Los púlsares de milisegundos giran mucho más rápido de lo esperado para una estrella colapsada. La mejor oportunidad para estudiar estas estrellas de neutrones es encontrar un sistema de viuda negra donde el púlsar se haya evaporado y se haya comido gran parte de su estrella compañera. El telescopio Keck I pudo capturar espectros de uno de esos compañeros, lo que permitió a los astrónomos pesar su púlsar. Es el más pesado encontrado hasta la fecha, y quizás esté cerca del límite superior para una estrella de neutrones.
Una estrella densa y colapsada que gira 707 veces por segundo, lo que la convierte en una de las estrellas de neutrones que giran más rápido en la galaxia de la Vía Láctea, ha triturado y consumido casi toda la masa de su compañera estelar y, en el proceso, se ha convertido en la más pesada. estrella de neutrones observada hasta la fecha.
Pesar esta estrella de neutrones que establece récords, que encabeza las tablas con 2,35 veces la masa del sol, ayuda a los astrónomos a comprender el extraño estado cuántico de la materia dentro de estos objetos densos que, si se vuelven mucho más pesados que eso, colapsan por completo y desaparecer como un agujero negro.
«Sabemos aproximadamente cómo se comporta la materia en densidades nucleares, como en el núcleo de un átomo de uranio», dijo Alex Filippenko, profesor distinguido de astronomía en la Universidad de California, Berkeley. «Una estrella de neutrones es como un núcleo gigante, pero cuando tienes una masa solar y media de estas cosas, que son alrededor de 500.000 masas terrestres de núcleos unidos entre sí, no está del todo claro cómo se comportarán».
Roger W. Romani, profesor de astrofísica en la Universidad de Stanford, señaló que 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 del universo aparte de los agujeros negros, que debido a que son escondidos detrás de su horizonte de eventos son imposibles de estudiar. La estrella de neutrones, un púlsar designado como PSR J0952-0607, es el objeto más denso a la vista desde 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 Maunakea, Hawái, que solo pudo registrar un espectro de luz visible de la estrella compañera que brilla intensamente, ahora reducido a del tamaño de un gran planeta gaseoso. Las estrellas están a unos 3.000 años luz de la Tierra en dirección a la constelación Sextans.
Descubierto en 2017, PSR J0952-0607 se conoce como púlsar de «viuda negra», una analogía con la tendencia de las arañas viudas negras hembra de consumir al macho mucho más pequeño 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 el límite superior de cuán grandes pueden crecer las estrellas de neutrones/púlsares.
«Al combinar esta medida con las de varias otras viudas negras, mostramos que las estrellas de neutrones deben alcanzar al menos esta masa, 2,35 más o menos 0,17 masas solares», dijo Romani, profesor de física en la Facultad de Humanidades y Ciencias de Stanford. y miembro del Instituto Kavli de Astrofísica y Cosmología de Partículas. «A su vez, esto proporciona algunas de las restricciones más fuertes sobre la propiedad de la materia en varias veces la densidad observada en los núcleos atómicos. De hecho, este resultado excluye muchos modelos populares de física de la materia densa».
Si 2,35 masas solares está cerca del límite superior de las estrellas de neutrones, dicen los investigadores, entonces es probable que el interior sea una sopa de neutrones, así como de quarks arriba y abajo, los constituyentes de los protones y neutrones normales, pero no exóticos. materia, como quarks «extraños» o kaones, que son partículas que contienen un quark extraño.
«Una masa máxima alta para las estrellas de neutrones sugiere que es una mezcla de núcleos y sus quarks arriba y abajo disueltos hasta el núcleo», dijo Romani. «Esto excluye muchos estados propuestos de la materia, especialmente aquellos con una composición interior exótica».
Romani, Filippenko y el estudiante graduado de Stanford Dinesh Kandel son coautores de un artículo que describe los resultados del equipo que ha sido aceptado para su publicación por Las cartas del diario astrofísico.
¿Qué tan grandes pueden crecer?
Los astrónomos generalmente están de acuerdo en que cuando una estrella con un núcleo de más de 1,4 masas solares colapsa al final de su vida, forma un objeto denso y compacto con un interior bajo una presión tan alta que todos los átomos se aplastan para formar un mar de neutrones. y sus constituyentes subnucleares, los quarks. Estas estrellas de neutrones nacen girando y, aunque son demasiado tenues para verse en la luz visible, se revelan como púlsares, que emiten haces de luz (ondas de radio, rayos X o incluso rayos gamma) que destellan en la Tierra a medida que giran, al igual que el haz giratorio de un faro.
