Estrella compacta

Clasificación en astronomía

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No confundir con estrella enana .

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En astronomía , el término estrella compacta (u objeto compacto ) se refiere colectivamente a enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros . Crecería para incluir estrellas exóticas si se confirma la existencia de tales cuerpos densos e hipotéticos. Todos los objetos compactos tienen una masa alta en relación con su radio, lo que les da una densidad muy alta , en comparación con la materia atómica ordinaria .

Las estrellas compactas son a menudo los puntos finales de la evolución estelar y, en este sentido, también se denominan restos estelares . El estado y tipo de un remanente estelar depende principalmente de la masa de la estrella a partir de la cual se formó. El término ambiguo estrella compacta se usa a menudo cuando se desconoce la naturaleza exacta de la estrella, pero la evidencia sugiere que tiene un radio muy pequeño en comparación con las estrellas ordinarias . Una estrella compacta que no es un agujero negro puede denominarse estrella degenerada . El 1 de junio de 2020, los astrónomos informaron que redujeron la fuente de Fast Radio Bursts (FRB), que ahora pueden incluir de manera plausible "fusiones de objetos compactos y magnetaresque surgen de supernovas normales de colapso del núcleo ". ^{[1] [2]}

Formación

El punto final habitual de la evolución estelar es la formación de una estrella compacta.

Todas las estrellas activas eventualmente llegarán a un punto en su evolución en el que la presión de radiación hacia el exterior de las fusiones nucleares en su interior ya no podrá resistir las fuerzas gravitacionales siempre presentes. Cuando esto sucede, la estrella colapsa por su propio peso y sufre el proceso de muerte estelar . Para la mayoría de las estrellas, esto dará como resultado la formación de un remanente estelar muy denso y compacto, también conocido como estrella compacta.

Las estrellas compactas no tienen producción de energía interna, pero, con la excepción de los agujeros negros, por lo general irradian durante millones de años con un exceso de calor que queda del colapso mismo. ^[3]

Según el conocimiento más reciente, las estrellas compactas también podrían formarse durante las separaciones de fase del Universo temprano después del Big Bang . ^{[4] Los} orígenes primordiales de los objetos compactos conocidos no se han determinado con certeza.

Toda la vida

Aunque las estrellas compactas pueden irradiar y, por tanto, enfriarse y perder energía, no dependen de las altas temperaturas para mantener su estructura, como lo hacen las estrellas ordinarias. Salvo perturbaciones externas y la desintegración de protones , pueden persistir virtualmente para siempre. Sin embargo, se cree generalmente que los agujeros negros finalmente se evaporan de la radiación de Hawking después de billones de años. De acuerdo con nuestros modelos estándar actuales de cosmología física , todas las estrellas eventualmente evolucionarán a estrellas compactas frías y oscuras, para cuando el Universo entre en la llamada era degenerada en un futuro muy lejano.

La definición algo más amplia de objetos compactos a menudo incluye objetos sólidos más pequeños como planetas , asteroides y cometas . Existe una notable variedad de estrellas y otros grupos de materia caliente, pero toda la materia en el Universo debe eventualmente terminar como alguna forma de objeto estelar o subestelar compacto, de acuerdo con las interpretaciones teóricas actuales de la termodinámica .

Enanas blancas

Artículo principal: enana blanca

La nebulosa esquimal está iluminada por una enana blanca en su centro.

Las estrellas llamadas enanas blancas o degeneradas están compuestas principalmente de materia degenerada ; típicamente núcleos de carbono y oxígeno en un mar de electrones degenerados. Las enanas blancas surgen de los núcleos de las estrellas de la secuencia principal y, por lo tanto, están muy calientes cuando se forman. A medida que se enfríen, se enrojecerán y atenuarán hasta que finalmente se convertirán en enanas negras oscuras . Las enanas blancas se observaron en el siglo XIX, pero las densidades y presiones extremadamente altas que contienen no se explicaron hasta la década de 1920.

