Lecciones de tres estrellas de neutrones

Las sondas espaciales XMM-Newton de la ESA y Chandra de la NASA han detectado tres estrellas de neutrones jóvenes que son inusualmente frías para su edad. Al comparar sus propiedades con diferentes modelos de estrellas de neutrones, los científicos concluyen que las bajas temperaturas de estas estrellas excéntricas descalifican a cerca del 75% de los modelos conocidos. Este es un gran paso hacia el descubrimiento de la "ecuación de estado" de las estrellas de neutrones que las gobierna a todas, con importantes implicaciones para las leyes fundamentales del Universo.

Las estrellas de neutrones son algunos de los objetos más densos del Universo. El material del interior se comprime con tanta fuerza que los científicos aún no saben qué forma adopta. El núcleo de una estrella de neutrones podría estar formado por una espesa sopa de quarks o contener partículas exóticas que no podrían sobrevivir en ningún otro lugar del Universo. Como no podemos mirar directamente el interior de una estrella de neutrones y no podemos recrear una en la Tierra, los científicos han estado comparando muchos modelos posibles diferentes (llamados "ecuaciones de estado") con mediciones de estrellas de neutrones tomadas desde lejos. Si bien el comportamiento de las estrellas de neutrones individuales puede depender de propiedades como su masa o la velocidad a la que giran, todas las estrellas de neutrones deben obedecer a la misma ecuación de estado. El descubrimiento de tres estrellas de neutrones notablemente jóvenes y frías demuestra que son capaces de enfriarse rápidamente. Lo hicieron enviando billones de pequeñas partículas llamadas neutrinos a través del llamado "proceso directo de Urca". Hasta tres cuartas partes de los modelos de estado de neutrones conocidos no incorporan este mecanismo de enfriamiento, por lo que este hallazgo nos acerca un gran paso al descubrimiento de la única ecuación de estado que los gobierne a todos. [Descripción de la imagen: Una impresión artística de una estrella de neutrones, mostrada como una esfera azul y roja brillante con rasgos parecidos a chispas que salen volando de ella. Varias líneas azules de campo magnético conectan los dos polos de la esfera. La esfera está rodeada por una nube azul transparente y con una nube roja a los lados de la imagen. Las estrellas son visibles al fondo.] CRÉDITO: ICE-CSIC/D. Futselaar/Marino et al.

Materia exprimida hasta el extremo

Después de los agujeros negros de masa estelar, las estrellas de neutrones son los objetos más densos del Universo. Cada estrella de neutrones es el núcleo comprimido de una estrella gigante, que quedó después de que la estrella explotara en una supernova . Después de quedarse sin combustible, el núcleo de la estrella implosiona bajo la fuerza de la gravedad mientras sus capas externas son expulsadas hacia el espacio.

La materia en el centro de una estrella de neutrones está tan comprimida que los científicos aún no saben qué forma adopta. Las estrellas de neutrones reciben su nombre del hecho de que bajo esta inmensa presión, incluso los átomos colapsan: los electrones se fusionan con los núcleos atómicos, convirtiendo los protones en neutrones. Pero la situación podría volverse aún más extraña, ya que el calor y la presión extremos pueden estabilizar partículas más exóticas que no sobreviven en ningún otro lugar, o posiblemente fundir partículas juntas en una sopa arremolinada de sus quarks constituyentes.

Lo que ocurre en el interior de una estrella de neutrones se describe mediante la denominada «ecuación de estado», un modelo teórico que describe los procesos físicos que pueden producirse en el interior de una estrella de neutrones. El problema es que los científicos aún no saben cuál de los cientos de modelos de ecuación de estado posibles es el correcto. Si bien el comportamiento de las estrellas de neutrones individuales puede depender de propiedades como su masa o la velocidad a la que giran, todas las estrellas de neutrones deben obedecer a la misma ecuación de estado.

