Una de las estrellas m\u00e1s extremas de la V\u00eda L\u00e1ctea se volvi\u00f3 a\u00fan m\u00e1s loca. Los cient\u00edficos midieron la masa de una estrella de neutrones llamada PSR J0952-0607 y descubrieron que es la estrella de neutrones m\u00e1s masiva descubierta hasta el momento, registrando 2,35 veces la masa del Sol. De ser cierto, esto est\u00e1 muy cerca del l\u00edmite de masa superior te\u00f3rico de alrededor de 2,3 masas solares para las estrellas de neutrones, lo que representa un excelente laboratorio para estudiar estas estrellas ultradensas en lo que creemos que est\u00e1 al borde del colapso, con la esperanza de comprender mejor la extra\u00f1o estado cu\u00e1ntico de la materia de la que est\u00e1n hechos.<\/p>\n\n\n\n
“Sabemos aproximadamente c\u00f3mo se comporta la materia en densidades nucleares, como en el n\u00facleo de un \u00e1tomo de uranio”, dijo el astrof\u00edsico Alex Filippenko de la Universidad de California, Berkeley.<\/p>\n\n\n\n
“Una estrella de neutrones es como un n\u00facleo gigante, pero cuando tienes una masa solar y media de estas cosas, que son alrededor de 500.000 masas terrestres de n\u00facleos unidos entre s\u00ed, no est\u00e1 del todo claro c\u00f3mo se comportar\u00e1n”.<\/p>\n\n\n\n
Las estrellas de neutrones son los n\u00facleos colapsados \u200b\u200bde estrellas masivas que ten\u00edan entre 8 y 30 veces la masa del Sol, antes de convertirse en supernova y expulsar la mayor parte de su masa al espacio. Estos n\u00facleos, que tienden a tener alrededor de 1,5 veces la masa del Sol, se encuentran entre los objetos m\u00e1s densos del Universo; lo \u00fanico m\u00e1s denso es un agujero negro.<\/p>\n\n\n\n
Su masa est\u00e1 empaquetada en una esfera de unos 20 kil\u00f3metros de di\u00e1metro. A esa densidad, los protones y los electrones pueden combinarse en neutrones. Lo \u00fanico que evita que esta bola de neutrones colapse en un agujero negro es la fuerza que necesitar\u00edan para ocupar los mismos estados cu\u00e1nticos, lo que se describe como presi\u00f3n de degeneraci\u00f3n.<\/p>\n\n\n\n
En cierto modo, esto significa que las estrellas de neutrones se comportan como n\u00facleos at\u00f3micos masivos. Pero lo que sucede en este punto de inflexi\u00f3n, donde los neutrones forman estructuras ex\u00f3ticas o se mezclan en una sopa de part\u00edculas m\u00e1s peque\u00f1as, es dif\u00edcil de decir.<\/p>\n\n\n\n
PSR J0952-0607 ya era una de las estrellas de neutrones m\u00e1s interesantes de la V\u00eda L\u00e1ctea. Es lo que se conoce como p\u00falsar, una estrella de neutrones que gira muy r\u00e1pido, con chorros de radiaci\u00f3n emitidos desde los polos. A medida que la estrella gira, estos polos pasan por delante del observador (nosotros) a la manera de un faro c\u00f3smico, de modo que la estrella parece pulsar.<\/p>\n\n\n\n
Estas estrellas pueden ser incre\u00edblemente r\u00e1pidas, su velocidad de rotaci\u00f3n en escalas de milisegundos. PSR J0952-0607 es el segundo p\u00falsar m\u00e1s r\u00e1pido de la V\u00eda L\u00e1ctea, con una rotaci\u00f3n alucinante de 707 veces por segundo. El m\u00e1s r\u00e1pido es solo un poco m\u00e1s r\u00e1pido, con una velocidad de rotaci\u00f3n de 716 veces por segundo.<\/p>\n\n\n\n
