Astronomía

Estrella de neutrones, proceso de envejecimiento

Estrella de neutrones, proceso de envejecimiento

¿Hay alguna información sobre el futuro de la estrella de neutrones? Lo que me interesa es lo que le pasa a medida que pasa el tiempo. Digamos mil millones de años. ¿Seguiría siendo una estrella de neutrones? ¿Colapsaría en un agujero negro? ¿Se disiparía simplemente?


Una estrella de neutrones recién formada se enfría (a través de la emisión de neutrinos) a una configuración eficaz de "temperatura cero" en unos pocos minutos.

Lo que se quiere decir con eso es que se contrae a un radio donde la separación entre sus neutrones es tan pequeña que la presión de degeneración de neutrones y la presión asociada con la repulsión mutua entre neutrones (de la fuerza nuclear fuerte) se vuelve lo suficientemente grande como para soportar la estrella, y dado que ninguno de estos depende de la temperatura, la estrella puede continuar enfriándose sin ningún cambio en el radio. En otras palabras, el radio que tiene cuando está a una temperatura interior de $ 10 ^ {10} $ K (y una temperatura superficial de aproximadamente $ 10 ^ {8} $ K), unos minutos después de la formación, y el radio que tiene para cualquier temperatura más fría son esencialmente las mismas. De ahí las estrellas de neutrones no hacer contraerse, volverse más denso y colapsar en agujeros negros a medida que se enfrían.

Una estrella de neutrones se enfría durante el primer millón de años por varios mecanismos de emisión de neutrinos en el interior. A partir de entonces, a una temperatura de la superficie de aproximadamente 100.000 grados, el enfriamiento dominante es la radiación de la superficie, que luego avanza en escalas de tiempo de solo millones de años. Se cree que la estrella de neutrones se vuelve más y más fría (NB nunca se han observado estrellas de neutrones frías y viejas, pero son tan pequeñas y tan débiles a bajas temperaturas que nunca podrían encontrarse con la tecnología actual, pero debería haber aproximadamente mil millones de ellos en nuestra Galaxia).

El futuro de la estrella de neutrones será, por tanto, una ceniza que se desvanece. La gran mayoría de los mil millones de estrellas de neutrones que se cree que existen en nuestra galaxia están probablemente a temperaturas de alrededor de 1000-10,000 grados, y probablemente se mantengan a esa temperatura por la acreción de pequeña cantidades de gas del medio interestelar. También pueden recalentarse por disipación óhmica de sus campos magnéticos o disipación viscosa de su energía cinética rotacional.

Ahora bien, es posible que si una estrella de neutrones acumulara suficiente material, en algún momento en el futuro podría exceder la masa máxima posible para una estrella de neutrones y convertirse en un agujero negro. Pero la mayoría de las estrellas de neutrones parecen nacer en masas muy por debajo de este límite y probablemente se necesitarían muchas vidas de galaxias para acumular suficiente material para que hagan esa transición. Las estrellas de neutrones nacidas en sistemas binarios pueden experimentar una acreción más rápida. Esta acumulación se observa (en rayos X) y podría resultar en la formación de agujeros negros en escalas de tiempo más cortas.


La astronomía de mensajeros múltiples ofrece nuevas estimaciones del tamaño de las estrellas de neutrones y la expansión del universo

Una combinación de medidas astrofísicas ha permitido a los investigadores establecer nuevas restricciones en el radio de una estrella de neutrones típica y proporcionar un cálculo novedoso de la constante de Hubble que indica la velocidad a la que se expande el universo.

"Estudiamos señales que provenían de varias fuentes, por ejemplo, recientemente observadas fusiones de estrellas de neutrones", dijo Ingo Tews, teórico del grupo de Física Nuclear y de Partículas, Astrofísica y Cosmología del Laboratorio Nacional de Los Alamos, quien trabajó con una colaboración internacional de investigadores. sobre el análisis que aparecerá en la revista Ciencias el 18 de diciembre. "Analizamos conjuntamente las señales de ondas gravitacionales y las emisiones electromagnéticas de las fusiones, y las combinamos con mediciones de masa anteriores de púlsares o resultados recientes del Explorador de composición interior de estrellas de neutrones de la NASA. Encontramos que el radio de una estrella de neutrones típica es unos 11,75 kilómetros y la constante de Hubble es de aproximadamente 66,2 kilómetros por segundo por megaparsec ".

La combinación de señales para obtener información sobre fenómenos astrofísicos distantes se conoce en el campo como astronomía de múltiples mensajeros. En este caso, el análisis de múltiples mensajeros de los investigadores les permitió restringir la incertidumbre de su estimación de los radios de las estrellas de neutrones a 800 metros.

Su enfoque novedoso para medir la constante de Hubble contribuye a un debate que ha surgido de otras determinaciones competitivas de la expansión del universo. Las mediciones basadas en observaciones de estrellas en explosión conocidas como supernovas están actualmente en desacuerdo con las que provienen de observar el Fondo Cósmico de Microondas (CMB), que es esencialmente la energía sobrante del Big Bang. Las incertidumbres en el nuevo cálculo de Hubble multimessenger son demasiado grandes para resolver definitivamente el desacuerdo, pero la medición apoya ligeramente más el enfoque de CMB.

