Los astrónomos han determinado la estrella de neutrones más pesada conocida hasta la fecha, con un peso de 2,35 masas solares, según un artículo reciente publicado en el Astrophysical Journal Letters. ¿Cómo se hizo tan grande? Lo más probable es que devore una estrella compañera: el equivalente celestial de una araña viuda negra que devora a su compañera. El trabajo ayuda a establecer un límite superior sobre cuán grandes pueden llegar a ser las estrellas de neutrones, con implicaciones para nuestra comprensión del estado cuántico de la materia en sus núcleos.

Las estrellas de neutrones son restos de supernovas. Como el editor de Ars Science, John Timmer escribió el mes pasado:

La materia que forma las estrellas de neutrones comienza como átomos ionizados cerca del núcleo de una estrella masiva. Una vez que las reacciones de fusión de la estrella dejan de producir suficiente energía para contrarrestar la atracción de la gravedad, esta materia se contrae, experimentando presiones crecientes. La fuerza de aplastamiento es suficiente para eliminar los límites entre los núcleos atómicos, creando una sopa gigante de protones y neutrones. Eventualmente, incluso los electrones en la región son forzados a entrar en muchos de los protones, convirtiéndolos en neutrones.

Esto finalmente proporciona una fuerza para empujar contra el abrumador poder de la gravedad. La mecánica cuántica evita que los neutrones ocupen el mismo estado de energía cerca, y esto evita que los neutrones se acerquen y, por lo tanto, bloquea el colapso en un agujero negro. Pero es posible que exista un estado intermedio entre una burbuja de neutrones y un agujero negro, donde los límites entre los neutrones comienzan a romperse, dando como resultado extrañas combinaciones de sus quarks constituyentes.

Con la excepción de los agujeros negros, los núcleos de las estrellas de neutrones son los objetos más densos conocidos en el Universo y, debido a que están ocultos detrás de un horizonte de eventos, son difíciles de estudiar. «Sabemos más o menos cómo se comporta la materia a densidades nucleares, como en el núcleo de un átomo de uranio», dijo alex filipenko, astrónomo de la Universidad de California, Berkeley y coautor del nuevo artículo. «Una estrella de neutrones es como un núcleo gigante, pero cuando tienes 1,5 masas solares de este material, que son aproximadamente 500.000 masas terrestres de núcleos todos pegados, no está claro cómo se comportarán».

La estrella de neutrones que aparece en este último artículo es un púlsar, PSR J0952-0607, o J0952 para abreviar, ubicado en la constelación Sextans entre 3200 y 5700 años luz de distancia de la Tierra. Las estrellas de neutrones nacen girando y el campo magnético giratorio emite haces de luz en forma de ondas de radio, rayos X o rayos gamma. Los astrónomos pueden detectar púlsares a medida que sus rayos barren la Tierra. J0952 fue descubierto en 2017 gracias al radiotelescopio de matriz de baja frecuencia (LOFAR), que rastrea datos sobre misteriosas fuentes de rayos gamma recopilados por el telescopio espacial de rayos gamma Fermi de la NASA.

Su púlsar promedio gira aproximadamente a una revolución por segundo, o 60 por minuto. Pero J0952 gira a la asombrosa velocidad de 42.000 revoluciones por minuto, lo que lo convierte en el segundo púlsar más rápido conocido hasta ahora. La hipótesis preferida actual es que este tipo de púlsares alguna vez fueron parte de sistemas binarios, eliminando gradualmente a sus estrellas compañeras hasta que las últimas se evaporaron. Es por eso que estas estrellas se conocen como púlsares viuda negra, que liga Filippenko un «caso de ingratitud cósmica»:

El camino evolutivo es absolutamente fascinante. Doble signo de exclamación. A medida que la estrella compañera evoluciona y comienza a convertirse en una gigante roja, el material se esparce hacia la estrella de neutrones y esto hace girar a la estrella de neutrones. A medida que gira, ahora se vuelve increíblemente energizado y un viento de partículas comienza a salir de la estrella de neutrones. Luego, este viento golpea la estrella donante y comienza a extraer material y, con el tiempo, la masa de la estrella donante se reduce a la de un planeta y, si pasa más tiempo, desaparece por completo. Así es como se pueden formar púlsares de milisegundos. Para empezar, no estaban solos, tenían que estar en un par binario, pero gradualmente evaporaron a sus compañeros y ahora están solos.

Este proceso explicaría cómo J0952 se volvió tan pesado. Y tales sistemas son una bendición para científicos como Filippenko y sus colegas que quieren pesar con precisión las estrellas de neutrones. El truco consiste en encontrar sistemas binarios de estrellas de neutrones en los que la estrella compañera sea pequeña pero no demasiado pequeña para ser detectada. De aproximadamente una docena de púlsares de viuda negra que el equipo estudió a lo largo de los años, solo seis cumplían con este criterio.

La estrella compañera de J0952 tiene 20 veces la masa de Júpiter y está bloqueada en órbita con el púlsar. Por lo tanto, el lado que mira hacia J0952 es bastante caliente, alcanzando temperaturas de 6200 Kelvin (10 700 °F), lo que lo hace lo suficientemente brillante como para ser visto con un telescopio grande.

filipino et al. pasó los últimos cuatro años haciendo seis observaciones de J0952 con el telescopio Keck de 10 metros en Hawai para capturar la estrella compañera en puntos específicos en su órbita de 6,4 horas alrededor del púlsar. Luego compararon los espectros resultantes con los espectros de estrellas similares al Sol para determinar la velocidad orbital. Esto, a su vez, les permitió calcular la masa del púlsar.

Encontrar aún más sistemas de este tipo ayudaría a poner más restricciones en el límite superior de cuán grandes pueden llegar a ser las estrellas de neutrones antes de colapsar en agujeros negros, así como eliminar las teorías en competencia sobre la naturaleza de la sopa de quarks en sus núcleos. “Podemos seguir buscando viudas negras y estrellas de neutrones similares que se deslizan aún más cerca del borde del agujero negro”. Filippenko dijo. «Pero si no encontramos ninguno, refuerza el argumento de que 2,3 masas solares es el verdadero límite, más allá del cual se convierten en agujeros negros».

DOI: Cartas de revistas astrofísicas, 2022. 10.3847/2041-8213/ac8007 (Acerca de los DOI).