Astronomía

Tamaño de la estrella de neutrones en diferentes marcos de referencia

Tamaño de la estrella de neutrones en diferentes marcos de referencia

¿Cuál es el tamaño estimado de las estrellas de neutrones observadas en su marco de referencia y en nuestro marco de referencia?

Es decir, ¿qué tan curvado está el espacio-tiempo alrededor de las estrellas de neutrones?


Si ignoramos el problema de la rotación (como señaló Pela, la corrección es <1%), entonces podemos aproximar la curvatura del espacio-tiempo dentro de la estrella de neutrones usando la métrica interior de Schwarzschild y usar la exterior para el exterior. La $ r $ coordinar es no la distancia radial como cabría esperar, pero definida en términos de $ r = $ círculos constantes que tienen circunferencia $ 2 pi r $.

Una estrella de neutrones de radio $ R $ en estas métricas tiene una circunferencia medida en su superficie como $ 2 pi R $ como se esperaba. Pero la distancia al núcleo (es decir, la longitud de un agujero desde la superficie hasta el núcleo) es: $$ d (R) = int_0 ^ {R} frac {dr} {1-Kr ^ 2} = frac {1} { sqrt {K}} tanh ^ {- 1} left ( sqrt {K} R derecha). $$ dónde $ K = r_s / R ^ 3 $ y $ r_s $ es el radio de Schwarzschild de la estrella (todo esto asume una densidad constante en el interior). Si trazamos esto para estrellas de diferentes $ R $ (pero la misma masa, digamos una masa solar, produciendo una constante $ r_s $) obtenemos lo siguiente:

A medida que la estrella de neutrones se acerca a convertirse en un agujero negro, se vuelve "más profundo": hay más volumen del que cabría esperar. Las estrellas de neutrones menos densas tienen profundidades que escalan linealmente con su radio ... excepto que es $ r_s / 3 $ más grande! Este resultado extraño proviene de la suposición de que miramos estrellas de la misma masa aunque las hacemos mucho más grandes. Un objeto grande de masa constante también curvará el espacio-tiempo, y esto produce este efecto. (Sí, esto significa que el sol está $ r_s / 3 = 984,73 $ metros más profundo de lo que parece!)

Si, en cambio, decidimos usar una densidad constante (digamos densidad nuclear) y graficamos la profundidad, el colapso en un agujero negro ocurre hacia la derecha cuando la esfera de neutronio se vuelve demasiado grande. Aquí todavía utilizo el radio solar de Schwarzschild como una escala de longitud para mantener las cosas comparables. Ahora, para esferas pequeñas, las coordenadas y las profundidades medidas convergen:

En las estrellas de neutrones reales, las cosas se complican por la rotación, la presión del núcleo diverge a medida que uno se acerca. $ (9/8) r_s $y, por supuesto, que es difícil cavar un agujero a través de neutrones superfluidos.


El radio inferido por un observador distante viene dado por $$ R _ { infty} = frac {R} { sqrt {1- R_s / R}}, $$ dónde $ R_s = 2GM / c ^ 2 $, $ M $ es la masa gravitacional y $ R $ es el radio medido en la superficie.

El hecho de que $ R _ { infty}> R $ se debe a que un observador puede ver más del 50 por ciento de la superficie de la estrella de neutrones. Consulte https://physics.stackexchange.com/questions/350805/seeing-something-from-only-one-angle-means-you-have-only-seen-what-of-its-su/350814#350814


Tamaño de estrella de neutrones en diferentes marcos de referencia - Astronomía

1. Ilustraciones de fusión de neutrones y agujero negro
Un nuevo estudio que utiliza datos de Chandra de GW170817 indica que el evento que produjo ondas gravitacionales probablemente creó el agujero negro de menor masa conocido. La primera ilustración del artista (izquierda) muestra una parte clave del proceso que creó este nuevo agujero negro, ya que las dos estrellas de neutrones giran una alrededor de la otra mientras se fusionan. (El material violeta muestra los escombros de la fusión). La ilustración del segundo artista (derecha) muestra el agujero negro que resultó de la fusión, junto con un disco de materia que cae y un chorro de partículas de alta energía. (Crédito: NASA / CXC / M.Weiss)