Los púlsares «ordinarios» giran y parpadean una vez por segundo, en promedio, una velocidad que puede explicarse fácilmente dada la rotación normal de una estrella antes de colapsar. Pero algunos púlsares se repiten cientos o hasta 1000 veces por segundo, lo que es difícil de explicar a menos que la materia haya caído sobre la estrella de neutrones y la haya hecho girar. Pero para algunos púlsares de milisegundos, no se ve ningún compañero.
Una posible explicación para los púlsares de milisegundos aislados es que cada uno alguna vez tuvo un compañero, pero lo redujo a nada.
«El camino evolutivo es absolutamente fascinante. Doble signo de exclamación», dijo Filippenko. «A medida que la estrella compañera evoluciona y comienza a convertirse en una gigante roja, el material se derrama sobre la estrella de neutrones y eso la hace girar. Al girar, ahora se vuelve increíblemente energizada y un viento de partículas comienza a salir de la estrella de neutrones. estrella. Ese viento luego golpea la estrella donante y comienza a desprender material, y con el tiempo, la masa de la estrella donante disminuye a la de un planeta, y si pasa más tiempo, desaparece por completo. Entonces, así es como podrían ser los púlsares de milisegundos solitarios. Para empezar, no estaban solos, tenían que estar en un par binario, pero gradualmente evaporaron a sus compañeros, y ahora están solos».
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 los restos de estrellas normales que han contribuido con la masa y el momento angular, haciendo girar a sus púlsares compañeros en períodos de milisegundos y aumentando su masa en el proceso», dijo Romani.
«En un caso de ingratitud cósmica, el púlsar de la viuda negra, que ha devorado una gran parte de su compañero, ahora calienta y evapora al compañero a masas planetarias y tal vez la aniquilación completa», dijo Filippenko.
Los púlsares de araña incluyen redbacks y tidarrens
Encontrar púlsares de viuda negra en los que el compañero sea pequeño, pero no demasiado pequeño para detectar, es una de las pocas formas de pesar las estrellas de neutrones. En el caso de este sistema binario, la estrella compañera, que ahora tiene solo 20 veces la masa de Júpiter, está distorsionada por la masa de la estrella de neutrones y bloqueada por mareas, similar a la forma en que nuestra luna está bloqueada en órbita para que podamos ver solo un lado El lado que mira hacia la estrella de neutrones se calienta a temperaturas de alrededor de 6.200 Kelvin, o 10.700 grados Fahrenheit, un poco más caliente que nuestro sol, y lo suficientemente brillante como para ver con un telescopio grande.
Filippenko y Romani dirigieron el telescopio Keck I hacia PSR J0952-0607 en seis ocasiones durante los últimos cuatro años, cada vez observando con el espectrómetro de imágenes de baja resolución en fragmentos de 15 minutos para captar al débil compañero en puntos específicos de su órbita de 6,4 horas. del púlsar. Al comparar los espectros con los de estrellas similares al Sol, pudieron medir la velocidad orbital de la estrella compañera y calcular la masa de la estrella de neutrones.
Filippenko y Romani han examinado alrededor de una docena de sistemas de viuda negra hasta el momento, aunque solo seis tenían estrellas compañeras lo suficientemente brillantes como para permitirles calcular una masa. Todos involucraron estrellas de neutrones menos masivas que el púlsar PSR J0952-060. Esperan estudiar más púlsares de viuda negra, así como sus primos: los púlsares de espalda roja, llamados así por el equivalente australiano de los púlsares de viuda negra, que tienen compañeros más cercanos a una décima parte de la masa del sol; y lo que Romani denominó tidarrens, donde el compañero es alrededor de una centésima parte de una masa solar, en honor a un pariente de la araña viuda negra.. El macho de esta especie, Tidarren sisifoides, es aproximadamente el 1% del tamaño de la hembra.
«Podemos seguir buscando viudas negras y estrellas de neutrones similares que se acerquen aún más al borde del agujero negro. Pero si no encontramos ninguna, se refuerza el argumento de que 2,3 masas solares es el límite real, más allá del cual se convierten en agujeros negros». ”, 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 probablemente espera a la era del telescopio de 30 metros», agregó Romani.
Otros coautores del Letras ApJ El artículo son los investigadores de UC Berkeley Thomas Brink y WeiKang Zheng. El trabajo fue apoyado por la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio (80NSSC17K0024, 80NSSC17K0502), el Fondo Christopher R. Redlich, la Fundación TABASGO y el Instituto Miller de Investigación Básica en Ciencias de UC Berkeley.