Tambi\u00e9n es lo que se conoce como p\u00falsar de “viuda negra”. La estrella est\u00e1 en una \u00f3rbita cercana con una compa\u00f1era binaria, tan cerca que su inmenso campo gravitatorio atrae material de la estrella compa\u00f1era. Este material forma un disco de acreci\u00f3n que gira y alimenta la estrella de neutrones, un poco como el agua girando alrededor de un desag\u00fce. El momento angular del disco de acreci\u00f3n se transfiere a la estrella, lo que hace que aumente su velocidad de giro.<\/p>\n\n\n\n
Un equipo dirigido por el astrof\u00edsico Roger Romani de la Universidad de Stanford quer\u00eda comprender mejor c\u00f3mo encaja PSR J0952-0607 en la l\u00ednea de tiempo de este proceso. La estrella compa\u00f1era binaria es peque\u00f1a, menos del 10% de la masa del Sol. El equipo de investigaci\u00f3n realiz\u00f3 estudios cuidadosos del sistema y su \u00f3rbita y utiliz\u00f3 esa informaci\u00f3n para obtener una nueva medida precisa del p\u00falsar.<\/p>\n\n\n\n
Sus c\u00e1lculos arrojaron un resultado de 2,35 veces la masa del Sol, m\u00e1s o menos 0,17 masas solares. Suponiendo que una estrella de neutrones est\u00e1ndar comience con una masa de alrededor de 1,4 veces la masa del Sol, eso significa que PSR J0952-0607 ha absorbido la materia de un Sol completo de su compa\u00f1ero binario. Esto, dice el equipo, es informaci\u00f3n realmente importante sobre las estrellas de neutrones.<\/p>\n\n\n\n
“Esto proporciona algunas de las restricciones m\u00e1s fuertes sobre la propiedad de la materia en varias veces la densidad observada en los n\u00facleos at\u00f3micos. De hecho, este resultado excluye muchos modelos populares de f\u00edsica de la materia densa”, explic\u00f3 Romani.<\/p>\n\n\n\n
“Una masa m\u00e1xima alta para las estrellas de neutrones sugiere que es una mezcla de n\u00facleos y sus quarks arriba y abajo disueltos hasta el n\u00facleo. Esto excluye muchos estados propuestos de la materia, especialmente aquellos con una composici\u00f3n interior ex\u00f3tica”.<\/p>\n\n\n\n
La binaria tambi\u00e9n muestra un mecanismo por el cual los p\u00falsares aislados, sin compa\u00f1eros binarios, pueden tener velocidades de rotaci\u00f3n de milisegundos. El compa\u00f1ero de J0952-0607 casi se ha ido. Una vez que se haya devorado por completo, el p\u00falsar (si no se inclina por encima del l\u00edmite de masa superior y colapsa m\u00e1s en un agujero negro) conservar\u00e1 su velocidad de rotaci\u00f3n incre\u00edblemente r\u00e1pida durante bastante tiempo. Y estar\u00e1 solo, como todos los dem\u00e1s p\u00falsares de milisegundos aislados. Y estar\u00e1 solo, como todos los dem\u00e1s p\u00falsares de milisegundos aislados.<\/p>\n\n\n\n
“A medida que la estrella compa\u00f1era 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 incre\u00edblemente energizada y un viento de part\u00edculas comienza a salir de la estrella de neutrones. 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 m\u00e1s tiempo, desaparece por completo”, dijo Filippenko.<\/p>\n\n\n\n
“Entonces, as\u00ed es como se podr\u00edan formar los p\u00falsares de milisegundos solitarios. Para empezar, no estaban solos, ten\u00edan que estar en un par binario, pero gradualmente evaporaron a sus compa\u00f1eros, y ahora son solitarios”.<\/p>\n\n\n\n
La investigaci\u00f3n ha sido publicada en The Astrophysical Journal Letters<\/a>.<\/p>\n\n\n\n