2. Esquema de GW170817
Tras la fusión de dos estrellas de neutrones, fuertes ondas gravitacionales (que no se muestran aquí) produjeron la fuente GW170817. Esto fue seguido por un estallido de rayos gamma generados por un chorro o haz estrecho, de partículas de alta energía, representadas en rojo. Inicialmente, el chorro era estrecho (se muestra a la izquierda) y Chandra lo ve desde un lado, dando una señal de rayos X que es demasiado débil para ser detectada. Sin embargo, a medida que pasaba el tiempo, el material en el chorro se ralentizó y se ensanchó (mostrado a la derecha) al chocar contra el material circundante, lo que provocó que la emisión de rayos X aumentara cuando Chandra vio directamente el chorro. Este chorro y su contraparte apuntando en la dirección opuesta probablemente sean generados por material que cae sobre un agujero negro creado por la fusión de las dos estrellas de neutrones. El agujero negro está ubicado en la fuente blanca en la base de los chorros. (Crédito: NASA / CXC / K.DiVona)

3. Ilustración de un Magnetar
Esta ilustración muestra que una estrella de neutrones que gira lentamente con un campo magnético de superficie ordinario emite ráfagas de rayos X y rayos gamma. (Ilustración: NASA / CXC / M.Weiss)

4. Ilustración de un Magnetar
Estas ilustraciones muestran cómo una estrella de neutrones de rotación extremadamente rápida, que se ha formado a partir del colapso de una estrella muy masiva, puede producir campos magnéticos increíblemente poderosos. Estos objetos se conocen como magnetares. (Ilustración: NASA / CXC / M.Weiss)

5. Ilustración de un Magnetar
Estas ilustraciones muestran cómo una estrella de neutrones de rotación extremadamente rápida, que se ha formado a partir del colapso de una estrella muy masiva, puede producir campos magnéticos increíblemente poderosos. Estos objetos se conocen como magnetares. (Ilustración: NASA / CXC / M.Weiss)

6. Ilustración de la estrella de neutrones
La concepción de este artista ilustra 1E 1207.4-5209, una estrella de neutrones con un punto caliente polar y un fuerte campo magnético (líneas púrpuras). (Ilustración: NASA / CXC / M.Weiss)

7. Primer plano de una estrella de neutrones
Primer plano de una estrella de neutrones, que muestra cómo la materia cae, o se acumula, desde el disco de acreción hacia la estrella de neutrones. (Ilustración: CXC / S. Lee)

8. Comparación de tamaño de RX J1856 con estrellas de neutrones y quarks
La interpretación de este artista muestra que el diámetro de RX J1856.5-3754, determinado por datos del Observatorio de rayos X Chandra de la NASA, es demasiado pequeño para ser una estrella de neutrones. Los datos son consistentes con el tamaño predicho para una extraña estrella de quark, un objeto nunca antes visto en la naturaleza. (Ilustración: NASA / CXC / M.Weiss)

9. Interior de la estrella de neutrones / estrella de quark
En una estrella de neutrones (izquierda), los quarks que componen los neutrones están confinados dentro de los neutrones. En una estrella de quark (derecha), los quarks son libres, por lo que ocupan menos espacio y el diámetro de la estrella es menor. (Ilustración: NASA / CXC / M.Weiss)

10. Ilustración de tamaños relativos del Gran Cañón, la estrella de neutrones y la estrella de quark
El Gran Cañón está a 18 millas de borde a borde. Una estrella de neutrones tiene aproximadamente 12 millas de diámetro y una estrella de quark tiene aproximadamente 7 millas de diámetro. (Ilustración: CXC / D. Berry)


