). ^[59] ${\displaystyle {\dot {P}}}$

La tasa de desaceleración ( P -dot) de las estrellas de neutrones generalmente se encuentra dentro del rango de10 ⁻²² a10 ⁻⁹  s⋅s ⁻¹ , y las estrellas de neutrones observables de período más corto (o de rotación más rápida) suelen tener puntos P más pequeños. A medida que una estrella de neutrones envejece, su rotación se ralentiza (a medida que aumenta P ); con el tiempo, la velocidad de rotación se volverá demasiado lenta para alimentar el mecanismo de emisión de radio y la estrella de neutrones ya no podrá detectarse. ^[59]

P y P -dot permiten estimar los campos magnéticos mínimos de las estrellas de neutrones. ^[59] P y P -dot también se pueden utilizar para calcular la edad característica de un púlsar, pero dan una estimación que es algo mayor que la edad real cuando se aplica a púlsares jóvenes. ^[59]

P y P -dot también se pueden combinar con el momento de inercia de la estrella de neutrones para estimar una cantidad llamada luminosidad de espín descendente , que se le da el símbolo ( E -dot). No es la luminosidad medida, sino más bien la tasa de pérdida calculada de energía rotacional que se manifestaría como radiación. Para las estrellas de neutrones donde la luminosidad de espín descendente es comparable a la luminosidad real , se dice que las estrellas de neutrones están " propulsadas por rotación ". ^{[59] [60]} La luminosidad observada del Púlsar del Cangrejo es comparable a la luminosidad de espín descendente, lo que respalda el modelo de que la energía cinética rotacional impulsa la radiación que emite. ^[59] Con estrellas de neutrones como los magnetares, donde la luminosidad real excede la luminosidad de espín descendente en aproximadamente un factor de cien, se supone que la luminosidad es impulsada por disipación magnética, en lugar de ser impulsada por rotación. ^[67] ${\displaystyle {\dot {E}}}$

También es posible representar gráficamente los puntos P y P de las estrellas de neutrones para crear un diagrama de puntos P – P. Este diagrama codifica una enorme cantidad de información sobre la población de púlsares y sus propiedades, y se lo ha comparado con el diagrama de Hertzsprung-Russell en su importancia para las estrellas de neutrones. ^[59]

Girar hacia arriba

Una simulación por computadora que representa una estrella de neutrones con un disco de acreción que arroja rayos X a través del eje magnético.

La velocidad de rotación de las estrellas de neutrones puede aumentar, un proceso conocido como aumento de velocidad de rotación. A veces, las estrellas de neutrones absorben materia en órbita de estrellas compañeras, lo que aumenta la velocidad de rotación y transforma la estrella de neutrones en un esferoide achatado . Esto provoca un aumento de la velocidad de rotación de la estrella de neutrones de más de cien veces por segundo en el caso de los púlsares de milisegundos.

La estrella de neutrones que gira más rápidamente que se conoce actualmente, PSR J1748-2446ad , gira a 716 revoluciones por segundo. ^[68] Un artículo de 2007 informó sobre la detección de una oscilación de ráfaga de rayos X, que proporciona una medida indirecta del giro, de 1122  Hz de la estrella de neutrones XTE J1739-285 , ^[69] lo que sugiere 1122 rotaciones por segundo. Sin embargo, en la actualidad, esta señal solo se ha visto una vez y debe considerarse como tentativa hasta que se confirme en otra ráfaga de esa estrella.

Fallos y terremotos

Concepción de un artista de la NASA de un " terremoto estelar"

A veces, una estrella de neutrones sufre un fallo , un pequeño aumento repentino de su velocidad de rotación o de su velocidad de giro. ^[70] Se cree que los fallos son el efecto de un terremoto estelar : a medida que la rotación de la estrella de neutrones se ralentiza, su forma se vuelve más esférica. Debido a la rigidez de la corteza de "neutrones", esto ocurre como eventos discretos cuando la corteza se rompe, creando un terremoto estelar similar a los terremotos. Después del terremoto estelar, la estrella tendrá un radio ecuatorial más pequeño y, debido a que se conserva el momento angular, su velocidad de rotación ha aumentado.

