Girando a 707 veces por segundo, la estrella colapsada, una de las estrellas de neutrones que giran más rápido en la Vía Láctea, se desgarró y consumió toda la masa de su compañero estelar. Observado hasta la fecha.
Imagen de un neutrón girando
Una estrella de neutrones en rotación hace oscilar periódicamente sus haces de radio (verde) y rayos gamma (magenta) más allá de la Tierra en la vista de este artista de un púlsar viuda negra. La estrella de neutrones/púlsar calienta el lado opuesto de su compañera estelar (derecha) al doble de la temperatura de la superficie del Sol y se evapora lentamente. (Crédito de la imagen: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA)
Pesar esta estrella de neutrones de alto rango, que es 2,35 veces más masiva que el Sol, ayuda a los astrónomos a comprender el extraño estado cuántico dentro de este material denso. Un agujero negro.
«Sabemos cómo se comporta la materia a densidades nucleares similares al núcleo de un átomo de uranio», dijo Alex Filippenko, distinguido profesor de astronomía en la Universidad de California, Berkeley. «Una estrella de neutrones es como un núcleo gigante, pero si tienes una masa solar y media, que es alrededor de 500.000 núcleos de la masa de la Tierra, todos pegados, no está claro cómo funcionan».
El profesor de astrofísica de la Universidad de Stanford, Roger W. Romany, las estrellas de neutrones son tan densas (1 pulgada cúbica pesa más de 10 mil millones de toneladas) que sus núcleos son la materia más densa en un universo sin agujeros negros, tan ocultos que sus horizontes de eventos son imposibles de sondear. La estrella de neutrones, un púlsar designado como PSR J0952-0607, es por lo tanto el objeto más denso a la vista de la Tierra.
La medición de la masa de la estrella de neutrones fue posible gracias a la extrema sensibilidad del telescopio Keck I de 10 metros en Mauna Kea, Hawái, que pudo registrar el espectro de luz visible de una estrella compañera brillante, ahora reducida. El tamaño de un planeta gaseoso gigante. Las estrellas están a 3.000 años luz de la Tierra en dirección a la constelación de Sexton.
Descubierto en 2017, el PSR J0952-0607 se conoce como púlsar de «viuda negra», una analogía de la tendencia de las arañas viudas negras hembra a consumir cantidades muy pequeñas de esperma después del apareamiento. Filippenko y Romani han estado estudiando los sistemas de la viuda negra durante más de una década, con la esperanza de establecer un límite superior sobre cómo pueden crecer las estrellas de neutrones/púlsares masivos.
«Al combinar esta medida con las medidas de varias viudas negras, mostramos que las estrellas de neutrones deben alcanzar al menos 2,35 más o menos 0,17 masas solares», dijo Romani.
Profesor de Física en la Escuela de Humanidades y Ciencias de Stanford y miembro del Instituto Kavli de Astrofísica y Cosmología de Partículas. «A su vez, esto proporciona algunas restricciones fuertes sobre las propiedades de la materia en múltiplos de la densidad que se encuentra en los núcleos. De hecho, muchos modelos populares de física de la materia densa quedan descartados por este resultado».
2.35 Si las masas solares están cerca del límite superior de las estrellas de neutrones, el interior puede ser una sopa de neutrones y quarks arriba y abajo (componentes de protones y neutrones ordinarios), pero no materia exótica. Los quarks o kaones «exóticos» son partículas que contienen un quark impar.
«La alta masa máxima de las estrellas de neutrones sugiere que es una mezcla de núcleos y sus quarks superior e inferior disueltos», dijo Romani. «Esto excluye muchas posiciones propuestas del objeto, particularmente aquellas con una estructura interna atractiva».
Romani, Filippenko y el estudiante graduado de Stanford Dinesh Khandel son coautores de un artículo que detalla los resultados del equipo, publicado por The Astrophysical Journal Letters.
¿Qué tan grandes pueden crecer?
Cuando una estrella con un núcleo mayor a 1,4 masas solares colapsa al final de su vida, forma un material denso y compacto, bajo una presión tan alta que todos los átomos se aplastan para formar un mar de neutrones. y sus constituyentes subatómicos, los quarks. Estas estrellas de neutrones nacen girando y, aunque son demasiado débiles para verse en luz visible, se manifiestan como púlsares, haces de luz (ondas de radio, rayos X o incluso rayos gamma) que irradian mientras orbitan la Tierra. La viga de un faro.