El equipo obtiene la mejor medición del tamaño de la estrella de neutrones hasta la fecha

Una estrella de neutrones típica con un radio de once kilómetros es tan grande como una ciudad alemana de tamaño mediano. Crédito: Centro de vuelos espaciales Goddard de la NASA

Un equipo de investigación internacional dirigido por miembros del Instituto Max Planck de Física Gravitacional (Instituto Albert Einstein AEI) ha obtenido nuevas medidas de cuán grandes son las estrellas de neutrones. Para hacerlo, combinaron una descripción general de los primeros principios del comportamiento desconocido de la materia de las estrellas de neutrones con observaciones de múltiples mensajeros de la fusión de estrellas de neutrones binarios GW170817. Sus resultados, que aparecieron en Astronomía de la naturaleza hoy en día, son más estrictas en un factor de dos que los límites anteriores y muestran que una estrella de neutrones típica tiene un radio cercano a los 11 kilómetros. También encuentran que las estrellas de neutrones que se fusionan con agujeros negros, en la mayoría de los casos, probablemente se traguen enteras, a menos que el agujero negro sea pequeño y / o esté rotando rápidamente. Esto significa que, si bien tales fusiones podrían ser observables como fuentes de ondas gravitacionales, serían invisibles en el espectro electromagnético.

"¡Las fusiones binarias de estrellas de neutrones son una mina de oro de información!" dice Collin Capano, investigador del AEI Hannover y autor principal del Astronomía de la naturaleza estudio. “Las estrellas de neutrones contienen la materia más densa del universo observable. De hecho, son tan densas y compactas que se puede pensar en la estrella entera como un solo núcleo atómico, escalado al tamaño de una ciudad. Midiendo estos objetos ' propiedades, aprendemos sobre la física fundamental que gobierna la materia en el nivel subatómico ".

"Encontramos que la típica estrella de neutrones, que pesa aproximadamente 1,4 veces más que nuestro Sol, tiene un radio de aproximadamente 11 kilómetros", dice Badri Krishnan, quien dirige el equipo de investigación del AEI Hannover. "Nuestros resultados limitan el radio a estar entre 10,4 y 11,9 kilómetros. Este es un factor dos veces más estricto que los resultados anteriores".

Fusiones binarias de estrellas de neutrones como tesoro astrofísico

Las estrellas de neutrones son remanentes compactos y extremadamente densos de explosiones de supernovas. Son aproximadamente del tamaño de una ciudad con hasta el doble de la masa de nuestro Sol. Se desconoce cómo se comporta la materia extremadamente densa y rica en neutrones, y es imposible crear tales condiciones en cualquier laboratorio de la Tierra. Los físicos han propuesto varios modelos (ecuaciones de estado), pero se desconoce cuál (si alguno) de estos modelos describe correctamente la materia de las estrellas de neutrones en la naturaleza.

Las fusiones de estrellas de neutrones binarios, como GW170817, que se observó en ondas gravitacionales y en todo el espectro electromagnético en agosto de 2017, son los eventos astrofísicos más emocionantes cuando se trata de aprender más sobre la materia en condiciones extremas y la física nuclear subyacente. A partir de esto, los científicos pueden, a su vez, determinar las propiedades físicas de las estrellas de neutrones, como su radio y masa.

El equipo de investigación utilizó un modelo basado en una descripción de los primeros principios de cómo las partículas subatómicas interactúan en las altas densidades que se encuentran dentro de las estrellas de neutrones. Sorprendentemente, como muestra el equipo, los cálculos teóricos a escalas de longitud de menos de una billonésima de milímetro se pueden comparar con las observaciones de un objeto astrofísico a más de cien millones de años luz de distancia.