Los terremotos estelares que ocurren en magnetares , con el consiguiente fallo, son la hipótesis principal para las fuentes de rayos gamma conocidas como repetidores gamma suaves. ^[42]

Sin embargo, trabajos recientes sugieren que un terremoto estelar no liberaría suficiente energía para una falla en la estrella de neutrones; se ha sugerido que las fallas pueden ser causadas por transiciones de vórtices en el núcleo superfluido teórico de la estrella de neutrones desde un estado de energía metaestable a uno más bajo, liberando así energía que aparece como un aumento en la tasa de rotación. ^{[71] [70]}

Anti-fallos

También se ha informado de un anti-glitch, una pequeña disminución repentina en la velocidad de rotación, o spin down, de una estrella de neutrones. ^{[72] [73]} Ocurrió en el magnetar 1E 2259+586, que en un caso produjo un aumento de la luminosidad de rayos X de un factor de 20, y un cambio significativo en la tasa de spin down. Los modelos actuales de estrellas de neutrones no predicen este comportamiento. Si la causa fue interna, esto sugiere una rotación diferencial de la corteza externa sólida y el componente superfluido de la estructura interna del magnetar. ^{[72] [70]}

Población y distancias

En la actualidad, se conocen unas 3.200 estrellas de neutrones en la Vía Láctea y las Nubes de Magallanes , la mayoría de las cuales han sido detectadas como púlsares de radio. Las estrellas de neutrones se concentran principalmente a lo largo del disco de la Vía Láctea, aunque la dispersión perpendicular al disco es grande porque el proceso de explosión de una supernova puede impartir altas velocidades de traslación (400 km/s) a la estrella de neutrones recién formada.

Algunas de las estrellas de neutrones más cercanas conocidas son RX J1856.5−3754, que se encuentra a unos 400 años luz de la Tierra, y PSR J0108−1431 a unos 424 años luz. ^[74] RX J1856.5-3754 es miembro de un grupo cercano de estrellas de neutrones llamado Los Siete Magníficos . Otra estrella de neutrones cercana que fue detectada transitando el telón de fondo de la constelación de la Osa Menor ha sido apodada Calvera por sus descubridores canadienses y estadounidenses, en honor al villano de la película de 1960 Los Siete Magníficos . Este objeto que se mueve rápidamente fue descubierto utilizando el Catálogo de Fuentes Brillantes ROSAT .

Las estrellas de neutrones solo son detectables con tecnología moderna durante las primeras etapas de sus vidas (casi siempre menos de un millón de años) y son ampliamente superadas en número por las estrellas de neutrones más antiguas que solo serían detectables a través de su radiación de cuerpo negro y sus efectos gravitacionales sobre otras estrellas.

Sistemas binarios de estrellas de neutrones

Circinus X-1 : anillos de luz de rayos X de una estrella binaria de neutrones (24 de junio de 2015; Observatorio de rayos X Chandra )

Alrededor del 5% de todas las estrellas de neutrones conocidas son miembros de un sistema binario . La formación y evolución de estrellas de neutrones binarias ^[75] y estrellas de neutrones dobles ^[76] puede ser un proceso complejo. Se han observado estrellas de neutrones en sistemas binarios con estrellas ordinarias de la secuencia principal , gigantes rojas , enanas blancas u otras estrellas de neutrones. Según las teorías modernas de evolución binaria, se espera que las estrellas de neutrones también existan en sistemas binarios con compañeros de agujero negro. La fusión de sistemas binarios que contienen dos estrellas de neutrones, o una estrella de neutrones y un agujero negro, se ha observado a través de la emisión de ondas gravitacionales . ^{[77] [78]}

