La astrosismología estudia la estructura interna de nuestro Sol y otras estrellas mediante oscilaciones. Estos se pueden estudiar interpretando el espectro de frecuencia temporal adquirido a través de observaciones. [1] De la misma manera, las estrellas de neutrones más extremas podrían estudiarse y, con suerte, darnos una mejor comprensión del interior de las estrellas de neutrones y ayudar a determinar la ecuación de estado de la materia a densidades nucleares. Los científicos también esperan probar, o descartar, la existencia de las llamadas estrellas de quarks , o estrellas extrañas, a través de estos estudios. [2]
Tipos de oscilaciones
Los modos de oscilación se dividen en subgrupos, cada uno con un comportamiento característico diferente. Primero se dividen en modos toroidales y esféricos, y el último se divide en modos radiales y no radiales. Los modos esféricos son oscilaciones en la dirección radial, mientras que los modos toroidales oscilan horizontalmente , perpendicular a la dirección radial. Los modos radiales se pueden considerar como un caso especial de los no radiales, conservando la forma de la estrella en las oscilaciones, mientras que los no radiales no. Generalmente, solo los modos esféricos se consideran en los estudios de estrellas, ya que son los más fáciles de observar, pero también se pueden estudiar los modos toroidales.
En nuestro Sol, hasta ahora solo se han encontrado tres tipos de modos, a saber, los modos p, g y f. La heliosismología estudia estos modos con períodos en el rango de minutos, mientras que para las estrellas de neutrones los períodos son mucho más cortos, a menudo segundos o incluso milisegundos.
- Los modos p o modos de presión están determinados por la velocidad del sonido local en la estrella, por lo que a menudo también se denominan modos acústicos. Dependiendo en gran medida de la densidad y la temperatura de la estrella de neutrones, se alimentan de fluctuaciones de presión interna en el medio estelar. Los períodos típicos predichos se encuentran alrededor de 0,1 ms.
- Los modos g o los modos de gravedad tienen la flotabilidad como fuerza restauradora, pero no deben confundirse con las ondas gravitacionales . Los modos g están confinados a las regiones internas de una estrella de neutrones con una corteza sólida y han predicho períodos de oscilación entre 10 y 400 ms. Sin embargo, también se esperan modos g de período largo que oscilen en períodos de más de 10 s.
- Los modos f o modos fundamentales, son modos g confinados a la superficie de la estrella de neutrones, similares a las ondas en un estanque. Los períodos previstos están entre 0,1 y 0,8 ms.
Las propiedades extremas de las estrellas de neutrones permiten otros tipos de modos.
- modos s o modos de corte, aparecen en dos casos; uno en el interior superfluido y otro en la corteza sólida. En la corteza dependen principalmente del módulo de cizallamiento de la corteza . Los períodos previstos oscilan entre unos pocos milisegundos y decenas de segundos.
- Los modos i o interfaces, aparecen en los límites de las diferentes capas de la estrella de neutrones, provocando ondas viajeras con períodos que dependen de la densidad local y la temperatura en la interfaz. Los períodos pronosticados típicos se encuentran alrededor de unos pocos cientos de milisegundos. [3]
- t-modos o modos torsionales, son causados por movimientos de material tangencialmente a la superficie en la corteza. Los períodos previstos son inferiores a 20 ms.
- Los modos r o modos Rossby (un segundo tipo de modo toroidal) solo aparecen en estrellas en rotación y son causados por la fuerza de Coriolis que actúa como fuerza restauradora a lo largo de la superficie. Sus períodos están en el mismo orden que la rotación de la estrella. Se puede encontrar una descripción fenomenológica en [1]
- Los modos w o modos de ondas gravitacionales son un efecto relativista, disipando energía a través de ondas gravitacionales. Su existencia fue sugerida por primera vez a través de un problema modelo simple por Kokkotas y Schutz [4] y verificada numéricamente por Kojima, [5] cuyos resultados fueron corregidos y ampliados por Kokkotas y Schutz. [6] Las propiedades características de estos modos son la ausencia de cualquier movimiento de fluido significativo y sus tiempos de amortiguación rápidos de décimas de segundo. Hay tres tipos de oscilaciones en modo w: modos de curvatura, atrapado e interfaz, con períodos pronosticados en el rango de microsegundos.
- Los modos atrapados existirían en estrellas extremadamente compactas. Su existencia fue sugerida por Chandrasekhar y Ferrari, [7] pero hasta ahora no se ha encontrado una Ecuación de Estado realista que permita la formación de estrellas lo suficientemente compactas para soportar estos modos.