Los púlsares «normales» giran y parpadean una vez por segundo, en promedio, una velocidad que se explica fácilmente por la rotación normal de una estrella antes de colapsar. Pero algunos púlsares se repiten cientos o incluso 1000 veces por segundo, lo cual es difícil de explicar a menos que el material caiga sobre la estrella de neutrones y la haga girar. Pero para algunos púlsares de milisegundos, no se conoce ningún compañero.
Una posible explicación para los púlsares de milisegundos aislados es que cada uno tuvo un compañero, pero nunca llegó a nada.
«El camino de la evolución es absolutamente fascinante. El doble signo de exclamación”, dijo Filippenko. «A medida que la estrella compañera comienza a evolucionar y se convierte en una gigante roja, el material se difunde en la estrella de neutrones, que hace girar a la estrella de neutrones. Al girar, ahora está increíblemente energizado y un viento de partículas comienza a emerger de la estrella de neutrones. Luego, ese viento golpea la estrella donante y comienza a eliminar material y, con el tiempo, la masa de la estrella donante se reduce a la de un planeta y, si pasa demasiado tiempo, desaparece por completo. Por lo tanto, se pueden crear púlsares discretos de milisegundos. Para empezar, no todos eran solteros, se suponía que eran un par binario, pero gradualmente dejaron a sus compañeros y ahora están solteros.
El púlsar PSR J0952-0607 y su tenue estrella compañera respaldan esta historia de origen de los púlsares de milisegundos.
«Estos objetos parecidos a planetas son gotitas de estrellas normales que han contribuido con masa y momento angular, haciendo girar a sus púlsares compañeros durante milisegundos y aumentando su masa en el proceso», dijo Romani.
«En un caso de ingratitud cósmica, el púlsar de la viuda negra, después de haber tragado la mayor parte de su compañero, ahora está calentando y vaporizando al compañero a masas planetarias y tal vez a la destrucción total», dijo Filippenko.
Los púlsares de araña incluyen redbacks y titerans
Detectar púlsares de viuda negra, en los que el compañero es pequeño pero no demasiado pequeño para detectarlo, es una de las pocas formas de pesar estrellas de neutrones. En el caso de este sistema binario, la estrella compañera, que ahora tiene solo 20 veces la masa de Júpiter, está deformada por la masa de la estrella de neutrones y está bloqueada por ondas, al igual que nuestra luna está bloqueada en órbita, por lo que solo vemos una. . página. El lado que mira hacia la estrella de neutrones se calienta a unos 6.200 Kelvin, o 10.700 grados Fahrenheit, un poco más caliente que nuestro Sol y lo suficientemente brillante como para ver a través de un telescopio grande.
Filippenko y Romani han rotado el telescopio Keck I en PSR J0952-0607 seis veces en los últimos cuatro años, capturando cada vez al débil compañero en puntos específicos de su órbita de 6,4 horas en fragmentos de 15 minutos con un espectrómetro de imágenes de baja resolución. Pulsar’s. Al comparar los espectros con los de estrellas similares al Sol, fue posible medir la velocidad orbital de la estrella compañera y calcular la masa de la estrella de neutrones.
Filippenko y Romani han estudiado alrededor de una docena de sistemas de viudas negras hasta el momento, aunque solo seis estrellas tienen compañeras lo suficientemente brillantes para calcular su masa. Todas las estrellas de neutrones menos masivas que el púlsar PSR J0952-060. Quieren estudiar más púlsares de viuda negra y sus parientes: los púlsares de espalda roja, llamados así por el equivalente australiano de los púlsares de viuda negra, que tienen compañeros de una décima parte del tamaño del Sol; Después de un primo de la araña viuda negra, que Romani llamó Titerans, una centésima parte de la masa solar sería un compañero. El macho de esta especie, Tidarren sisyphoides, tiene un 1% del tamaño de la hembra.
“Podemos seguir buscando viudas negras y estrellas de neutrones que se deslicen más cerca del borde del agujero negro. Pero si no encontramos nada, eso refuerza el argumento de que 2,3 masas solares es el límite real, más allá del cual se vuelven negros. agujeros», dijo Filippenko.
«Esto está justo en el límite de lo que puede hacer el telescopio Keck, por lo que salvo condiciones de observación fantásticas, ajustar la medición de PSR J0952-0607 espera la era del telescopio de 30 metros», agregó Romani.
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