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 densos hipotéticos. Todos los objetos compactos tienen una masa alta en relación con su radio, lo que les da una densidad muy alta , en comparación con la materia atómica ordinaria .
Los objetos compactos son a menudo los puntos finales de la evolución estelar y, en este sentido, también se denominan remanentes estelares . El estado y el tipo de un remanente estelar dependen 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 llamarse estrella degenerada .
En junio de 2020, los astrónomos informaron haber identificado la fuente de las ráfagas rápidas de radio (FRB), que ahora podrían incluir de manera plausible "fusiones de objetos compactos y magnetares que surgen de supernovas de colapso de núcleo normal ". [1] [2]
El punto final habitual de la evolución estelar es la formación de una estrella compacta.
Todas las estrellas activas llegarán a un punto en su evolución en el que la presión de la radiación emitida por las fusiones nucleares en su interior ya no podrá resistir las fuerzas gravitacionales siempre presentes. Cuando esto sucede, la estrella colapsa bajo su propio peso y experimenta 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 producen energía interna, pero, con excepción de los agujeros negros, suelen irradiar durante millones de años con el exceso de calor que queda del propio colapso. [3]
Según los conocimientos más recientes, las estrellas compactas también podrían formarse durante las separaciones de fases del Universo temprano después del Big Bang . [4] Los orígenes primordiales de los objetos compactos conocidos no se han determinado con certeza.
Aunque los objetos compactos pueden radiar y, por lo tanto, enfriarse y perder energía, no dependen de altas temperaturas para mantener su estructura, como lo hacen las estrellas ordinarias. Salvo perturbaciones externas y la desintegración de protones , pueden persistir prácticamente para siempre. Sin embargo, generalmente se cree que los agujeros negros finalmente se evaporan por la radiación de Hawking después de billones de años. Según nuestros modelos estándar actuales de cosmología física , todas las estrellas eventualmente evolucionarán hacia estrellas compactas frías y oscuras, para 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 este uso es menos común. Existe una notable variedad de estrellas y otros cúmulos de materia caliente, pero toda la materia del Universo debe terminar eventualmente 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 lo tanto, son muy calientes cuando se forman. A medida que se enfrían, se enrojecen y se oscurecen hasta que finalmente se convierten 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 si se añade más masa, el objeto será más pequeño. Si se sigue añadiendo masa a lo que comienza siendo una enana blanca, el objeto se encoge y la densidad central se hace aún mayor, con mayores energías de electrones degenerados. Una vez que la masa de la estrella degenerada haya crecido lo suficiente como para que su radio se haya reducido a solo unos pocos miles de kilómetros, la masa se estará acercando al límite de Chandrasekhar , el límite superior teórico de la masa de una enana blanca, aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol ( M ☉ ).
Si se extrajera materia del centro de una enana blanca y se comprimiera lentamente, los electrones se verían obligados primero a combinarse con los núcleos, cambiando sus protones a neutrones por desintegración beta inversa . El equilibrio se desplazaría hacia núcleos más pesados y ricos en neutrones que no son estables a 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 no ligados. Si se comprimiera aún más, eventualmente llegaría a un punto en el que la materia estaría en el orden de la densidad de un núcleo atómico – aproximadamente 2 × 1017 kg/m 3 . A esa densidad, la materia estaría formada principalmente por 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 sobre el 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 hace que la estrella colapse. Si el centro de la estrella está compuesto principalmente de carbono y oxígeno, entonces tal colapso gravitacional encenderá la fusión descontrolada del carbono y el oxígeno, lo que resultará en una supernova de tipo Ia que destruirá por completo la estrella antes de que el colapso pueda volverse irreversible. Si el centro está compuesto principalmente de magnesio o elementos más pesados, el colapso continúa. [5] [6] [7] A medida que aumenta aún más la densidad, 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 encoge en tres órdenes de magnitud , a un radio 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 , las estrellas de neutrones fueron propuestas por Baade y Zwicky en 1933, solo 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 a una estrella de neutrones liberaría una gran cantidad de energía potencial gravitatoria , proporcionando una posible explicación para las supernovas . [8] [9] [10] Esta es la explicación de las supernovas de los tipos Ib, Ic y II . Tales 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 ayudar a una estrella de neutrones a evitar el colapso. Además, las interacciones repulsivas neutrón-neutrón [ cita requerida ] 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 sucede a continuación no está completamente 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 cuestión de milisegundos. La velocidad de escape en la superficie, que ya es al menos 1 ⁄ 3 de la velocidad de la luz, alcanza rápidamente la velocidad de la luz. En ese punto, no puede escapar energía ni materia y se ha formado un agujero negro . Debido a que toda la luz y la materia están atrapadas dentro de un horizonte de sucesos , un agujero negro parece realmente 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 ocupa más que un punto . Puede haber una nueva parada del catastrófico colapso gravitacional en un tamaño comparable a la longitud de Planck , pero en estas longitudes no hay ninguna teoría de la gravedad conocida que prediga lo que sucederá. Agregar cualquier masa adicional al agujero negro hará que el radio del horizonte de sucesos 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 ningún cambio cualitativo adicional en la estructura asociado con cualquier aumento de masa.