La ecuación de estado para la materia degenerada es "suave", lo que significa que agregar más masa resultará en un objeto más pequeño. Continuando agregando masa a lo que comienza como una enana blanca, el objeto se encoge y la densidad central se vuelve aún mayor, con energías de electrones degenerados más altas. Después de que la masa de la estrella degenerada haya crecido lo suficiente como para que su radio se haya reducido a solo unos pocos miles de kilómetros, la masa se acercará al límite de Chandrasekhar , el límite superior teórico de la masa de una enana blanca, aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol ( M ☉ ).

Si se eliminara la materia del centro de una enana blanca y se comprimiera lentamente, los electrones primero se verían obligados a combinarse con los núcleos, cambiando sus protones a neutrones por desintegración beta inversa . El equilibrio se desplazaría hacia núcleos más pesados ​​y ricos en neutrones que no son estables en las densidades diarias. A medida que aumenta la densidad, estos núcleos se vuelven aún más grandes y están menos unidos. A una densidad crítica de aproximadamente 4 × 10 ¹⁴ kg / m ³ , denominada " línea de goteo de neutrones”- el núcleo atómico tendería a disolverse en protones y neutrones no unidos. Si se comprime aún más, eventualmente llegaría a un punto en el que la materia está en el orden de la densidad de un núcleo atómico, aproximadamente 2 × 10 ¹⁷  kg / m ³ . A esa densidad, la materia estaría constituida principalmente por neutrones libres, con una ligera dispersión de protones y electrones.

Estrellas de neutrones

Artículo principal: estrella de neutrones

La Nebulosa del Cangrejo es un remanente de supernova que contiene el Pulsar del Cangrejo , una estrella de neutrones .

En ciertas estrellas binarias que contienen una enana blanca, la masa se transfiere de la estrella compañera a la enana blanca, empujándola finalmente por encima del límite de Chandrasekhar . Los electrones reaccionan con los protones para formar neutrones y, por lo tanto, ya no suministran la presión necesaria para resistir la gravedad, lo que hace que la estrella colapse. Si el centro de la estrella está compuesto principalmente de carbono y oxígeno, entonces tal colapso gravitacional encenderá la fusión descontrolada del carbono y el oxígeno, lo que resultará en una supernova de Tipo Ia que destruirá por completo la estrella antes de que el colapso pueda volverse irreversible. Si el centro está compuesto principalmente de magnesio o elementos más pesados, el colapso continúa. ^{[5] [6] [7]}A medida que aumenta la densidad, los electrones restantes reaccionan con los protones para formar más neutrones. El colapso continúa hasta que (a mayor densidad) los neutrones se degeneran. Es posible un nuevo equilibrio después de que la estrella se encoja en tres órdenes de magnitud , a un radio de entre 10 y 20 km. Esta es una estrella de neutrones .

Aunque la primera estrella de neutrones no se observó hasta 1967, cuando se descubrió el primer púlsar de radio , Baade y Zwicky propusieron las estrellas de neutrones en 1933, solo un año después del descubrimiento del neutrón en 1932. Se dieron cuenta de que debido a que las estrellas de neutrones son tan densas, el colapso de una estrella ordinaria en una estrella de neutrones liberaría una gran cantidad de energía potencial gravitacional, proporcionando una posible explicación para las supernovas . ^{[8] [9] [10]} Esta es la explicación de las supernovas de los tipos Ib, Ic y II . Tales supernovas ocurren cuando el núcleo de hierro de una estrella masiva excede el límite de Chandrasekhar y colapsa en una estrella de neutrones.

Como los electrones, los neutrones son fermiones . Por lo tanto, proporcionan presión de degeneración de neutrones para soportar una estrella de neutrones contra el colapso. Además, las interacciones repulsivas neutrón-neutrón ^{[ cita requerida ]} proporcionan una presión adicional. Al igual que el límite de Chandrasekhar para las enanas blancas, existe una masa límite para las estrellas de neutrones: el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff , donde estas fuerzas ya no son suficientes para sostener la estrella. Como las fuerzas en la materia hadrónica densa no se comprenden bien, este límite no se conoce con exactitud, pero se cree que está entre 2 y 3  M _☉. Si se acumula más masa en una estrella de neutrones, eventualmente se alcanzará este límite de masa. Lo que sucede a continuación no está del todo claro.

