Esta impresión artística ilustra la fusión de dos estrellas de neutrones, que produce un evento notablemente breve (de 1 a 2 segundos), pero intensamente poderoso, conocido como breve estallido de rayos gamma. La explosión correspondiente, conocida como kilonova, también forja los elementos más pesados del Universo, como el oro y el platino. Observaciones recientes han descubierto que algunas de estas explosiones, en lugar de ocurrir en la inmensidad del espacio intergaláctico como se sugirió inicialmente, en realidad ocurren en galaxias no descubiertas previamente en el Universo muy distante, a hasta 10 mil millones de años luz de distancia. Los dos telescopios Gemini de NOIRLabs contribuyeron decisivamente a realizar este descubrimiento. Crédito de la imagen: NOIRLab / NSF / AURA / J. da Silva/Spaceengine
La masa de una estrella determina su destino final cuando envejece y muere. Muchas estrellas supermasivas serán estrellas de neutrones en el futuro. Sin embargo, ¿qué tan grande pueden ser sus estrellas de neutrones? Se propusieron responder esta pregunta al profesor Fan Yizhong y su equipo del Observatorio de Purple Mountain (China).
La masa de una estrella de neutrones no giratoria es limitada a 2,25 masas solares. Si fuera más grande, se enfrentaría a una suerte mucho más desafortunada: convertirse en un agujero negro. El equipo de Purple Mountain investigó el llamado límite de Oppenheimer para descubrirlo. Se trata de la masa gravitatoria crítica (MTOV, por sus siglas en inglés) de un objeto masivo. Si una estrella de neutrones se mantiene por debajo del límite de Oppenheimer, permanecerá en ese estado. Su masa aumentará y se convertirá en un agujero negro.
Comprender el mecanismo de una estrella de neutrones.
Por lo tanto, ¿por qué calcular la masa máxima de una estrella de neutrones? El límite de Oppenheimer para estos objetos tiene repercusiones en la astrofísica y la física nuclear. En esencia, indica que es posible que los científicos llamen a los agujeros negros «más ligeros» a objetos compactos con masas mayores a 2,25 masas solares. Es probable que esos objetos existan en un rango de 2,5 a 3 masas solares.
Todo depende de cómo envejecen las estrellas. Todas las cosas dependen de su masa inicial. Por ejemplo, como una enana amarilla de masa baja, nuestro Sol durará más de 10.000 millones de años para completar todo su ciclo vital. Tiene unos 4.500 millones de años ahora. El núcleo se calentará a medida que envejece porque consume elementos más pesados. Esto acelerará su expansión, lo que llevará al Sol a convertirse en una gigante roja y desprender sus capas exteriores dentro de aproximadamente 5.000 millones de años. Se encogerá hasta convertirse en una enana blanca al final. Aunque algunas enanas blancas pueden ser ligeramente más masivas, este diminuto objeto contendrá menos de la masa del Sol.
¿Cuál es el proceso de formación de una estrella de neutrones?
Aunque las estrellas mucho más masivas que el Sol realizan el mismo ciclo, su vida termina en explosiones de supernova. El resto se transforma en un agujero negro. Si no hay suficiente masa después de la explosión, el resto se transforma en una estrella de neutrones. Por lo tanto, hay una fina línea entre ella y un agujero negro. El límite de Oppenheimer se encuentra en esa línea.
Las estrellas de neutrones son generadas por estrellas de 8 a 25 masas solares. Los restos extraños están conectados por algo llamado «presión de degeneración de neutrones». Después de la explosión de una supernova, el núcleo restante de la estrella se comprime. Sin embargo, los neutrones y protones de los núcleos atómicos del núcleo ya no pueden comprimirse más debido a su fuerte unión. Por lo tanto, el sistema entra en un equilibrio extraño. La estrella de neutrones que surge en ese momento se acerca al límite de Oppenheimer. El objeto supera el límite cuando gana o tiene más masa. La consecuencia es un agujero negro.
Establecer el límite de Oppenheimer para estrellas de neutrones.
El grupo del Profesor Fan buscó un valor más preciso del Límite de Oppenheimer. Para lograrlo, utilizaron datos de observaciones realizadas por el Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferómetro Láser (LIGO) y el detector de ondas gravitacionales VIRGO, así como un instrumento a bordo de la Estación Espacial Internacional llamado Misión Exploradora de la Composición Interior de Estrellas de Neutrones (NICER). Los efectos de las colisiones de estrellas de neutrones y los encuentros entre estrellas de neutrones y agujeros negros son observados en estas y otras misiones. En particular, NICER investiga la cronología de las emisiones de rayos X en las estrellas de neutrones y busca una respuesta a la pregunta: ¿Cuál es el tamaño de una estrella de neutrones? Los astrónomos pueden comprender mejor la formación y la materia exótica de las estrellas de neutrones al conocer su tamaño y masa.
El equipo agregó datos sobre el límite máximo de masa, que es el nivel más alto de masa que puede tener una estrella de neutrones, deducidos de la distribución de estos objetos. Utilizaron modelos de ecuaciones de estado en su trabajo. La ecuación de estado examina principalmente el estado de la materia en la estrella de neutrones (y el agujero negro), mientras que los modelos describen los parámetros bajo los que existe (presión, volumen y temperatura). Su investigación no solo revela que la masa de la estrella de neutrones superaría las 2,5 masas solares, sino que también indica que su radio sería de aproximadamente 11,9 kilómetros.
Otras consecuencias.
El trabajo también plantea algunas preguntas bastante fascinantes sobre la cosmología, especialmente sobre la Constante de Hubble. Es el valor que se le da a la velocidad a la que se expande el universo. La velocidad promedio por megaparsec es de aproximadamente 70 kilómetros por segundo (alrededor de 2,2 km/seg/Mpc). Los métodos utilizados por los astrónomos para calcular las cifras son determinantes.
Según la investigación del equipo de Fan, el límite de masa de las estrellas de neutrones detectadas por ondas gravitacionales debería coincidir con el MTOV. Con el desplazamiento al rojo, esto no cambia. El límite de masa del Límite de Oppenheimer está relacionado tanto con la masa del objeto desplazada al rojo como con su desplazamiento al rojo. El modelo cosmológico y la distancia de luminosidad lo predicen. Esto ofrece una nueva forma de evaluar el modelo cosmológico fundamental del Universo. El modelo actual comienza con la explosión, la inflación y el crecimiento. Además, incluye la distribución de toda la materia (incluida la materia bariónica y oscura) e incorpora la energía oscura.
REFERENCIAS
Maximum gravitational mass inferred at about 3% precision with multimessenger data of neutron stars. Physical Review D: https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.109.043052
Maximum gravitational mass inferred at about 3% precision with multimessenger data of neutron stars. arXiv: https://arxiv.org/abs/2309.12644