El papel científico principal de Tews en el estudio fue proporcionar la información de los cálculos de la teoría nuclear que son el punto de partida del análisis. Sus siete colaboradores en el artículo comprenden un equipo internacional de científicos de Alemania, los Países Bajos, Suecia, Francia y los Estados Unidos.


Estrella de neutrones, proceso de envejecimiento - Astronomía

Las estrellas de neutrones magnéticos aislados se consideran al final de la fase de emisión de púlsar coherente cuando la acumulación del medio interestelar se vuelve importante pero la rotación afecta la dinámica de entrada. Cuando la aceleración centrífuga en el radio de Alfven excede la gravitacional, se espera que tenga lugar un proceso de acumulación de materia, produciendo la compresión del límite magnetosférico. La caída de materia rápida a la superficie de la estrella de neutrones ocurre cuando la densidad de energía gravitacional ha aumentado con el tiempo para superar la barrera centrífuga. Se estiman los tiempos de recurrencia, y se sugiere que la estrella de neutrones envejecida puede experimentar acreción con un comportamiento intermitente o cuasi cíclico al pasar de la fase de púlsar de radio aislada a una acreción estable en reposo durante la vida útil de la galaxia. Se prevé un proceso análogo de acumulación de energía magnetodipolar y se propone que se pueda formar un chorro relativista. Aunque en escalas energéticas mucho más modestas, la imagen tiene cierto parecido con el modelo de caldero de SS 433. Se discuten brevemente las consecuencias para la detectabilidad de viejas estrellas de neutrones aisladas.


La alquimia de la fusión de estrellas de neutrones

Crédito: CC0 Public Domain

Por primera vez, los astrónomos han identificado un elemento químico recién formado por la fusión de dos estrellas de neutrones. Se considera que el mecanismo subyacente, llamado proceso r, también conocido como captura rápida de neutrones, es el origen de grandes cantidades de elementos más pesados ​​que el hierro.

Este descubrimiento arroja nueva luz sobre el misterio de los entornos en los que tiene lugar este proceso r. El equipo de astrónomos, que también incluye a científicos de FAIR y GSI, ha demostrado inequívocamente que la fusión de dos estrellas de neutrones crea las condiciones para este proceso y actúa como un reactor en el que se reproducen nuevos elementos.

El origen de elementos pesados ​​como el oro, el plomo y el uranio aún no se ha aclarado por completo. Los elementos más ligeros, hidrógeno y helio, ya se formaron en cantidades significativas con el Big Bang. La fusión nuclear en los núcleos de las estrellas también es una fuente bien establecida de átomos en el rango de masa del helio al hierro.

Para la producción de átomos más pesados, los científicos sospechan de un proceso que une neutrones libres a bloques de construcción ya existentes. La variante rápida de este mecanismo es el llamado proceso r (r significa rápido) o captura rápida de neutrones. En la actualidad, se están llevando a cabo investigaciones para determinar qué objetos podrían ser sitios donde tiene lugar esta reacción. Los posibles candidatos hasta ahora son un tipo raro de explosiones de supernovas y la fusión de densos remanentes estelares como estrellas de neutrones binarios.

Se forman grandes cantidades de estroncio en menos de un segundo

Un grupo internacional de astrónomos con la participación sustancial de Camilla Juul Hansen del Instituto Max Planck de Astronomía (MPIA) en Heidelberg ha descubierto ahora la firma del elemento estroncio, que se formó por el proceso r durante una fusión explosiva de dos estrellas de neutrones. . Con un promedio de 88 nucleones, de los cuales 38 son protones, es más pesado que el hierro.

La profesora Almudena Arcones y el Privatdozent Andreas Bauswein también participaron en la publicación en la revista científica Nature. Además de sus actividades en el departamento de investigación de física teórica de FAIR y GSI, también están activos en la Universidad Técnica de Darmstadt y en la Universidad de Heidelberg, ambas universidades asociadas de FAIR y GSI. Proporcionaron estimaciones valiosas para la publicación. El proceso y las características del proceso r se encuentran entre las cuestiones de investigación importantes que se investigarán en la futura instalación de aceleración FAIR que se está construyendo actualmente en Darmstadt.

La fusión explosiva produjo una furiosa capa de expansión que se movía con un 20% a un 30% de la velocidad de la luz. Consiste en materia recién formada, de la cual el estroncio solo equivale a unas cinco masas terrestres (1 masa terrestre = 6 · 1024 kg). Por lo tanto, por primera vez, los investigadores proporcionan una clara evidencia de que tal colisión proporciona las condiciones para el proceso r en el que se forman los elementos pesados. Además, esta es la primera confirmación empírica de que las estrellas de neutrones están formadas por neutrones.

El proceso r es realmente rápido. Por segundo, más de 10²² neutrones fluyen a través de un área de un centímetro cuadrado. La desintegración beta transforma algunos de los neutrones acumulados en protones, emitiendo un electrón y un antineutrino cada uno. El aspecto especial de este mecanismo es que los neutrones se combinan para formar compuestos grandes más rápido de lo que los conglomerados recién formados se vuelven a romper. De esta manera, incluso los elementos pesados ​​pueden crecer a partir de neutrones individuales en menos de un segundo.