- Los modos de curvatura existen en todas las estrellas relativistas y están relacionados con la curvatura del espacio-tiempo. Los modelos y estudios numéricos [8] sugieren un número ilimitado de estos modos.
- Los modos de interfaz o modos wII [9] son algo similares a las ondas acústicas dispersas en una esfera dura; parece haber un número finito de estos modos. Se amortiguan rápidamente en menos de una décima de milisegundo, por lo que sería difícil de observar. [10]
Se pueden encontrar más detalles sobre los modos de pulsación estelar y una comparación con los modos de pulsación de los agujeros negros en Living Review de Kokkotas y Schmidt. [11]
Excitación de oscilación
Generalmente, las oscilaciones se producen cuando un sistema se perturba de su equilibrio dinámico y el sistema, utilizando una fuerza de restauración, intenta volver a ese estado de equilibrio. Las oscilaciones en las estrellas de neutrones son probablemente débiles con pequeñas amplitudes, pero la excitación de estas oscilaciones podría aumentar las amplitudes a niveles observables. Uno de los mecanismos de excitación general son los estallidos esperados con impaciencia, comparables a cómo se crea un tono al tocar una campana. El golpe agrega energía al sistema, lo que excita las amplitudes de las oscilaciones a una mayor magnitud y, por lo tanto, se observa más fácilmente. Aparte de estos estallidos, llamaradas, como se les llama a menudo, se han propuesto otros mecanismos para contribuir a estas excitaciones: [12]
- El colapso del núcleo durante una supernova que produce una estrella de neutrones es un buen candidato, ya que libera enormes cantidades de energía.
- Para un sistema binario con al menos una estrella de neutrones, el proceso de acreción a medida que la materia fluye hacia la estrella podría ser una fuente de energía moderadamente alta.
- La radiación gravitacional se libera cuando los componentes de un sistema binario se acercan en espiral entre sí, liberando energía que podría ser lo suficientemente enérgica para las excitaciones visibles.
- La llamada transición de fase repentina (similar a la congelación del agua) durante las transiciones a, por ejemplo, una estrella extraña o un condensado de piones. Esto libera energía que en parte podría canalizarse a excitaciones.
Amortiguación de modo
Las oscilaciones se amortiguan a través de diferentes procesos en la estrella de neutrones que aún no se comprenden completamente. El tiempo de amortiguación es el tiempo que tarda la amplitud de un modo en decaer a e −1 . Se ha encontrado una amplia variedad de mecanismos diferentes, pero la fuerza de su impacto difiere entre los modos.
- A medida que se alteran las concentraciones relativas de protones, neutrones y electrones, una pequeña porción de energía se eliminará a través de la emisión de neutrinos. Los tiempos de amortiguación son muy largos ya que los neutrinos ligeros no pueden aliviar mucha energía del sistema.
- Un campo magnético oscilante emite radiación electromagnética con una potencia que depende principalmente de la del campo magnético. El mecanismo no es muy fuerte y los tiempos de amortiguación alcanzan días e incluso años.
- La radiación gravitacional se ha discutido mucho, y se cree que los tiempos de amortiguación son del orden de décimas de milisegundos.
- A medida que el núcleo y la corteza de una estrella de neutrones se mueven uno contra el otro, existe una fricción interna que libera una pequeña porción de energía. Este mecanismo no se ha investigado a fondo, pero se cree que los tiempos de amortiguación están en el rango de años.
- Cuando la energía cinética de las oscilaciones se convierte en energía térmica en efectos no adiabáticos , existe la posibilidad de que se libere una energía significativa, aunque este mecanismo es difícil de investigar. [10]
Observaciones
Hasta ahora, la mayoría de los datos sobre las oscilaciones de estrellas de neutrones provienen de las explosiones de cuatro repetidores Soft Gamma específicos , SGR, especialmente el evento del 27 de diciembre de 2004 de SGR 1806-20 . Debido a que se han observado tan pocos eventos, se sabe poco con certeza sobre las estrellas de neutrones y la física de sus oscilaciones. Los estallidos que son vitales para los análisis solo ocurren esporádicamente y son relativamente breves. Dado el conocimiento limitado, muchas de las ecuaciones que rodean la física alrededor de estos objetos están parametrizadas para ajustarse a los datos observados, y cuando no se encuentran datos, se utilizan valores solares en su lugar. Sin embargo, con más proyectos capaces de observar este tipo de explosiones con mayor precisión y el esperanzador desarrollo de estudios en modo w, el futuro parece prometedor para comprender mejor uno de los objetos más exóticos del Universo.
Referencias
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enlaces externos
- Astrosismología de estrellas similares al sol
- Universidad de Viena