Agujeros negros

Artículos principales: Agujero negro y agujero negro estelar.

Un agujero negro simulado de diez masas solares, a una distancia de 600 km.

A medida que se acumula más masa, el equilibrio contra el colapso gravitacional excede su punto de ruptura. Una vez que la presión de la estrella es insuficiente para contrarrestar la gravedad, se produce un colapso gravitacional catastrófico en milisegundos. La velocidad de escape en la superficie, que ya es de al menos 1 ⁄ 3 de  la velocidad de la luz, alcanza rápidamente la velocidad de la luz. En ese momento, ninguna energía o materia puede escapar y se ha formado un agujero negro . Debido a que toda la luz y la materia están atrapadas dentro de un horizonte de eventos , un agujero negro parece verdaderamente negro , excepto por la posibilidad de una radiación de Hawking muy débil . Se presume que el colapso continuará dentro del horizonte de eventos.

En la teoría clásica de la relatividad general , se formará una singularidad gravitacional que no ocupará más de un punto . Puede haber una nueva parada del catastrófico colapso gravitacional en un tamaño comparable a la longitud de Planck., pero a estas longitudes no se conoce una teoría de la gravedad para predecir lo que sucederá. Agregar cualquier masa adicional al agujero negro hará que el radio del horizonte de eventos aumente linealmente con la masa de la singularidad central. Esto inducirá ciertos cambios en las propiedades del agujero negro, como la reducción de la tensión de las mareas cerca del horizonte de sucesos y la reducción de la intensidad del campo gravitacional en el horizonte. Sin embargo, no habrá más cambios cualitativos en la estructura asociados con cualquier aumento de masa.

Modelos alternativos de agujeros negros

• Bola de pelusa ^[11]
• Gravastar ^[11]
• Estrella de energía oscura
• Estrella negra
• Objeto magnetosférico que colapsa eternamente
• Estrella oscura ^[11]
• Agujeros negros primordiales

Estrellas exóticas

Artículo principal: estrella exótica

Una estrella exótica es una estrella compacta hipotética compuesta de algo más que electrones , protones y neutrones equilibrados contra el colapso gravitacional por presión de degeneración u otras propiedades cuánticas. Estos incluyen estrellas extrañas (compuestas de materia extraña ) y las estrellas preón más especulativas (compuestas de preones ).

Las estrellas exóticas son hipotéticas, pero las observaciones publicadas por el Observatorio de Rayos X Chandra el 10 de abril de 2002 detectaron dos estrellas extrañas candidatas, designadas RX J1856.5-3754 y 3C58 , que anteriormente se pensaba que eran estrellas de neutrones. Según las leyes de la física conocidas, las primeras parecían mucho más pequeñas y las segundas mucho más frías de lo que deberían, lo que sugiere que están compuestas de material más denso que el neutronio . Sin embargo, estas observaciones son recibidas con escepticismo por los investigadores que dicen que los resultados no fueron concluyentes. ^{[ cita requerida ]}

Estrellas de quarks y estrellas extrañas

Artículo principal: estrella de Quark

Si los neutrones se exprimen lo suficiente a una temperatura alta, se descompondrán en los quarks que los componen , formando lo que se conoce como materia de quarks . En este caso, la estrella se encogerá más y se volverá más densa, pero en lugar de un colapso total en un agujero negro, es posible que la estrella se estabilice y sobreviva en este estado indefinidamente, siempre que no se agregue más masa. Hasta cierto punto, se ha convertido en un nucleón muy grande . Una estrella en este estado hipotético se llama " estrella de quark " o, más específicamente, "estrella extraña". El pulsar 3C58se ha sugerido como una posible estrella de quark. Se cree que la mayoría de las estrellas de neutrones contienen un núcleo de materia de quarks, pero esto ha resultado difícil de determinar mediante observación. ^{[ cita requerida ]}