¿Qué es una estrella de neutrones? Además de los agujeros negros, las estrellas de neutrones se encuentran entre los objetos más desconcertantes del Universo. Una estrella de neutrones se forma en los últimos momentos de la vida de una estrella muy grande (con más de ocho veces la masa de nuestro Sol), cuando el combustible nuclear de su núcleo finalmente se agota. En un final repentino y violento, las capas exteriores de la estrella son expulsadas con una energía monstruosa en una explosión de supernova, dejando tras de sí espectaculares nubes de material interestelar rico en polvo y metales pesados. En el centro de la nube (nebulosa), el denso núcleo estelar se contrae aún más para formar una estrella de neutrones. También se puede formar un agujero negro cuando la masa del núcleo restante es mayor que unas tres masas solares. Una estrella de neutrones es extraordinariamente densa y tiene más masa que todo el Sol (1,5 a 2,5 masas solares) en un globo con un diámetro de 10 a 15 km (aproximadamente el diámetro de una ciudad como París). Su densidad es tan alta que un objeto del tamaño de un terrón de azúcar hecho de material de estrella de neutrones pesaría tanto como toda la gente de la Tierra. Debido a la presión extrema, los electrones y protones presentes en la materia normal se fusionan y el resultado es que estas estrellas exóticas están compuestas casi en su totalidad por neutrones. Este "compuesto de neutrones" genera suficiente fuerza para soportar la presión interna de la gravedad. Las estrellas de neutrones recién formadas tienen campos magnéticos extremadamente fuertes; miles a miles de millones de veces más intenso que cualquier campo magnético que podamos generar en nuestros laboratorios. A menudo, las estrellas de neutrones también giran extremadamente rápido (completando hasta cientos de revoluciones por segundo) y emiten luz en longitudes de onda de radio desde sus polos magnéticos. Los radiotelescopios pueden detectar este haz sólo cuando apunta hacia la Tierra, de forma similar a como se puede ver un faro sólo cuando la luz apunta en la dirección de un observador. Debido a esto, la señal de radio parece estar pulsando y estas estrellas de neutrones se llaman púlsares. Cuando una estrella de neutrones y una estrella normal orbitan entre sí a corta distancia, la estrella de neutrones puede absorber material de su compañera. Este material cae a gran velocidad sobre el objeto colapsado, calentándose extremadamente y liberando energía en forma de rayos X. El poderoso campo magnético de la estrella interactúa con el gas en llamas y puede formar chorros. Los sistemas que consisten en una estrella de neutrones que se "alimenta" de una estrella normal se conocen como binarios de rayos X. [Descripción de la imagen: En el centro de la imagen, hay una bola blanca azulada muy brillante, que representa la estrella de neutrones, con filamentos blancos/azules que salen de sus regiones polares, que representan líneas de campo magnético. Algunos filamentos rodean la bola central, conectando el polo norte magnético con el sur. Dos rayos azulados salen de los dos polos opuestos hacia el espacio. El fondo azul intenso que representa el espacio profundo está salpicado de pequeños puntos blancos brillantes que simbolizan estrellas.] CRÉDITO: ESA: AGRADECIMIENTOS: Trabajo realizado por ATG bajo contrato para la ESA. LICENCIA: Licencia estándar CC BY-SA 3.0 IGO o ESA

Muy frío

Tras analizar los datos de las misiones XMM-Newton de la ESA y Chandra de la NASA , los científicos descubrieron tres estrellas de neutrones excepcionalmente jóvenes y frías, entre 10 y 100 veces más frías que sus pares de la misma edad. Al comparar sus propiedades con las tasas de enfriamiento predichas por diferentes modelos, los investigadores concluyen que la existencia de estas tres rarezas descarta la mayoría de las ecuaciones de estado propuestas.

“La corta edad y la baja temperatura superficial de estas tres estrellas de neutrones solo se pueden explicar invocando un mecanismo de enfriamiento rápido. Dado que el enfriamiento acelerado solo se puede activar mediante ciertas ecuaciones de estado, esto nos permite excluir una parte significativa de los modelos posibles”, explica la astrofísica Nanda Rea, cuyo grupo de investigación en el Instituto de Ciencias del Espacio ( ICE-CSIC ) y el Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña ( IEEC ) dirigió la investigación.

Descubrir la verdadera ecuación de estado de las estrellas de neutrones también tiene implicaciones importantes para las leyes fundamentales del Universo. Los físicos, como es bien sabido, aún no saben cómo unir la teoría de la relatividad general (que describe los efectos de la gravedad a gran escala) con la mecánica cuántica (que describe lo que ocurre a nivel de partículas). Las estrellas de neutrones son el mejor campo de pruebas para esto, ya que tienen densidades y gravitación mucho mayores que cualquier cosa que podamos crear en la Tierra.