"Es un poco alucinante", dice Capano. "GW170817 fue causada por la colisión de dos objetos del tamaño de una ciudad hace 120 millones de años, cuando los dinosaurios caminaban por aquí en la Tierra. Esto sucedió en una galaxia a mil billones de billones de kilómetros de distancia. A partir de eso, hemos obtenido información sobre la física subatómica . "

¿Qué tan grande es una estrella de neutrones?

La descripción de los primeros principios utilizada por los investigadores predice una familia completa de posibles ecuaciones de estado para las estrellas de neutrones, que se derivan directamente de la física nuclear. De esta familia, los autores seleccionaron aquellos miembros que tienen más probabilidades de explicar diferentes observaciones astrofísicas que eligieron modelos.

  • que concuerdan con las observaciones de ondas gravitacionales de GW170817 de datos públicos de LIGO y Virgo,
  • que producen una estrella de neutrones hipermasiva de corta duración como resultado de la fusión, y
  • que concuerdan con las restricciones conocidas sobre la masa máxima de estrellas de neutrones de las observaciones electromagnéticas de la contraparte de GW170817.

Esto no solo permitió a los investigadores obtener información sólida sobre la física de la materia densa, sino también obtener los límites más estrictos sobre el tamaño de las estrellas de neutrones hasta la fecha.

Observaciones futuras de ondas gravitacionales y de múltiples mensajeros

"Estos resultados son emocionantes, no solo porque hemos podido mejorar enormemente las mediciones de radios de estrellas de neutrones, sino porque nos brindan una ventana al destino final de las estrellas de neutrones en la fusión de binarios", dice Stephanie Brown, coautora de la publicación. y un doctorado. estudiante en el AEI Hannover. Los nuevos resultados implican que, con un evento como el GW170817, los detectores LIGO y Virgo con sensibilidad de diseño podrán distinguir fácilmente, solo de las ondas gravitacionales, si se han fusionado dos estrellas de neutrones o dos agujeros negros. Para GW170817, las observaciones en el espectro electromagnético fueron cruciales para hacer esa distinción.

El equipo de investigación también encuentra que para binarios mixtos (una estrella de neutrones que se fusiona con un agujero negro), las observaciones de fusión de ondas gravitacionales por sí solas tendrán dificultades para distinguir tales eventos de los agujeros negros binarios. Las observaciones en el espectro electromagnético o las ondas gravitacionales posteriores a la fusión serán cruciales para diferenciarlas.

Sin embargo, resulta que los nuevos resultados también implican que es poco probable que ocurran observaciones de múltiples mensajeros de fusiones binarias mixtas. "Hemos demostrado que en casi todos los casos la estrella de neutrones no será destrozada por el agujero negro y más bien se la tragará entera", explica Capano. "Solo cuando el agujero negro es muy pequeño o gira rápidamente, puede romper la estrella de neutrones antes de tragarla y solo entonces podemos esperar ver algo además de ondas gravitacionales".

Un futuro brillante por delante

En la próxima década, los detectores de ondas gravitacionales existentes se volverán aún más sensibles y los detectores adicionales comenzarán a observar. El equipo de investigación espera detecciones de ondas gravitacionales más fuertes y posibles observaciones de múltiples mensajeros de la fusión de estrellas de neutrones binarios. Cada una de estas fusiones brindaría maravillosas oportunidades para aprender más sobre las estrellas de neutrones y la física nuclear.