La fusión de estrellas de neutrones produce ondas gravitacionales

Utilizando el Very Large Telescope (VLT) del European Southern Observatory (ESO), los científicos obtuvieron espectros tras el espectacular descubrimiento de la señal de onda gravitacional GW170817 en agosto de 2017. Además de una explosión de rayos gamma, la kilonova AT2017gfo, un resplandor en la luz visible debido a procesos radiactivos, que se desvaneció a los pocos días después de un fuerte aumento inicial en el brillo, ocurrió en el mismo lugar. El primer análisis de los espectros en 2017 por otro grupo de investigadores no arrojó un resultado claro sobre la composición de los productos de reacción.

La Dra. Hansen y sus colegas basaron su reevaluación en la creación de espectros sintéticos y en el modelado de los espectros observados, que se registraron durante cuatro días a intervalos de un día cada uno. Los espectros indican un objeto con una temperatura inicial de aproximadamente 3700 K (aproximadamente 3400 ° C), que se desvaneció y se enfrió en los días siguientes. Los déficits de brillo en longitudes de onda de 350 y 850 nm son conspicuos. Son como huellas dactilares del elemento que absorbe la luz en estas partes del espectro.

Teniendo en cuenta el desplazamiento al azul de estas líneas de absorción provocado por el efecto Doppler que produce la expansión tras el evento de fusión, el grupo de investigación calculó los espectros de una gran cantidad de átomos utilizando tres métodos cada vez más complejos. Dado que todos estos métodos arrojaron resultados consistentes, la conclusión final es sólida. Resultó que solo el estroncio generado por el proceso r es capaz de explicar las posiciones y la fuerza de las características de absorción en los espectros.

Avances en la comprensión de la nucleosíntesis de elementos pesados

"Los resultados de este trabajo son un paso importante para descifrar la nucleosíntesis de elementos pesados ​​y sus fuentes cósmicas", concluye Hansen. "Esto solo fue posible combinando la nueva disciplina de la astronomía de ondas gravitacionales con una espectroscopia precisa de radiación electromagnética. Estos nuevos métodos brindan la esperanza de obtener más conocimientos innovadores sobre la naturaleza del proceso r".


Las 'estrellas de europio' en la galaxia enana Fornax brindan una nueva perspectiva sobre el origen de los elementos

Crédito: CC0 Public Domain

El europio es la clave para comprender la formación de elementos pesados ​​mediante el proceso de captura rápida de neutrones, el llamado proceso r. Esto es crucial tanto para la formación de la mitad de los elementos más pesados ​​que el hierro como para la abundancia total de torio y uranio en el universo. El grupo EUROPIUM ha combinado simulaciones astrofísicas teóricas con observaciones de las estrellas más antiguas de nuestra galaxia y en galaxias enanas. Las últimas son pequeñas galaxias dominadas por materia oscura que orbitan nuestra galaxia. Las galaxias enanas son excelentes objetos de prueba para estudiar el proceso r, ya que algunas de las estrellas pobres en metales más antiguas, las que han existido durante 10 a 13 mil millones de años, han exhibido una sobreabundancia de elementos del proceso r. Los estudios incluso han postulado que solo un evento rico en neutrones podría ser responsable de este enriquecimiento en las galaxias enanas más pequeñas.

Con su descubrimiento, los investigadores de Darmstadt y Heidelberg han logrado determinar el contenido de europio más alto jamás observado, y han creado un nuevo nombre para estas estrellas: "estrellas de europio". Estas estrellas pertenecen a la galaxia enana Fornax, una galaxia esferoidal enana con un alto contenido estelar. En su publicación, el grupo también informa sobre la primera observación de lutecio en una galaxia enana y la muestra más grande de circonio observado.

Las "estrellas del europio" en Fornax nacieron poco después de una explosiva producción de elementos pesados. Basado en la alta abundancia de metales estelares, el evento extremo del proceso r debe haber ocurrido hace cuatro o cinco mil millones de años. Este es un hallazgo muy raro, ya que la mayoría de las estrellas ricas en europio son mucho más antiguas. Por lo tanto, las estrellas de europio brindan información sobre el origen de los elementos en el universo en un momento muy específico y tardío.

Los elementos pesados ​​se forman mediante el proceso r en la fusión de dos estrellas de neutrones o en el extremo explosivo de estrellas masivas con fuertes campos magnéticos. El grupo EUROPIUM ha analizado estos dos eventos de alta energía y ha realizado estudios detallados de la producción de elementos en estos entornos. Sin embargo, debido a las todavía grandes incertidumbres en los datos de la física nuclear, no es posible asignar inequívocamente los elementos pesados ​​en las "estrellas de europio" a uno de estos entornos astrofísicos. Los experimentos futuros en el nuevo centro de aceleración FAIR en GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung en Darmstadt reducirán significativamente estas incertidumbres.

Además, el nuevo proyecto de cúmulos de Hesse ELEMENTS, en el que el profesor Arcones es investigador principal, combinará de forma única simulaciones de fusión de estrellas de neutrones, cálculos de nucleosíntesis con la información y observaciones experimentales más recientes para investigar la pregunta de larga data: dónde y cómo son pesados. elementos producidos en el universo?