Una estrella exótica es una estrella compacta hipotética compuesta de algo distinto a electrones , protones y neutrones, que se equilibra contra el colapso gravitacional mediante la presión de degeneración u otras propiedades cuánticas. Entre ellas se incluyen las estrellas extrañas (compuestas de materia extraña ) y las más especulativas estrellas preónicas (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 estrellas extrañas candidatas, designadas RX J1856.5-3754 y 3C58 , que anteriormente se había pensado que eran estrellas de neutrones. Según las leyes conocidas de la física, las primeras parecían mucho más pequeñas y las segundas mucho más frías de lo que deberían, lo que sugiere que están compuestas de material más denso que el neutronio . Sin embargo, estas observaciones son recibidas con escepticismo por los investigadores que dicen que los resultados no fueron concluyentes. [ cita requerida ]
Si los neutrones se comprimen lo suficiente a una temperatura alta, se descompondrán en sus componentes quarks , 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 le añada más masa. Se ha convertido, hasta cierto punto, en un nucleón muy grande . Una estrella en este estado hipotético se llama " estrella de quarks " o, más específicamente, "estrella extraña". El púlsar 3C58 ha sido sugerido como una posible estrella de quarks. Se cree que la mayoría de las estrellas de neutrones tienen un núcleo de materia de quarks, pero esto ha resultado difícil de determinar mediante observaciones. [ cita requerida ]
Una estrella de preones es un tipo propuesto de estrella compacta formada por preones , un grupo de partículas subatómicas hipotéticas . Se esperaría que las estrellas de preones tuvieran densidades enormes , superiores a 10 23 kilogramos por metro cúbico, intermedias entre las estrellas de quarks y los agujeros negros. Las estrellas de preones podrían originarse a partir de explosiones de supernovas o del Big Bang ; sin embargo, las observaciones actuales de aceleradores de partículas hablan en contra de la existencia de preones. [ cita requerida ]
Las estrellas Q son estrellas de neutrones hipotéticas, compactas y más pesadas, con un estado exótico de la materia en el que se conserva el número de partículas y cuyo radio es inferior a 1,5 veces el radio de Schwarzschild correspondiente . Las estrellas Q también se denominan "agujeros grises".
Una estrella electrodébil es un tipo teórico de estrella exótica, en el 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 aproximadamente del tamaño de una manzana , que contiene alrededor de dos masas terrestres. [12]
Una estrella de bosones 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. A fecha de 2016 no hay evidencia significativa de que exista una estrella de este tipo. Sin embargo, puede ser posible detectarlas mediante la radiación gravitatoria emitida por un par de estrellas de bosones en co-orbitación. [13] [14]
Basándose 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. observaron que la existencia de 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. Comparando con otros enfoques, se encontró que los radios de las estrellas compactas deberían ser más pequeños y que el aumento de la energía disminuye los radios de las estrellas compactas.