Tamaño de estrella de neutrones en diferentes marcos de referencia - Astronomía

Presentamos un método para calcular soluciones al problema de valor inicial en (3 + 1) relatividad general correspondiente a sistemas binarios de estrellas de neutrones (BNS) en órbitas de cuasi-equilibrio irrotacionales. Las ecuaciones de valor inicial se resuelven utilizando un tensor métrico espacial plano conforme. La dinámica de fluidos estelares corresponde a la de los sistemas con vorticidad cero en el marco de referencia inercial. Es probable que los sistemas irrotacionales como los analizados en el presente trabajo se parezcan a las etapas finales de la evolución de las binarias de estrellas de neutrones, proporcionando así información sobre el proceso inspiral. La velocidad del fluido se deriva del gradiente de un potencial escalar. Se desarrolló un programa numérico para resolver las ecuaciones elípticas para los campos métricos y el potencial de velocidad del fluido. Discutimos las diferentes técnicas numéricas empleadas para lograr una alta resolución en todo el volumen estelar, así como los métodos utilizados para encontrar soluciones a las ecuaciones de tipo Poisson con sus correspondientes condiciones de contorno. Presentamos secuencias de órbitas circulares cuasi estables que conservan masa bariónica. Estas secuencias imitan la evolución temporal de la inspiral y se obtienen sin resolver las complejas ecuaciones de evolución. También proporcionan conjuntos de datos de valor inicial para códigos de evolución temporal futuros, que deberían ser válidos muy cerca de la fusión final. Evaluamos la emisión de radiación gravitacional durante la evolución mediante métodos de expansiones multipolares.


Tamaño de la estrella de neutrones

Un equipo dirigido por investigadores del Instituto Albert Einstein (AEI) en Alemania tomó esas observaciones y luego las combinó con modelos de cómo se comportan las partículas subatómicas en las condiciones extremadamente densas dentro de las estrellas de neutrones. Si bien es imposible recrear tales condiciones en los laboratorios de la Tierra, los físicos demostraron que podían usar la teoría existente para extrapolar sus cálculos desde las escalas más pequeñas a lo que está sucediendo en las estrellas de neutrones distantes.

Sus resultados sugieren que las estrellas de neutrones deben tener entre 13 y 15 millas de diámetro. Y una estrella de neutrones típica debería tener aproximadamente 13,7 millas de ancho. Las estimaciones imponen restricciones más estrictas al tamaño de la estrella de neutrones que los estudios anteriores.

“Las estrellas de neutrones contienen la materia más densa del universo observable”, dijo el investigador y autor del estudio de AEI, Collin Capano, en un comunicado de prensa. “De hecho, son tan densos y compactos que se puede pensar en toda la estrella como un solo núcleo atómico, escalado hasta el tamaño de una ciudad. Al medir las propiedades de estos objetos, aprendemos sobre la física fundamental que gobierna la materia a nivel subatómico ".


Estrellas de neutrones en fotogramas de gravedad R 2 y ondas gravitacionales

Los modelos realistas de estrellas de neutrones se consideran para la gravedad simple R + α R 2 y la teoría de Brance-Dicke equivalente con campo de dilatón en el marco de Einsein. Para valores negativos de α no tenemos resultados aceptables desde el punto de vista astrofísico: la solución resultante para estrellas esféricas no coincide con la solución de Schwarzschild en el infinito espacial. La masa de la estrella desde el punto de vista de un observador distante tiende a valores muy grandes. Para α & gt 0 es posible obtener soluciones con asintóticas requeridas y masa estelar bien definida. La masa confinada por la superficie estelar disminuye con el aumento de α, pero tenemos alguna contribución a la masa de la esfera gravitacional que aparece fuera de la estrella. El efecto resultante es el aumento de la masa gravitacional desde el punto de vista del observador distante. Pero otra interpretación tiene lugar en un caso de teoría de Brance-Dicke equivalente con un campo de dilatón sin masa en el marco de Einstein. La masa de la estrella aumenta debido a la contribución del campo de dilatón dentro de la estrella. También consideramos las posibles restricciones sobre la gravedad R 2 de los datos de GW 170817. Según los resultados de Bauswein et al. el límite inferior de la masa umbral es 2. 7 4-0. 0 1 + 0. 0 4 M ⊙. Esto permite excluir algunas ecuaciones de estado (EoS) para materia densa. Pero en la gravedad R 2, la masa umbral aumenta para una EoS dada con el aumento de α. En principio, puede ayudar en el futuro a discriminar entre la relatividad general y la gravedad cuadrada (por supuesto, es necesario conocer la EoS con más precisión que ahora).