Un par de estrellas de neutrones de la Vía Láctea ilumina cataclismos cósmicos

Un par de estrellas de neutrones binarios en la galaxia Vía Láctea, descubiertas hace ocho años por un estudio de púlsar desarrollado en Cornell, les está dando a los investigadores un asiento de primera fila en lo que creen que será la fusión cataclísmica eventual de las estrellas.

Dos astrónomos de Cornell con un equipo internacional de científicos han descubierto que las masas de las estrellas de neutrones que orbitan entre sí son sorprendentemente diferentes, de modo que cuando finalmente se fusionen, sus dos masas producirán más eyecciones de lo esperado.

La fusión será similar al famoso evento de estrella de neutrones de 2017, llamado GW170817, que produjo las primeras ondas gravitacionales y luz observadas, y presentó una ráfaga de fenómenos electromagnéticos.

En otras palabras, las estrellas binarias de neutrones de la Vía Láctea proporcionan un modelo cercano a casa para comprender el evento de 2017.

"La conexión es que tenemos la oportunidad de ver este tipo de binario en sus etapas iniciales", dijo James Cordes, profesor de astronomía George Feldstein en la Facultad de Artes y Ciencias y coautor de un estudio sobre el descubrimiento. . “Observe localmente y comprenda desde lejos”.

El trabajo del equipo se publicó el 8 de julio en Nature.

En el estudio, los radioastrónomos midieron las masas de las dos estrellas de neutrones en la estrella de neutrones binaria, llamada PSR J1913 + 1102, y concluyeron que eran asimétricas, dijo Cordes.

Como resultado, los astrónomos creen que cuando esta estrella de neutrones binaria se fusione en aproximadamente 500 millones de años, las violentas fuerzas de marea triturarán las estrellas de neutrones y expulsarán una gran cantidad de material a medida que emite ondas gravitacionales.

Basan esa hipótesis en el evento de agosto de 2017, cuando los detectores LIGO y Virgo observaron ondas gravitacionales visualmente y por radiotelescopio que estaban a 130 millones de años luz de distancia. En la agonía final de la fusión, dos estrellas de neutrones habían emitido copiosas ondas gravitacionales.

"Ese evento de fusión detectado en 2017 fue una piedra de Rosetta para la astronomía de 'múltiples mensajeros', que incluye observaciones estándar en los rayos gamma, rayos X y bandas ópticas y de radio combinadas con ondas gravitacionales", dijo Cordes. "El evento cataclísmico presentó más eyección de lo esperado, lo que permitió el estudio detallado".

Para los radioastrónomos, examinar la estrella de neutrones binaria es un placer profesional.

"Estamos observando todo el proceso de evolución binaria mucho antes de que ocurra la fusión", dijo la coautora Shami Chatterjee, investigadora asociada senior en astronomía. "Esto nos da un asiento de primera fila en nuestro propio vecindario de la Vía Láctea".

La estrella de neutrones binarios de giro rápido fue descubierta en 2012 por la sonda Pulsar Arecibo L-band Feed Array (PALFA), realizada en el radiotelescopio del Observatorio de Arecibo, Puerto Rico. Cordes fundó PALFA en 2004 y Cornell gestiona los datos de PALFA a través del Centro de Computación Avanzada de la universidad.

La estrella de neutrones más grande tiene 1,62 veces la masa de nuestro propio sol, pero toda esa masa encaja perfectamente en una bola del tamaño de una ciudad, según los astrónomos. La estrella más pequeña tiene aproximadamente 1,27 veces la masa del sol.

“Ver PSR J1913 + 1102 permite a los astrónomos calcular cómo deberían verse las fusiones de estrellas de neutrones si las masas son asimétricas”, dijo Chatterjee. "Podemos detectar las ondas gravitacionales, detectar las estrellas de neutrones y saber qué estamos buscando en otras galaxias".

Los autores principales del artículo, “Relaciones de masa asimétricas para fusiones de estrellas de neutrones dobles brillantes”, son Robert. D. Ferdman, Universidad de East Anglia, Norwich, Inglaterra Paulo Freire, Instituto Max Planck de Radioastronomía, Bonn, Alemania Benetge Perera, Observatorio de Arecibo y Nihan Pol de la Universidad de West Virginia.

La National Science Foundation financió la parte de Cornell de la investigación.


Estrella de neutrones, proceso de envejecimiento - Astronomía

¿Qué les sucede a las partículas de una estrella cuando colapsa para formar una estrella de neutrones? He leído que un dedal de materia de una estrella de neutrones puede pesar miles de toneladas. Este hecho es realmente difícil de entender. ¿Significa que todos los neutrones de los átomos están comprimidos juntos? Si es así, ¿qué sucede con los protones y electrones?

Las estrellas de neutrones son un fascinante banco de pruebas para todo tipo de física extrema y el estudio de los detalles de su interior sigue siendo un área activa de investigación. La razón por la que lo menciono es simplemente para decir que lo que les sucede a los protones y electrones es complicado. La respuesta corta se convierten en neutrones.