Sistemas binarios de rayos X

Los sistemas binarios que contienen estrellas de neutrones suelen emitir rayos X, que son emitidos por el gas caliente que cae hacia la superficie de la estrella de neutrones. La fuente del gas es la estrella compañera, cuyas capas externas pueden ser arrancadas por la fuerza gravitacional de la estrella de neutrones si las dos estrellas están lo suficientemente cerca. A medida que la estrella de neutrones acumula este gas, su masa puede aumentar; si se acumula suficiente masa, la estrella de neutrones puede colapsar y convertirse en un agujero negro. ^[79]

Fusiones binarias de estrellas de neutrones y nucleosíntesis

Cuatro instantáneas de una simulación por ordenador de la fusión de una estrella de neutrones. En el sentido de las agujas del reloj, desde la parte superior izquierda:

1. Las dos estrellas de neutrones hacen contacto inicial
2. Inmensas fuerzas de marea comienzan a perturbar las capas externas de las estrellas de neutrones.
3. Las estrellas de neutrones están completamente perturbadas por las mareas.
4. Se forma un agujero negro, rodeado por un disco de acreción.

Se observa que la distancia entre dos estrellas de neutrones en un sistema binario cercano se reduce a medida que se emiten ondas gravitacionales . ^[80] En última instancia, las estrellas de neutrones entrarán en contacto y se fusionarán. La coalescencia de estrellas de neutrones binarias es uno de los modelos principales para el origen de los estallidos cortos de rayos gamma . Una evidencia sólida de este modelo provino de la observación de una kilonova asociada con el estallido de rayos gamma de corta duración GRB 130603B, ^[81] y finalmente fue confirmada por la detección de la onda gravitacional GW170817 y el GRB corto 170817A por LIGO , Virgo y 70 observatorios que cubren el espectro electromagnético que observan el evento. ^{[82] [83] [84] [85]} Se cree que la luz emitida en la kilonova proviene de la desintegración radiactiva del material expulsado en la fusión de las dos estrellas de neutrones. La fusión crea momentáneamente un entorno de flujo de neutrones tan extremo que puede ocurrir el proceso r ; Esto, a diferencia de la nucleosíntesis de supernova , puede ser responsable de la producción de aproximadamente la mitad de los isótopos de los elementos químicos más allá del hierro . ^[86]

Planetas

Las estrellas de neutrones pueden albergar exoplanetas . Estos pueden ser originales, circumbinarios , capturados o el resultado de una segunda ronda de formación planetaria. Los púlsares también pueden despojar a una estrella de su atmósfera, dejando un remanente de masa planetaria, que puede entenderse como un planeta ctónico o un objeto estelar según la interpretación. En el caso de los púlsares, estos planetas púlsares se pueden detectar con el método de cronometraje de púlsares , que permite una alta precisión y la detección de planetas mucho más pequeños que con otros métodos. Se han confirmado definitivamente dos sistemas. Los primeros exoplanetas que se detectaron fueron los tres planetas Draugr, Poltergeist y Phobetor alrededor de PSR B1257+12 , descubiertos en 1992-1994. De ellos, Draugr es el exoplaneta más pequeño jamás detectado, con una masa del doble de la de la Luna. Otro sistema es PSR B1620−26 , donde un planeta circumbinario orbita un sistema binario de estrella de neutrones y enana blanca. Además, hay varios candidatos no confirmados. Los planetas pulsares reciben poca luz visible, pero enormes cantidades de radiación ionizante y viento estelar de alta energía, lo que los convierte en entornos bastante hostiles para la vida tal como se entiende actualmente.

Historia de los descubrimientos

La primera observación directa de una estrella de neutrones aislada en luz visible. La estrella de neutrones es RX J1856.5−3754.