La estrella de neutrones más masiva rompe récord cósmico

¿Los astrónomos han encontrado la estrella de neutrones más masiva que se haya medido hasta ahora? uno casi el doble de la masa de nuestro sol. El descubrimiento indica que, como sugiere su nombre, estos restos estelares en realidad están compuestos principalmente de neutrones, a diferencia de partículas más exóticas.

Las estrellas de neutrones son remanentes que giran rápidamente y quedan como consecuencia de las supernovas: enormes explosiones de estrellas en las que los protones se trituran con electrones para formar neutrones. Por lo general, son pequeños, con diámetros de aproximadamente 12 millas (19,3 km), pero tan masivos que pesan tanto como el sol.

Pero las nuevas y precisas mediciones de estrellas de neutrones han revelado un objeto más masivo que cualquier estrella de neutrones observada hasta ahora. Con casi el doble de la masa de nuestro sol, la estrella es aproximadamente un 20 por ciento más masiva que la última estrella de neutrones que ostenta el récord de 1,67 masas solares. [Los 10 misterios de estrellas principales]

"Realmente no sabíamos con certeza que las estrellas de neutrones podrían volverse tan masivas hasta que hicimos esta medición. Fue muy sorprendente y emocionante", dijo a SPACE.com el investigador Paul Demorest, astrónomo del Observatorio Nacional de Radioastronomía. "El pensamiento típico era que la mayoría de las estrellas de neutrones se agrupaban bastante estrechamente alrededor de 1,4 masas solares".

Las estrellas Whiles son de todos los tamaños y pueden tener decenas o cientos de veces la masa del sol, las estrellas de neutrones. por sus propiedades? son únicos en el sentido de que los astrónomos han pensado durante mucho tiempo que estaban limitados a masas de alrededor de 1,4 veces las masas solares.

La estrella de neutrones que batió récords se llama PSR J1614-2230 y está aproximadamente a 3.000 años luz de la Tierra.

¿De qué está hecho realmente?

Las estrellas de neutrones están hechas de materia ultradensa. Un trozo de estrella de neutrones del tamaño de un cubo de azúcar puede pesar alrededor de 100 millones de toneladas. Esta extraordinaria densidad hace que las estrellas de neutrones sean formas ideales de estudiar los estados más densos y exóticos de la materia conocidos por la física que requieren demasiada energía para replicarse en forma estable aquí en la Tierra.

Si bien los astrónomos han pensado durante mucho tiempo que las estrellas de neutrones están compuestas únicamente de neutrones, algunos científicos han propuesto recientemente que también podrían contener partículas subatómicas más exóticas, como hiperones y condensados ​​de kaones, que poseen los llamados "quarks extraños".

Aunque quarks? los bloques de construcción de protones y neutrones? En general, se piensa que siempre serán núcleos atómicos confinados en la naturaleza, algunos investigadores también habían sugerido que las estrellas de neutrones podrían contener "quarks libres" no unidos.

La estrella de neutrones más masiva

Para aprender más sobre las estrellas de neutrones, los investigadores se centraron en PSR J1614-2230, que es un púlsar de milisegundos, una estrella de neutrones que emite pulsos de radio y gira completamente aproximadamente cada tres milésimas de segundo. Los pulsadores de milisegundos giran de forma muy fiable y sirven como cronometradores muy estables. Se pueden detectar cambios de incluso unas pocas millonésimas de segundo.

Thispulsar es un binario, en órbita mutua con una estrella compañera, una enana blanca.

Para determinar la masa de la estrella de neutrones, los investigadores midieron un retraso en el tiempo de viaje de sus pulsos de radio como resultado de que se distorsionaran por el campo gravitacional de la estrella compañera. Este efecto, llamado retraso de Shapiro, varía sistemáticamente a medida que las estrellas emparejadas se orbitan entre sí, y el análisis preciso de los científicos permitió a los científicos determinar la masa de la enana blanca.