Aquí está la respuesta un poco más larga. Los neutrones en los núcleos atómicos son muy estables, pero los neutrones libres fuera de un núcleo se desintegrarán en un protón y un electrón (y técnicamente un neutrino) en unos 15 minutos a través de la desintegración beta. En otras palabras, neutrones = electrones + protones. La razón por la que la materia normal no está compuesta completamente de neutrones es la presión de degeneración de electrones. Si alguna vez ha estudiado química, está familiarizado con el principio de exclusión de Pauli que dicta dónde puede estar un electrón en la capa de un átomo. La versión abreviada es que dos electrones no pueden ocupar el mismo lugar, por lo que se llenan ordenadamente en capas. Si intentas aplastar la materia con mucha fuerza, esta capacidad de estar en el mismo lugar al mismo tiempo en realidad actúa como una fuerza que mantiene unidos a los átomos. Esto se llama presión de degeneración de electrones y es lo que apoya a una enana blanca unida contra la gravedad.

En una estrella de neutrones, la gravedad ha superado la presión de degeneración de electrones permitiendo que los protones y electrones se combinen en neutrones. Ahora, la fuerza que mantiene unida a la estrella contra la gravedad es la presión de degeneración de neutrones. Los neutrones, como los electrones, son fermiones, y dos neutrones pueden no estar en el mismo estado, y este apiñamiento de neutrones proporciona una fuerza de apoyo contra la intensa presión gravitacional. Como mencioné anteriormente, los detalles son más complicados, pero es seguro quedarse, probablemente nunca seremos capaces de simular los estados de la materia en una estrella de neutrones en la Tierra.

Editado por Michael Lam el 29 de agosto de 2015: Para agregar una respuesta a la pregunta del título, hay una cierta cantidad de protones en el interior, que es del orden del 10%. Se cree que el resto son principalmente neutrones. La corteza está compuesta principalmente de núcleos de hierro bañados en electrones que se mueven libremente. Cuando se forma la estrella de neutrones, la mayoría de los protones y electrones se combinan para formar neutrones, como se describió anteriormente.

Sobre el Autor

Laura Spitler

Laura Spitler era una estudiante de posgrado que trabajaba con el profesor Jim Cordes. Después de graduarse en 2013, realizó una beca postdoctoral en el Instituto Max Planck en Bonn, Alemania. Trabaja en una variedad de proyectos relacionados con la variabilidad temporal de fuentes de radio, incluidos púlsares, enanas blancas binarias y ETI. En particular, le interesa la construcción de instrumentos digitales y el desarrollo de técnicas de procesamiento de señales que permitan identificar y clasificar fuentes transitorias más fácilmente.


El sonido ensordecedor de las estrellas de neutrones chocando cuando los objetos grandes en el espacio orbitan entre sí, hacen grandes olas y un gran sonido.

Las grandes estrellas y planetas en el espacio tienen una gravedad intensa. La gravedad de estos grandes cuerpos celestes es tan fuerte que en realidad deforman el espacio vacío que los rodea. Además, en el espacio, el tiempo progresa de manera diferente cuando está cerca de los cuerpos celestes. Debido a estos efectos sobre el espacio y el tiempo, el espacio se considera un tejido del espacio-tiempo. Grandes planetas, estrellas u otros cuerpos celestes distorsionan este tejido. Esto se puede imaginar como una bola de boliche sentada en medio de un trampolín. La tela se estirará cerca de la bola de boliche, pero cuanto más lejos de la bola de boliche, el material del trampolín no se verá afectado.

Gravedad de la Tierra distorsionando el tejido del espacio-tiempo. Fuente: Wikimedia Commons

Las ondas de gravedad ocurren cuando los objetos en este tejido del espacio-tiempo se aceleran o desaceleran. Si arrojas un planeta suelto al espacio vacío entre las estrellas, no habría fuerzas sobre él. Esta falta de fuerzas significa que no hay nada que haga que se desacelere o acelere. Para que los cuerpos celestes aceleren, desaceleren o cambien de dirección, deben interactuar entre sí.

He aquí una analogía útil. Cuando conduces un bote en un lago, interrumpe el agua y crea una estela. Esta misma idea ocurre cuando los planetas y las estrellas se precipitan por el espacio. Cuanto más rápido giran o cambian de dirección, al igual que el barco en el agua, más grande es la ola resultante.

Por ejemplo, la Tierra sufre una aceleración a medida que gira alrededor del Sol. La Tierra no es grande en comparación con el sol, por lo que las ondas de gravedad que resultan de esta interacción son bastante pequeñas. Sin embargo, si hubiera objetos más masivos, las ondas en la tela serían más grandes, es decir, ondas de gravedad más grandes. Es la diferencia entre pasar las manos rápidamente por el agua y conducir un bote por el agua. El barco es más grande y más rápido y va a causar una ola más grande. Cuando dos cuerpos más grandes, como las estrellas, orbitan uno alrededor del otro, crean ondas de gravedad aún más grandes. Cuando los cuerpos incluso más grandes, como los agujeros negros, orbitan entre sí, crean ondas de gravedad muy grandes.

La mayor parte de la materia estable, como las personas, el agua y las rocas, está formada por átomos, que están formados por neutrones, electrones y protones. Las estrellas de neutrones son estrellas compuestas enteramente de neutrones.

