La estrella de neutrones «Black Widow» devoró a su compañera para convertirse en la más pesada jamás encontrada

Los astrónomos han determinado la estrella de neutrones más pesada conocida hasta la fecha, con un peso de 2,35 masas solares, según un tarjeta reciente publicado en Astrophysical Journal Letters. ¿Cómo se hizo tan grande? Muy probablemente devorando una estrella compañera, el equivalente celestial de una araña viuda negra devorando a su pareja. 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 dentro de ellas.

Las estrellas de neutrones son los restos de las supernovas. En el papel del 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, bajo una presión creciente. La fuerza demoledora es suficiente para eliminar los límites entre los núcleos atómicos, creando una sopa gigante de protones y neutrones. Eventualmente, los electrones en la región también son forzados a convertirse en muchos protones, convirtiéndolos en neutrones.

Esto finalmente proporciona una fuerza para repeler el abrumador poder de la gravedad. La mecánica cuántica evita que los neutrones ocupen el mismo estado de energía en las inmediaciones, y esto evita que los neutrones se acerquen más y, por lo tanto, evita que colapsen en un agujero negro. Pero es posible que exista un estado intermedio entre una masa de neutrones y un agujero negro, uno en el que los límites entre los neutrones comiencen a romperse, dando como resultado extrañas combinaciones de sus quarks constituyentes.

Aparte de los agujeros negros, los núcleos de estrellas de neutrones son los objetos más densos del Universo y, debido a que están ocultos detrás de un horizonte de sucesos, 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», alex filipenko dijo, 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 alrededor de 500.000 masas terrestres de núcleos unidos entre sí, no está del todo claro cómo se van a comportar».

La estrella de neutrones que aparece en este último artículo es un púlsar, PSR J0952-0607, o J0952 para abreviar, ubicado en la constelación del Sextante entre 3200 y 5700 años luz de la Tierra. Las estrellas de neutrones nacen al girar 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 cuando sus rayos cruzan la Tierra. J0952 fue descubierto en 2017 gracias al radiotelescopio Low-Frequency Array (LOFAR), siguiendo los datos sobre misteriosas fuentes de rayos gamma recopilados por el telescopio espacial de rayos gamma Fermi de la NASA.

Su púlsar promedio gira alrededor de una rotación por segundo, o 60 por minuto. Pero J0952 gira a la friolera de 42.000 revoluciones por minuto, lo que lo convierte en el segundo púlsar más rápido conocido hasta la fecha. La hipótesis preferida actual es que este tipo de púlsar alguna vez fue parte de sistemas binarios, despojando gradualmente a sus estrellas compañeras hasta que se evaporan. Es por eso que estas estrellas se conocen como púlsares de viuda negra, ¿qué Filippenko llama un «caso de ingratitud cósmica»:

El camino evolutivo es absolutamente fascinante. Doble signo de exclamación. Cuando la estrella compañera evoluciona y comienza a convertirse en una gigante roja, el material se derrama sobre la estrella de neutrones y esto hace que la estrella de neutrones gire. Girando, ahora se vuelve increíblemente energizado y un viento de partículas comienza a salir de la estrella de neutrones. Ese viento luego golpea la estrella donante y comienza a arrancar material y, con el tiempo, la masa de la estrella donante disminuye a la de un planeta y, si pasa aún más tiempo, desaparece por completo. Así es como se podrían formar los púlsares de milisegundos solitarios. Al principio no estaban solos, tenían que estar en un par binario, pero gradualmente evaporaron a sus compañeros y ahora son solitarios.

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

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.

Fillipenko et al. ha pasado los últimos cuatro años realizando 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 imponer 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 restar valor a 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 patinando 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 límite real, más allá del cual se convierten en agujeros negros».

DOI: Cartas de revistas astrofísicas, 2022. 10,3847/2041-8213/ac8007 (Información sobre los DOI).