Dado que los investigadores conocen las características orbitales del sistema binario como un todo, conocer la masa de la estrella compañera les permitió calcular también la masa del púlsar.

"Tuvimos mucha suerte con este sistema", dijo el investigador Scott Ransom, anastrónomo del Observatorio Nacional de Radioastronomía en Charlottesville, Virginia.

Las estrellas emparejadas están en una órbita casi perfectamente de borde a la Tierra, lo que hace que la variación en las distorsiones de los pulsos de radio sea más pronunciada, dijeron los investigadores. Además, la enana blanca es inusualmente masiva para una estrella de su tipo, lo que significa que su campo gravitacional tuvo un efecto especialmente profundo en los pulsos.

"Esta combinación única hizo que la demora de Shapiro fuera mucho más fuerte y, por lo tanto, más fácil de medir", agregó Ransom.

Los científicos redujeron la masa del púlsar a 1,97 veces la masa del sol, dando o tomando 0,04 masas solares.

La masa Thishigh descarta casi todos los modelos propuestos actualmente para la materia estelar de neutrones que involucran partículas exóticas como hiperones y condensados ​​de kaones, explicó Demorest. Esas partículas exóticas son esencialmente más blandas que los neutrones, y si una estrella de neutrones tan masiva poseyera esas partículas, podría comprimirse tanto que colapsaría en un agujero negro.

Aunque la materia en las estrellas de neutrones podría estar hecha de materia de quarks, solo podría soportar una estrella tan masiva si interactúan fuertemente entre sí como lo hacen en los núcleos atómicos normales y no si fueran libres, agregó el investigador FeryalOzel de la Universidad de Arizona.

Estos nuevos hallazgos también podrían arrojar luz sobre el origen de los estallidos de rayos gamma, las explosiones más poderosas del universo. ¿Una explicación principal de la causa de un tipo de explosión de rayos gamma? las ráfagas de "corta duración"? es que son causadas por la colisión de estrellas de neutrones. El hecho de que las estrellas de neutrones puedan ser tan masivas como PSRJ1614-2230 sugiere que estas colisiones serían lo suficientemente poderosas como para generar estas explosiones.

"Los púlsares en general nos brindan una gran oportunidad para estudiar física exótica, y este sistema es un laboratorio fantástico que nos brinda información valiosa con implicaciones de amplio alcance", dijo Ransom. "Es sorprendente para mí que un simple número, la masa de esta estrella de neutrones, pueda decirnos tanto sobre tantos aspectos diferentes de la física y la astronomía".

La investigación se detalla en la edición del 28 de octubre de la revista Nature. También detallarán sus cálculos sobre estrellas de neutrones y quarks libres en Astrofísica Journal Letters.