Modelo de un átomo, el azul son los electrones, el rojo son los protones y el negro son los neutrones. Fuente: Wikimedia Commons

Una estrella de neutrones es una estrella que alguna vez estuvo formada por átomos regulares, pero en algún momento de su vida fue golpeada con una enorme cantidad de presión. La presión era tan grande que los electrones y protones se aplastaron y se convirtieron en neutrones. Las estrellas de neutrones son tan densas que tendrán unas 6 o 7 millas de diámetro, más pequeñas que la granja promedio, pero más pesadas que todo nuestro sol, que es 1,3 millones de veces el tamaño de la Tierra. ¡Esa es una estrella densa!

En toda la galaxia, las estrellas a veces se orbitan entre sí. Si esto sucediera en nuestro sistema solar, la Tierra tendría dos soles. Estas estrellas normalmente orbitarán entre sí, y lentamente sus órbitas se harán cada vez más pequeñas. Orbitarán cada vez más cerca unos de otros, acelerando gradualmente hasta que caigan entre sí y formen una gran estrella. Estas interrupciones de la estructura del espacio-tiempo provocan grandes olas y grandes sonidos. Estos sonidos pueden ser detectados por instrumentos astronómicos modernos como LIGO.

Estrellas binarias supermasivas orbitando entre sí. Fuente: Wikimedia Commons

Este proceso de estrellas binarias que caen entre sí se llama fusión de estrellas. Esta es una de las contribuciones más fuertes de las ondas de gravedad en el universo. Cuando los científicos miden las ondas de gravedad, las ondas de gravedad más fáciles de detectar son causadas por estas fusiones de estrellas. El más ruidoso de todos, el único que la humanidad ha medido jamás, son las fusiones de agujeros negros: cuando dos agujeros negros orbitan entre sí hasta que colapsan en un agujero negro gigante.

Eso nos lleva al trabajo de los científicos del artículo de hoy. Estos científicos estudiaron el tamaño de las ondas de gravedad de las fusiones de estrellas de neutrones. Estas estrellas de neutrones no son tan masivas como los agujeros negros, pero son muy densas y orbitan muy juntas. Las estrellas de neutrones que orbitan juntas a altas velocidades producen fuertes ondas de gravedad. Pero, ¿qué tan fuertes son?

Para analizar este problema, los científicos identificaron tres fases únicas del proceso de fusión de las estrellas de neutrones. Estas tres fases ocurren justo después de que las estrellas de neutrones comienzan a tocarse y justo antes de que colapsen entre sí, formando un agujero negro.

Temperaturas y densidades de las distinciones para la fase 1, fase 2 y fase 3 de las fusiones de estrellas de neutrones. Fuente: https://arxiv.org/pdf/1512.06397.pdf

Para determinar el tamaño de las ondas de gravedad que resultan de estas fusiones de estrellas de neutrones, los científicos tuvieron que analizar qué fase de la fusión de estrellas de neutrones es la más ruidosa. Para la estrella de neutrones promedio, encontraron que la Fase 3 libera las ondas gravitacionales más fuertes. La fase 3 es tan ruidosa que sus ondas de gravedad son más fuertes que todo el proceso de fusión.

En comparación con los agujeros negros, que son más masivos que las estrellas de neutrones, las estrellas de neutrones siguen siendo relativamente ruidosas. La fusión promedio de agujeros negros fue aproximadamente 100 veces más fuerte para las ondas de gravedad que la fusión promedio de estrellas de neutrones. Sin embargo, las ondas de ambos tipos de fusiones de estrellas son tan fuertes que cualquier humano quedaría sordo instantáneamente, y las ondas resultantes probablemente destruirían a un humano por completo.

Sin embargo, los cálculos de los científicos fueron limitados. Solo pudieron modelar el tamaño de las ondas de gravedad para la mayoría fusiones de estrellas de neutrones, las de tamaño medio. Para las estrellas de neutrones que son más grandes que el promedio, sugieren que las ondas de gravedad serían incluso más fuertes de lo que sugieren sus hallazgos, ¡probablemente más fuertes que algunos agujeros negros! Estos científicos admiten que se necesita más trabajo para comprender verdaderamente la fuerza máxima de las ondas de gravedad de las grandes estrellas de neutrones.

En conclusión, las fusiones binarias de estrellas de neutrones producen ondas gravitacionales de gran amplitud. Sería difícil medirlos con nuestro equipo actual porque las fusiones ocurren en escalas de tiempo tan cortas. No obstante, estas simulaciones dan una gran dirección a los científicos que construyen la próxima generación de detectores de ondas gravitacionales.


Neutrones aplastantes: sobre el origen de las estrellas mejoradas con procesos r extremos

Nota del editor: Astrobites es una organización dirigida por estudiantes de posgrado que digiere literatura astrofísica para estudiantes de pregrado. Como parte de la asociación entre AAS y astrobites, ocasionalmente volvemos a publicar contenido de astrobites aquí en AAS Nova. Esperamos que disfrute de esta publicación de astrobites, el original se puede ver en astrobites.org.

Título: Estrellas mejoradas con proceso r extremo con alta metalicidad en Fornax
Autores: M. Reichert, C. J. Hansen, A. Arcones
Institución del primer autor: Universidad Técnica de Darmstadt y Centro Internacional Helmholtz para FAIR, Alemania
Estado: Presentado a ApJ

¿Qué son los metales?