Estrellas preon

Una estrella preón es un tipo propuesto de estrella compacta hecha de preón , un grupo de partículas subatómicas hipotéticas . Se esperaría que las estrellas preón tuvieran densidades enormes , superiores a 10 ²³ kilogramos por metro cúbico, un nivel intermedio entre las estrellas de quarks y los agujeros negros. Las estrellas preón podrían originarse a partir de explosiones de supernovas o del Big Bang ; sin embargo, las observaciones actuales de los aceleradores de partículas hablan en contra de la existencia de preones. ^{[ cita requerida ]}

Q estrellas

Artículo principal: estrella Q

Las estrellas Q son estrellas de neutrones hipotéticamente compactas y más pesadas con un estado exótico de la materia donde el número de partículas se conserva con radios inferiores a 1,5 veces el radio correspondiente de Schwarzschild. Las estrellas Q también se denominan "agujeros grises".

Estrellas electrodébiles

Artículo principal: estrella electrodébil

Una estrella electrodébil es un tipo teórico de estrella exótica , por lo que el colapso gravitacional de la estrella se evita mediante la presión de radiación resultante de la combustión electrodébil , es decir, la energía liberada por la conversión de quarks en leptones a través de la fuerza electrodébil . Este proceso ocurre en un volumen en el núcleo de la estrella aproximadamente del tamaño de una manzana , que contiene aproximadamente dos masas terrestres. ^[12]

Estrella de bosón

Una estrella de bosones es un objeto astronómico hipotético que se forma a partir de partículas llamadas bosones (las estrellas convencionales se forman a partir de fermiones ). Para que exista este tipo de estrella, debe haber un tipo estable de bosón con auto-interacción repulsiva. A partir de 2016, no hay evidencia significativa de que exista tal estrella. Sin embargo, puede ser posible detectarlos por la radiación gravitacional emitida por un par de estrellas de bosones que coorbitan. ^{[13] [14]}

Objetos relativistas compactos y el principio de incertidumbre generalizada

Basado en el principio de incertidumbre generalizada (GUP), propuesto por algunos enfoques de la gravedad cuántica como la teoría de cuerdas y la relatividad doblemente especial , recientemente se ha estudiado el efecto de GUP sobre las propiedades termodinámicas de estrellas compactas con dos componentes diferentes. ^[15] Tawfik y col. señaló que la existencia de corrección de la gravedad cuántica tiende a resistir el colapso de las estrellas si el parámetro GUP está tomando valores entre la escala de Planck y la escala electrodébil. Comparando con otros enfoques, se encontró que los radios de las estrellas compactas deberían ser más pequeños y que el aumento de energía disminuye los radios de las estrellas compactas.