En la reunión de la American Physical Society en diciembre de 1933 (las actas se publicaron en enero de 1934), Walter Baade y Fritz Zwicky propusieron la existencia de estrellas de neutrones, ^{[87] [d]} menos de dos años después del descubrimiento del neutrón por James Chadwick . ^[90] En la búsqueda de una explicación para el origen de una supernova , propusieron tentativamente que en las explosiones de supernova las estrellas ordinarias se convierten en estrellas que consisten en neutrones extremadamente compactos a los que llamaron estrellas de neutrones. Baade y Zwicky propusieron correctamente en ese momento que la liberación de la energía de enlace gravitacional de las estrellas de neutrones alimenta la supernova: "En el proceso de supernova, la masa en masa se aniquila". Se pensaba que las estrellas de neutrones eran demasiado débiles para ser detectables y se realizó poco trabajo sobre ellas hasta noviembre de 1967, cuando Franco Pacini señaló que si las estrellas de neutrones estuvieran girando y tuvieran grandes campos magnéticos, entonces se emitirían ondas electromagnéticas. Sin que él lo supiera, el radioastrónomo Antony Hewish y su estudiante de posgrado Jocelyn Bell en Cambridge detectaron poco después pulsos de radio de estrellas que ahora se cree que son estrellas de neutrones altamente magnetizadas y que giran rápidamente, conocidas como púlsares.

En 1965, Antony Hewish y Samuel Okoye descubrieron "una fuente inusual de alta temperatura de brillo de radio en la Nebulosa del Cangrejo ". ^[91] Esta fuente resultó ser el Púlsar del Cangrejo que resultó de la gran supernova de 1054 .

En 1967, Iosif Shklovsky examinó las observaciones ópticas y de rayos X de Scorpius X-1 y concluyó correctamente que la radiación proviene de una estrella de neutrones en la etapa de acreción . ^[92]

En 1967, Jocelyn Bell Burnell y Antony Hewish descubrieron pulsos de radio regulares provenientes de PSR B1919+21 . Este púlsar fue posteriormente interpretado como una estrella de neutrones aislada y rotatoria. La fuente de energía del púlsar es la energía rotacional de la estrella de neutrones. La mayoría de las estrellas de neutrones conocidas (alrededor de 2000, a partir de 2010) han sido descubiertas como púlsares, que emiten pulsos de radio regulares.

En 1968, Richard VE Lovelace y sus colaboradores descubrieron el período ms del púlsar del Cangrejo utilizando el Observatorio de Arecibo . ^{[93] [94]} Después de este descubrimiento, los científicos concluyeron que los púlsares eran estrellas de neutrones giratorias . ^{[95] Antes de eso, muchos científicos creían que los púlsares eran} enanas blancas pulsantes . ${\displaystyle P\!\approx 33}$

En 1971, Riccardo Giacconi , Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier y H. Tananbaum descubrieron pulsaciones de 4,8 segundos en una fuente de rayos X en la constelación de Centaurus , Cen X-3 . ^[96] Lo interpretaron como resultado de una estrella de neutrones caliente en rotación. La fuente de energía es gravitacional y resulta de una lluvia de gas que cae sobre la superficie de la estrella de neutrones desde una estrella compañera o el medio interestelar .

En 1974, Antony Hewish fue galardonado con el Premio Nobel de Física "por su papel decisivo en el descubrimiento de los púlsares" sin Jocelyn Bell , quien compartió el descubrimiento. ^[97]

En 1974, Joseph Taylor y Russell Hulse descubrieron el primer púlsar binario, PSR B1913+16 , que consiste en dos estrellas de neutrones (una de ellas vista como un púlsar) orbitando alrededor de su centro de masas. La teoría general de la relatividad de Albert Einstein predice que los objetos masivos en órbitas binarias cortas deberían emitir ondas gravitacionales y, por lo tanto, que su órbita debería decaer con el tiempo. Esto se observó, precisamente como predice la relatividad general, y en 1993, Taylor y Hulse recibieron el Premio Nobel de Física por este descubrimiento. ^[98]

En 1982, Don Backer y sus colegas descubrieron el primer púlsar de milisegundos, PSR B1937+21 . ^[99] Este objeto gira 642 veces por segundo, un valor que impuso restricciones fundamentales a la masa y el radio de las estrellas de neutrones. Posteriormente se descubrieron muchos púlsares de milisegundos, pero PSR B1937+21 siguió siendo el púlsar de giro más rápido conocido durante 24 años, hasta que se descubrió PSR J1748-2446ad (que gira ~716 veces por segundo).