Tabla periódica que muestra el origen de cada elemento químico. Los producidos por el proceso r están sombreados en naranja y se atribuyen a las supernovas en esta imagen, aunque las supernovas son una fuente propuesta de elementos del proceso r, una fuente alternativa es la fusión de dos estrellas de neutrones. [Cmglee]

Hasta la fecha, los astrónomos han estudiado la presencia de elementos pesados ​​principalmente observando los espectros de las estrellas y midiendo las abundancias químicas. Recientemente, estudios de estrellas mejoradas con proceso r - estrellas con abundancias inusualmente altas de elementos formados por procesos r - han sugerido que muchas de estas estrellas nacieron en galaxias enanas y luego se acumularon en la Vía Láctea. Para probar este escenario y comprender mejor la física detrás de las estrellas mejoradas del proceso r, los autores del artículo de hoy se volvieron hacia nuestra vecina, la galaxia esferoidal enana masiva Fornax.

Los impares

En su estudio de las poblaciones estelares de Fornax, los autores encontraron tres estrellas con elementos del proceso r significativamente mejorados en comparación con el resto de la población. En particular, la abundancia del elemento raro europio (Eu) es aproximadamente un orden de magnitud más alta que la de otras estrellas en Fornax. Por esta razón, los autores se refieren a ellos como estrellas de Eu. La Figura 1 muestra estas estrellas de Eu en comparación con las estrellas Fornax normales y otras estrellas mejoradas con proceso r. Existe una tendencia general entre la metalicidad ([Fe / H]) y las abundancias absolutas de Eu, lo que es válido tanto para las estrellas mejoradas del proceso r como para las estrellas de comparación, pero aquí la mejora se refiere a una estrella que se encuentra significativamente por encima de la abundancia media de Eu dado [Fe / H].

Curiosamente, cuando los autores comparan las abundancias alfa (esencialmente los elementos creados en estrellas masivas) de las estrellas Eu y las estrellas normales, encuentran que las estrellas del proceso r no están mejoradas por alfa (ver Fig.2 en el artículo). Esto sugiere que la Eu que se encuentra en las estrellas mejoradas del proceso r fue producida por una fusión de estrellas de neutrones (debido a la falta de helio en estos sistemas) o que la supernova que produjo la Eu creó cantidades similares de elementos alfa a otras supernovas.

Figura 1: Tres estrellas en Fornax tienen una mejora significativa en Eu en comparación con otras estrellas Fornax. Panel superior: Abundancias absolutas de Eu en comparación con la metalicidad estelar. Panel inferior: abundancias de Eu (relativas a la abundancia de hierro) en comparación con la metalicidad estelar. Los puntos grises son estrellas de la Vía Láctea y las estrellas verdes son estrellas Fornax. Los puntos en negrita están mejorados con el proceso r, con las tres estrellas en Fornax mostradas en amarillo. Los otros puntos en negrita son estrellas mejoradas con proceso r en otras galaxias. Un valor entre paréntesis indica un logaritmo con un valor de 0 que es el mismo que el Sol. [Reichert y col. 2021]

Confirmación de un origen de r-Process

Neutron capture elements like Eu can be created both with the r-process and s-process. To test the origin of Eu in the Eu-stars, the authors make use of the barium to europium ratio ([Ba/Eu]). When the r-process is dominant, this ratio is low. Conversely, a high [Ba/Eu] ratio indicates significant s-process contribution. As can be seen in Figure 2, the [Ba/Eu] ratio for the Eu-stars are all below –0.7 dex, indicating a pure r-process origin. In contrast, the comparison stars in Fornax lie at high values, indicating a combination of r-process and s-process neutron capture.

Figure 2: The Eu-stars in Fornax are consistent with an r-process origin rather than an s-process origin. Barium to europium ratio as compared to the stellar metallicity. The bars in the left panel represent various simulations of r-process events, whereas the lines in the right panel indicate predictions from s-process events. The shapes and colors of the points have the same meaning as in Figure 1. [Reichert et al. 2021]

With the knowledge that the Eu-stars were enriched by the r-process, the authors wanted to know what kind of event led to the r-process enhancement. To do this, they computed the Eu mass needed to explain the Eu-stars, finding a mass of

10 –5 –10 –4 solar mass. They also find that one r-process event is sufficient to explain the existence of three Eu-stars without a substantially larger population of r-process enhanced stars in Fornax. Figure 3 shows the expected Eu yields from neutron star mergers and supernovae. However, given the uncertainties involved in the theoretical modeling of these events, the authors cannot definitively state whether neutron star mergers or supernovae are responsible for the Eu-stars.

Figure 3: Either a neutron star merger or an exotic supernova can explain the Eu-stars in Fornax. Absolute Eu abundance of stars created from an r-process event as compared to the total gas mass affected by the r-process event. The shading represents the Eu mass created, with the black and red lines indicating theoretical predictions for neutron star mergers and supernovae respectively. The yellow box shows the approximate region corresponding to the Eu-stars in this study. [Reichert et al. 2021]

Today’s paper has taken a deep look at the dwarf galaxy Fornax, which may represent one of the environments where stars with large amounts of heavy elements are made. They find three so-called Eu-stars and confirm an r-process origin, but they are unable to pinpoint the physical event creating the excess neutron capture material. Absent more observations of neutron star mergers like GW170817, detailed studies of stars represent our best way of understanding neutron capture processes. While this paper represents a large step towards understanding the most extreme stars and heavy element creation, as with many things in astronomy, we must continue to find more objects to study!