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En este artículo presentamos una recopilación de los resultados de nuestras simulaciones más avanzadas de fusión de estrellas de neutrones. En publicaciones anteriores se hizo referencia a aspectos especiales de estos modelos (Ruffert & amp Janka cite Janka y col. citar), pero aquí se ofrece una descripción de los procedimientos numéricos empleados y una descripción más completa de un gran número de modelos calculados. Las simulaciones hidrodinámicas tridimensionales se realizaron con un código basado en el Método Parabólico por Partes (PPM), que resuelve las leyes de conservación discretizadas para masa, momento, energía y, además, para el número de leptones electrónicos en un marco de referencia euleriano. Hasta cinco niveles de cuadrículas cartesianas anidadas aseguran una mayor resolución numérica (alrededor de 0,6 km) alrededor del centro de masa, mientras que la evolución se sigue en un gran volumen computacional (longitud lateral entre 300 y 400 km). Las simulaciones son básicamente newtonianas, pero se tienen en cuenta la emisión de ondas gravitacionales y la correspondiente retroacción sobre el flujo hidrodinámico. El uso de una ecuación física nuclear de estado nos permite seguir la historia termodinámica del medio estelar y calcular la pérdida de energía y número de leptones debido a la emisión de neutrinos. Los modelos calculados difieren en lo que respecta a las masas de estrellas de neutrones y las relaciones de masa, los giros de las estrellas de neutrones, la resolución numérica expresada por el tamaño de celda de la cuadrícula más fina y el número de niveles de cuadrícula, y el cálculo de la temperatura a partir de la solución de la ecuación de entropía. en lugar de la ecuación de energía. Los modelos fueron evaluados para la correspondiente emisión de ondas gravitacionales y neutrinos y la pérdida de masa que ocurre durante la fase dinámica de la fusión. Los resultados pueden servir para comparar con simulaciones de hidrodinámica de partículas suavizadas (SPH). Además, definen un punto de referencia para futuros modelos con un mejor tratamiento de la relatividad general y con mejoras de la compleja física de entrada. Nuestras simulaciones muestran que los detalles de la emisión de ondas gravitacionales siguen siendo sensibles a la resolución numérica, incluso en nuestros cálculos de la más alta calidad. La cantidad de masa que se puede expulsar de las fusiones de estrellas de neutrones depende en gran medida del momento angular del sistema. Nuestros resultados no apoyan las condiciones iniciales de temperatura y relación protón-nucleón necesarias según un trabajo reciente para producir un patrón de proceso r solar para núcleos alrededor y por encima de la A

130 pico. Los modelos mejorados confirman nuestra conclusión anterior de que los estallidos de rayos gamma no son impulsados ​​por la emisión de neutrinos durante la fase dinámica de la fusión de dos estrellas de neutrones.


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Visión en todo el espectro: la nebulosa del cangrejo, desde la radio hasta los rayos X

La Nebulosa del Cangrejo (Messier 1) es el remanente de una supernova que explotó en el año 1054 d.C. Esta misteriosa "nueva estrella", como la llamaron los primeros observadores del cielo, fue observada en todo el mundo y, sobre todo, registrada por astrónomos chinos. La supernova se desencadenó cuando la estrella progenitora colapsó abruptamente sobre su núcleo de hierro y rebotó para expulsar la mayoría de sus capas de gas en una onda expansiva. Esta onda se ve como un conjunto de filamentos ópticos e infrarrojos que continúa impactando el material circundante. Este material fue expulsado de la estrella progenitora gigante roja moribunda 20.000 años antes de la supernova. El núcleo remanente ultradenso, llamado estrella de neutrones, es aplastado al tamaño de una ciudad. Girando furiosamente, la estrella de neutrones envía rayos gemelos de radiación, como un faro. Mucha de esta energía proviene de los intensos campos magnéticos de la estrella de neutrones.

La imagen de radio inicial (del Very Large Array) muestra el gas frío y el polvo expulsados ​​por los vientos de la supernova. La imagen infrarroja (Spitzer) muestra radiación de sincrotrón, una forma inusual de luz producida por electrones atrapados en campos magnéticos. La imagen infrarroja también muestra gas caliente. La imagen de luz visible (Hubble) muestra la estructura filamentaria detallada de la onda expansiva cuando impacta el material circundante. La imagen ultravioleta (XMM-Newton) muestra gas ionizado caliente. Finalmente, la emisión de rayos X (Chandra) de las partículas de alta energía expulsadas del púlsar muestra la nebulosa en expansión. La estructura bipolar representa un potente chorro de material canalizado a lo largo del eje de rotación de la estrella de neutrones.

NASA, ESA y G. Bacon (STScI)
Imagen de radio: VLA / NRAO / AUI / NSF
Imagen infrarroja: NASA / Spitzer / JPL-Caltech
Imagen óptica: NASA, ESA y Hubble (STScI)
Imagen ultravioleta: XMM-Newton / ESA
Imagen de rayos X: NASA / Chandra / CXC