En 2003, Marta Burgay y sus colegas descubrieron el primer sistema de doble estrella de neutrones donde ambos componentes son detectables como púlsares, PSR J0737−3039 . ^[100] El descubrimiento de este sistema permite un total de 5 pruebas diferentes de la relatividad general, algunas de ellas con una precisión sin precedentes.

En 2010, Paul Demorest y sus colegas midieron la masa del púlsar de milisegundos PSR J1614−2230, que resultó ser1,97 ± 0,04  M _☉ , utilizando el retardo de Shapiro . ^[101] Esto fue sustancialmente mayor que cualquier masa de estrella de neutrones medida previamente (1,67  M _☉ , ver PSR J1903+0327 ), y coloca fuertes restricciones en la composición interior de las estrellas de neutrones.

En 2013, John Antoniadis y sus colegas midieron la masa de PSR J0348+0432 y encontraron que2,01 ± 0,04  M _☉ , utilizando espectroscopia de enanas blancas. ^[102] Esto confirmó la existencia de tales estrellas masivas utilizando un método diferente. Además, esto permitió, por primera vez, una prueba de relatividad general utilizando una estrella de neutrones tan masiva.

En agosto de 2017, LIGO y Virgo detectaron por primera vez ondas gravitacionales producidas por la colisión de estrellas de neutrones ( GW170817 ), ^[103] lo que condujo a más descubrimientos sobre las estrellas de neutrones.

En octubre de 2018, los astrónomos informaron que GRB 150101B , un evento de explosión de rayos gamma detectado en 2015, puede estar directamente relacionado con el histórico GW170817 y asociado con la fusión de dos estrellas de neutrones . Las similitudes entre los dos eventos, en términos de emisiones de rayos gamma , ópticos y de rayos X, así como con la naturaleza de las galaxias anfitrionas asociadas , son "sorprendentes", lo que sugiere que los dos eventos separados pueden ser el resultado de la fusión de estrellas de neutrones, y ambos pueden ser una kilonova , que puede ser más común en el universo de lo que se creía anteriormente, según los investigadores. ^{[104] [105] [106] [107]}

En julio de 2019, los astrónomos informaron que se había propuesto un nuevo método para determinar la constante de Hubble y resolver la discrepancia de los métodos anteriores, basándose en las fusiones de pares de estrellas de neutrones, tras la detección de la fusión de estrellas de neutrones de GW170817. ^{[108] [109]} Su medición de la constante de Hubble es70.3+5,3
-5,0(km/s)/Mpc. ^[110]

Un estudio de 2020 realizado por el estudiante de doctorado de la Universidad de Southampton, Fabian Gittins, sugirió que las irregularidades de la superficie ("montañas") pueden tener solo fracciones de milímetro de altura (aproximadamente el 0,000003% del diámetro de la estrella de neutrones), cientos de veces más pequeñas de lo que se había predicho anteriormente, un resultado que tiene implicaciones para la no detección de ondas gravitacionales de estrellas de neutrones giratorias. ^{[55] [111] [112]}

Según un artículo de Science del 23 de febrero de 2024 , los astrónomos han identificado una estrella de neutrones en los restos de la explosión estelar de la supernova 1987A , tras 37 años intentando hacerlo, gracias al JWST . En un cambio de paradigma, los nuevos datos del JWST proporcionan la esquiva confirmación directa de la existencia de estrellas de neutrones en los restos de la supernova, así como una comprensión más profunda de los procesos que se producen en los restos de la SN 1987A. ^[113]

Subtipos

Diferentes tipos de estrellas de neutrones

Representaciones por computadora de una estrella de neutrones con un disco de acreción , con líneas de campo magnético proyectadas, que muestran ráfagas de potentes rayos X. Las simulaciones se tomaron de datos de 2017 de los observatorios NuSTAR y Swift de la NASA y XMM-Newton de la ESA.