Los bichos raros que se enfrían rápidamente reescriben la física de las estrellas de neutrones. Las estrellas de neutrones son los núcleos comprimidos de estrellas gigantes, que quedan después de que la estrella explotó en una supernova. ¡Son tan densos que la cantidad de material de estrella de neutrones de un terrón de azúcar pesaría tanto como toda la gente de la Tierra! Los científicos no están seguros de qué sucede con la materia cuando se la aprieta con tanta fuerza. No podemos mirar directamente dentro de una estrella de neutrones. En cambio, los científicos determinan sus propiedades observándolos desde lejos y comparándolos con diferentes modelos de lo que sucede en el interior. Todas las estrellas de neutrones deben obedecer las mismas leyes de la física, por lo que sólo un modelo puede ser correcto. Por lo tanto, ha comenzado la búsqueda de la “ecuación de estado” de la estrella de neutrones que las gobierne a todas. Tres jóvenes estrellas de neutrones observadas por los telescopios espaciales XMM-Newton de la ESA y Chandra de la NASA son mucho más frías de lo que predicen la mayoría de los modelos. Un análisis detallado realizado por un equipo de investigación del Instituto de Ciencias Espaciales (ICE-CSIC) y del Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña (IEEC) concluye que los tres bichos raros deben haberse enfriado enviando billones y billones de diminutas partículas llamadas neutrinos. Este mecanismo de enfriamiento rápido se denomina proceso directo de Urca; sólo alrededor de una cuarta parte de los modelos establecidos de ecuaciones de estado de estrellas de neutrones incorporan este mecanismo. Es decir, las otras tres cuartas partes de modelos quedan descartadas. CRÉDITO: ESA: AGRADECIMIENTOS: Trabajo realizado por ATG bajo contrato para la ESA. LICENCIA: Licencia estándar CC BY-SA 3.0 IGO o ESA

Unir fuerzas: cuatro pasos hacia el descubrimiento

Las tres extrañas estrellas de neutrones son tan frías que la mayoría de los observatorios de rayos X no las pueden ver. “La extraordinaria sensibilidad de XMM-Newton y Chandra hizo posible no solo detectar estas estrellas de neutrones, sino también recolectar suficiente luz para determinar sus temperaturas y otras propiedades”, dice Camille Diez, investigadora de la ESA que trabaja con los datos de XMM-Newton.

Sin embargo, las sensibles mediciones fueron solo el primer paso para poder extraer conclusiones sobre lo que estas anomalías significan para la ecuación de estado de la estrella de neutrones. Para ello, el equipo de investigación de Nanda en el ICE-CSIC combinó la experiencia complementaria de Alessio Marino, Clara Dehman y Konstantinos Kovlakas.

Alessio dirigió la determinación de las propiedades físicas de las estrellas de neutrones. El equipo pudo deducir las temperaturas de las estrellas de neutrones a partir de los rayos X emitidos desde sus superficies, mientras que los tamaños y velocidades de los restos de supernova circundantes dieron una indicación precisa de sus edades.

A continuación, Clara se encargó de calcular las "curvas de enfriamiento" de las estrellas de neutrones para ecuaciones de estado que incorporan diferentes mecanismos de enfriamiento. Esto implica trazar lo que cada modelo predice sobre cómo cambia con el tiempo la luminosidad de una estrella de neutrones (una característica directamente relacionada con su temperatura). La forma de estas curvas depende de varias propiedades diferentes de una estrella de neutrones, no todas las cuales se pueden determinar con precisión a partir de observaciones. Por este motivo, el equipo calculó las curvas de enfriamiento para un rango de posibles masas de estrellas de neutrones e intensidades de campo magnético.

Finalmente, un análisis estadístico dirigido por Konstantinos unificó todo. El uso del aprendizaje automático para determinar qué tan bien se alinean las curvas de enfriamiento simuladas con las propiedades de los elementos extraños mostró que las ecuaciones de estado sin un mecanismo de enfriamiento rápido tienen cero posibilidades de coincidir con los datos.

“La investigación sobre las estrellas de neutrones abarca muchas disciplinas científicas, desde la física de partículas hasta las ondas gravitacionales. El éxito de este trabajo demuestra lo fundamental que es el trabajo en equipo para avanzar en nuestra comprensión del universo”, concluye Nanda.

Notas para editores

'Restricciones en la ecuación de estado de la materia densa de estrellas de neutrones aisladas, jóvenes y frías' de Alessio Marino, Clara Dehman, Konstantinos Kovlakas, Nanda Rea, José A. Pons y Daniele Viganòis publicado en Nature Astronomy, DOI: 10.1038/s41550-024-02291-y

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Publicado en ESA el 20 d junio del 2024, enlace publicación.