Original astrobite edited by Ishan Mishra.

About the author, Jason Hinkle:

I am a graduate student at the University of Hawaii, Institute for Astronomy. My current research is on multi-wavelength photometric and spectroscopic follow-up of tidal disruption events. My research interests also include a number of topics related to AGN, including outflows, X-ray spectroscopy, and multi-wavelength variability. In addition to my love for astronomy, I enjoy hiking, sports, and musicals.


Astronomy: Stars reveal the secret of aging well

Some people are in great shape at the age of 90, while others are decrepit before they're 50. We know that how fast people age is only loosely linked to how old they actually are -- and may have more to do with their lifestyle. A new study with the NASA/ESA Hubble Space Telescope reveals that the same is true of star clusters.

Globular clusters are spherical collections of stars, tightly bound to each other by their mutual gravity. Relics of the early years of the Universe, with ages of typically 12-13 billion years (the Big Bang took place 13.7 billion years ago), there are roughly 150 globular clusters in the Milky Way and they contain many of our galaxy's oldest stars.

But while the stars are old and the clusters formed in the distant past, astronomers using the NASA/ESA Hubble Space Telescope and the MPG/ESO 2.2-metre telescope at the ESO La Silla Observatory have found that some of these clusters are still young at heart. The research is presented in the 20 December 2012 issue of the journal Naturaleza.

"Although these clusters all formed billions of years ago," says Francesco Ferraro (University of Bologna), the leader of the team that made the discovery, "we wondered whether some might be aging faster or slower than others. By studying the distribution of a type of blue star that exists in the clusters, we found that some clusters had indeed evolved much faster over their lifetimes, and we developed a way to measure the rate of aging."

Star clusters form in a short period of time, meaning that all the stars within them tend to have roughly the same age. Because bright, high-mass stars burn up their fuel quite quickly, and globular clusters are very old, there should only be low-mass stars still shining within them.

This, however, turns out not to be the case: in certain circumstances, stars can be given a new burst of life, receiving extra fuel that bulks them up and substantially brightens them. This can happen if one star pulls matter off a neighbour, or if they collide. The re-invigorated stars are called blue stragglers [1], and their high mass and brightness are properties that lie at the heart of this study.

Heavier stars sink towards the centre of a cluster as the cluster ages, in a process similar to sedimentation. Blue stragglers' high masses mean they are strongly affected by this process, while their brightness makes them relatively easy to observe [2].

To better understand cluster aging, the team mapped the location of blue straggler stars in 21 globular clusters, as seen in images from Hubble and the MPG/ESO 2.2-metre telescope at the ESO La Silla Observatory, among other observatories [3]. Hubble provided high resolution imagery of the crowded centres of 20 of the clusters, while the ground-based imagery gave a wider view of their less busy outer regions.

Analysing the observational data, the team found that a few clusters appeared young, with blue straggler stars distributed throughout, while a larger group appeared old, with the blue stragglers clumped in the centre. A third group was in the process of aging, with the stars closest to the core migrating inwards first, then stars ever further out progressively sinking towards the centre.

"Since these clusters all formed at roughly the same time, this reveals big differences in the speed of evolution from cluster to cluster," said Barbara Lanzoni (University of Bologna, Italy), a co-author of the study. "In the case of fast-aging clusters, we think that the sedimentation process can be complete within a few hundred million years, while for the slowest it would take several times the current age of the Universe."

As a cluster's heaviest stars sink towards the centre, the cluster eventually experiences a phenomenon called core collapse, where the centre of the cluster bunches together extremely densely.

The processes leading towards core collapse are quite well understood, and revolve around the number, density and speed of movement of the stars [4]. However, the rate at which they happened was not known until now. This study provides the first empirical way of investigating these different rates of aging.

[1] Blue stragglers are so called because of their blue colour, and the fact that their evolution lags behind that of their neighbours.

[2] Blue stragglers combine being relatively bright and high mass by the standards of globular cluster stars, but they are not the only stars within these clusters that are either bright or massive.

Red giant stars are brighter, but they have a much lower mass, and therefore are not affected by the sedimentation process in the same way. (It is easy to distinguish these from blue stragglers because their colour is very different.)

Neutron stars, the extremely dense cores of stars much bigger than the Sun that exploded billions of years ago in the early history of globular clusters, have a similar mass to blue stragglers, and are affected by the sedimentation process, but they are incredibly difficult to observe and therefore do not make a useful subject for this study.

Blue stragglers are the only stars within clusters which combine high mass and high brightness.

[3] Of the 21 clusters covered by this research, 20 were studied with Hubble, 12 with the MPG/ESO 2.2-metre telescope, eight with the Canada-France-Hawaii telescope and one with NAOJ's Subaru Telescope.

[4] Such a rate depends in a complex manner on the number of stars, their density and their velocity within a cluster. While the first two quantities are relatively easy to measure, velocity is not. For these reasons, previous estimates of the rate of globular cluster dynamical aging were based only on theoretical arguments, while the new method allows a totally empirical measurement.


Ver el vídeo: Lo que hace que las estrellas de Neutrones sean las cosas más extremas del universo (Enero 2022).