Hay varios tipos de objetos que consisten en o contienen una estrella de neutrones:

• Estrella de neutrones aislada (INS): ^{[60] [63] [114] [115]} no en un sistema binario.
  • Pulsar propulsado por rotación (RPP o "radio pulsar"): ^[63] estrellas de neutrones que emiten pulsos de radiación dirigidos hacia nosotros a intervalos regulares (debido a sus fuertes campos magnéticos).
    • Transitorios de radio rotatorios (RRAT): ^[63] se cree que son púlsares que emiten de forma más esporádica y/o con una variabilidad pulso a pulso mayor que la mayoría de los púlsares conocidos.
  • Magnetar : estrella de neutrones con un campo magnético extremadamente fuerte (1000 veces más que una estrella de neutrones normal) y períodos de rotación largos (5 a 12 segundos).
    • Repetidor de gamma suave (SGR). ^[60]
    • Pulsar de rayos X anómalo (AXP). ^[60]
  • Estrellas de neutrones radio-silenciosas .
    • Estrellas de neutrones aisladas y tenues en rayos X. ^[63]
    • Objetos compactos centrales en remanentes de supernova (CCO en SNR): fuentes de rayos X jóvenes, no pulsantes y silenciosas en radio, que se cree que son estrellas de neutrones aisladas rodeadas de remanentes de supernova. ^[63]
• Púlsares de rayos X o "púlsares impulsados ​​por acreción": una clase de sistemas binarios de rayos X.
  • Púlsares binarios de rayos X de baja masa: una clase de sistemas binarios de rayos X de baja masa (LMXB), un púlsar con una estrella de secuencia principal, una enana blanca o una gigante roja.
    • Pulsar de milisegundos (MSP) ("pulsar reciclado").
      • "Pulsar Araña", un púlsar cuyo compañero es una estrella semidegenerada. ^[116]
        • Pulsar "Viuda Negra", un púlsar que cae dentro del "Púlsar Araña" si el compañero tiene una masa extremadamente baja (menos de 0,1  M _☉ ).
        • Pulsar "Redback", son si el compañero es más masivo.
      • Pulsar de submilisegundos. ^[117]
    • Explosión de rayos X : estrella de neutrones con un compañero binario de baja masa del cual se acumula materia, lo que produce explosiones irregulares de energía desde la superficie de la estrella de neutrones.
  • Púlsares binarios de rayos X de masa intermedia: una clase de sistemas binarios de rayos X de masa intermedia (IMXB), un púlsar con una estrella de masa intermedia.
  • Púlsares binarios de rayos X de alta masa: una clase de binarios de rayos X de alta masa (HMXB), un púlsar con una estrella masiva.
  • Púlsares binarios : un púlsar con un compañero binario , a menudo una enana blanca o una estrella de neutrones.
  • Terciario de rayos X (teorizado). ^[118]

También hay una serie de estrellas compactas teóricamente con propiedades similares que en realidad no son estrellas de neutrones.

• Estrella de protoneutones (PNS), ^[119] un objeto teórico de etapa intermedia que se enfría y se contrae para formar una estrella de neutrones o un agujero negro ^[120]
• Estrella exótica
  • Objeto de Thorne-Żytkow : actualmente una fusión hipotética de una estrella de neutrones en una estrella gigante roja.
  • Estrella de quarks : actualmente, un tipo hipotético de estrella de neutrones compuesta de materia de quarks o materia extraña . A fecha de 2018, existen tres candidatos.
  • Estrella electrodébil : actualmente, un tipo hipotético de estrella de neutrones extremadamente pesada, en la que los quarks se convierten en leptones mediante la fuerza electrodébil, pero el colapso gravitacional de la estrella de neutrones se evita mediante la presión de la radiación. A fecha de 2018, no hay evidencia de su existencia.
  • Estrella de preones : actualmente, un tipo hipotético de estrella de neutrones compuesta de materia de preones . A fecha de 2018, no hay evidencia de la existencia de preones .