Ver también

• Formación y evolución de galaxias

Referencias

1. Starr, Michelle (1 de junio de 2020). "Los astrónomos simplemente redujeron la fuente de esas poderosas señales de radio desde el espacio" . ScienceAlert.com . Consultado el 2 de junio de 2020 .
2. Bhandan, Shivani (1 de junio de 2020). "Las galaxias anfitrionas y los progenitores de ráfagas de radio rápidas localizadas con el Pathfinder de matriz de kilómetros cuadrados australianos" . Las cartas de la revista astrofísica . 895 (2): L37. arXiv : 2005.13160 . Código Bibliográfico : 2020ApJ ... 895L..37B . doi : 10.3847 / 2041-8213 / ab672e . S2CID 218900539 . Consultado el 2 de junio de 2020 . 
3. Tauris, TM; J. van den Heuvel, EP (20 de marzo de 2003). Formación y evolución de fuentes de rayos X estelares compactas . arXiv : astro-ph / 0303456 . Código Bibliográfico : 2006csxs.book..623T .
4. Khlopov, Maxim Yu. (Junio ​​de 2010). "Agujeros negros primordiales". Investigación en Astronomía y Astrofísica . 10 (6): 495–528. arXiv : 0801.0116 . Código bibliográfico : 2010RAA .... 10..495K . doi : 10.1088 / 1674-4527 / 10/6/001 .
5. Hashimoto, M .; Iwamoto, K .; Nomoto, K. (1993). "Supernovas de tipo II de 8-10 estrellas de ramas gigantes asintóticas de masa solar". El diario astrofísico . 414 : L105. Código bibliográfico : 1993ApJ ... 414L.105H . doi : 10.1086 / 187007 .
6. Ritossa, C .; García-Berro, E .; Iben, I. Jr. (1996). "Sobre la evolución de estrellas que forman núcleos degenerados de electrones procesados ​​por quema de carbono. II. Abundancias de isótopos y pulsos térmicos en un modelo _{solar de} 10 M con un núcleo de UNO y aplicaciones a variables de período largo, novas clásicas y colapso inducido por acreción ". El diario astrofísico . 460 : 489. Código Bibliográfico : 1996ApJ ... 460..489R . doi : 10.1086 / 176987 .
7. Wanajo, S .; et al. (2003). "El proceso r en explosiones de supernovas del colapso de núcleos de O-Ne-Mg". El diario astrofísico . 593 (2): 968–979. arXiv : astro-ph / 0302262 . Código Bibliográfico : 2003ApJ ... 593..968W . doi : 10.1086 / 376617 . S2CID 13456130 . 
8. Osterbrock, DE (2001). "¿Quién acuñó realmente la palabra supernova? ¿Quién predijo por primera vez las estrellas de neutrones?". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 33 : 1330. Código Bibliográfico : 2001AAS ... 199.1501O .
9. Baade, W .; Zwicky, F. (1934). "Sobre Super-Novae" . Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 20 (5): 254–9. Código bibliográfico : 1934PNAS ... 20..254B . doi : 10.1073 / pnas.20.5.254 . PMC 1076395 . PMID 16587881 .  
10. Baade, W .; Zwicky, F. (1934). "Rayos cósmicos de Super-Novae" . Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 20 (5): 259–263. Código bibliográfico : 1934PNAS ... 20..259B . doi : 10.1073 / pnas.20.5.259 . PMC 1076396 . PMID 16587882 .  
11. Visser, M .; Barceló, C .; Liberati, S .; Sonego, S. (2009). "Pequeño, oscuro y pesado: ¿Pero es un agujero negro?". arXiv : 0902.0346 [ hep-ésimo ].
12. Shiga, D. (4 de enero de 2010). "Las estrellas exóticas pueden imitar el Big Bang" . Nuevo científico . Consultado el 18 de febrero de 2010 .
13. Schutz, Bernard F. (2003). Gravedad desde cero (3ª ed.). Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 143 . ISBN 0-521-45506-5.
14. Palenzuela, C .; Lehner, L .; Liebling, SL (2008). "Dinámica orbital de sistemas estelares de bosones binarios". Physical Review D . 77 (4): 044036. arXiv : 0706.2435 . Código Bibliográfico : 2008PhRvD..77d4036P . doi : 10.1103 / PhysRevD.77.044036 . S2CID 115159490 . 
15. Ahmed Farag Ali y A. Tawfik, Int. J. Mod. Phys. D22 (2013) 1350020

Fuentes

• Blaschke, D .; Fredriksson, S .; Grigorian, H .; Öztaş, A .; Sandin, F. (2005). "Diagrama de fase de materia de quark de tres sabores bajo restricciones de estrella compacta". Physical Review D . 72 (6): 065020. arXiv : hep-ph / 0503194 . Código Bibliográfico : 2005PhRvD..72f5020B . doi : 10.1103 / PhysRevD.72.065020 . S2CID  119356279 .
• Sandin, F. (2005). "Estrellas compactas en el modelo estándar - y más allá". Physical Europea Diario C . 40 (2): 15-22. arXiv : astro-ph / 0410407 . Código bibliográfico : 2005EPJC ... 40 ... 15S . doi : 10.1140 / epjcd / s2005-03-003-y . S2CID  119495444 .
• Sandin, F. (2005). Fases exóticas de la materia en estrellas compactas (PDF) (Tesis). Universidad Tecnológica de Luleå .