Ejemplos de estrellas de neutrones

Concepción artística del planeta púlsar PSR B1257+12 C , con auroras brillantes

• Pulsar Viuda Negra : un pulsar de milisegundos que es muy masivo
• PSR J0952-0607 – la estrella de neutrones más pesada con2.35+0,17
  -0,17 M _☉ , un tipo de Pulsar Viuda Negra ^{[8] [121]}
• LGM-1 (ahora conocido como PSR B1919+21): el primer púlsar radioeléctrico reconocido. Fue descubierto por Jocelyn Bell Burnell en 1967.
• PSR B1257+12 (también conocida como Lich): la primera estrella de neutrones descubierta con planetas (un púlsar de milisegundos).
• PSR B1509−58 : fuente de la fotografía "Mano de Dios" tomada por el Observatorio de rayos X Chandra
• RX J1856.5−3754 – la estrella de neutrones más cercana
• Los Siete Magníficos : un grupo de estrellas de neutrones aisladas, tenues y cercanas en rayos X
• PSR J0348+0432 – la estrella de neutrones más masiva con una masa bien limitada,2,01 ± 0,04  M _☉
• SWIFT J1756.9-2508 : un púlsar de milisegundos con un compañero de tipo estelar con masa de rango planetario (por debajo de una enana marrón)
• Swift J1818.0-1607 : el magnetar más joven conocido

Galería

• Estrellas de neutrones que contienen 500.000 masas terrestres en una esfera de 25 kilómetros (16 millas) de diámetro
• Estrellas de neutrones en colisión
• Colisión de estrellas de neutrones
• 
  Impresión artística de una estrella de neutrones que desvía la luz.

Véase también

• IRAS 00500+6713 (en 10.000 años)
• Fusión de estrellas de neutrones
• Las estrellas de neutrones en la ficción
  • Estrellas en la ficción § Estrellas de neutrones
• Neutronio
• Estrella de Planck
• Materia preónica degenerada
• Transitorio de radio rotatorio

Notas

1. 3,7 × 10 ¹⁷  kg/m ³ se deriva de la masa2,68 × 10 ³⁰  kg / volumen de una estrella de radio 12 km;5,9 × 10 ¹⁷  kg/m ³ se deriva de la masa4,2 × 10 ³⁰  kg por volumen de radio estelar 11,9 km
2. La densidad media de material en una estrella de neutrones de radio 10 km es1,1 × 10 ¹²  kg/cm ³ . Por lo tanto, 5 ml de dicho material son5,5 × 10 ¹²  kg , o 5.500.000.000 de toneladas métricas . Esto es aproximadamente 15 veces la masa total de la población humana mundial. Alternativamente, 5 ml de una estrella de neutrones de un radio de 20 km (densidad media)8,35 × 10 ¹⁰  kg/cm ³ ) tiene una masa de aproximadamente 400 millones de toneladas métricas, o aproximadamente la masa de todos los humanos. El campo gravitatorio es de aprox.2 × 10 ¹¹ g o aprox.2 × 10 ¹² N/kg. El peso de la Luna se calcula en 1 g .
3. La densidad de energía magnética para un campo B es U = μ B ² ⁄ 2 . ^[44] Sustituyendo B =10 ⁸  T , obtenemos U =4 × 10 ²¹  J/m ³ . Dividiendo por c ² se obtiene la densidad de masa equivalente de44 500  kg/m ³ , lo que supera la densidad de presión y temperatura estándar de todos los materiales conocidos. Comparar con22 590  kg/m ³ para el osmio , el elemento estable más denso.
4. Incluso antes del descubrimiento del neutrón, en 1931, las estrellas de neutrones fueron anticipadas por Lev Landau , quien escribió sobre estrellas donde "los núcleos atómicos entran en estrecho contacto, formando un núcleo gigantesco". ^[88] Sin embargo, la opinión generalizada de que Landau predijo las estrellas de neutrones resulta ser errónea. ^[89]

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    −0,06× 10 ⁵  K con un nivel de confianza de 2𝜎 (95%); consulte §4, Fig. 6 en su artículo para obtener más detalles.
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