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Cómo afecta el giro a la forma de los púlsares?

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Comenzó con una explosión. . .
El Universo está afuera, esperando que lo descubras


Cómo afecta el giro a la forma de los púlsares?
Una estrella de neutrones es una de las colecciones de materia más densas del Universo, pero hay un límite superior para su masa. Superarlo, y la estrella de neutrones colapsará aún más para formar un agujero negro. Crédito de la imagen: ESO / Luís Calçada

Por Ethan Siegel, para Forbes, 6 de enero de 2018
Las opiniones expresadas por Ethan Siegel, Colaborador de Forbes son suyas, exclusivamente.
 

Hay muy pocos objetos en el Universo que permanezcan quietos; casi todo lo que sabemos gira de alguna manera. Cada luna, planeta y estrella que conocemos gira en su propio eje, lo que significa que no hay tal cosa como una esfera verdaderamente perfecta en nuestra realidad física. Como un objeto en equilibrio hidrostático gira, se hincha en el ecuador mientras se comprime en los polos. Nuestra propia Tierra tiene un recorrido adicional de 26 millas (42 km) más a lo largo de su eje ecuatorial que su eje polar debido a su giro de una vez al día, y hay muchas cosas que giran más rápido. ¿Qué pasa con los objetos que giran más rápido? Eso es lo que nuestro partidario de Patreon Jason McCampbell quiere saber:
(Si) algunos púlsares tienen velocidades de giro increíbles. ¿Cuánto distorsiona el objeto, y se desprende del material de esta manera o la gravedad aún puede unir todo el material al objeto?

Hay un límite en la velocidad con la que todo puede girar, y aunque los púlsares no son una excepción, algunos de ellos son realmente excepcionales.

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El pulsar Vela, como todos los púlsares, es un ejemplo de un cadáver de estrella de neutrones. El gas y la materia que lo rodea es bastante común y es capaz de proporcionar combustible para el comportamiento pulsante de estas estrellas de neutrones. Crédito de la imagen: NASA / CXC / PSU / G.Pavlov et al.

Los pulsares, o estrellas de neutrones rotativas, tienen algunas de las propiedades más increíbles de cualquier objeto en el Universo. Formado después de una supernova, donde el núcleo colapsa hasta convertirse en una bola sólida de neutrones que excede la masa del Sol pero de solo unos pocos kilómetros de diámetro, las estrellas de neutrones son la forma de materia más densa conocida. Aunque se les llama "estrellas de neutrones", solo tienen un 90% de neutrones, por lo que cuando giran, las partículas cargadas que los componen se mueven rápidamente, generando un gran campo magnético. Cuando las partículas circundantes entran en este campo, se aceleran, creando un chorro de radiación que emana de los polos de la estrella de neutrones. Y cuando uno de estos polos apunta hacia nosotros, vemos el "pulso" del pulsar.

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Un púlsar, hecho de neutrones, tiene una capa externa de protones y electrones, que crean un campo magnético extremadamente fuerte billones de veces el de nuestro Sol en la superficie. Tenga en cuenta que el eje de giro y el eje magnético están algo desalineados. Crédito de la imagen: Misid de Wikimedia Commons / Roy Smits

La mayoría de las estrellas de neutrones no aparecen como púlsares para nosotros, ya que la mayoría de ellas no coinciden casualmente con nuestra línea de visión. Puede ser que todas las estrellas de neutrones sean púlsares, pero solo vemos una pequeña fracción de ellos pulsando. Sin embargo, existe una gran variedad de períodos rotacionales encontrados en estrellas de neutrones giratorias que son observables.

Supernovas
Esta imagen del núcleo de la Nebulosa del Cangrejo, una estrella joven y masiva que murió recientemente en una espectacular explosión de supernova, exhibe estas ondulaciones características debido a la presencia de una estrella de neutrones pulsante y que gira rápidamente: un pulsar. Con solo 1,000 años, este púlsar joven, que gira 30 veces por segundo, es típico de los púlsares comunes. Crédito de la imagen: NASA / ESA

Los púlsares ordinarios, que incluyen la abrumadora mayoría de los púlsares jóvenes, tardan entre unas pocas centésimas de segundo y unos segundos para hacer una rotación completa, mientras que los púlsares "milisegundos" más antiguos y rápidos giran mucho más rápido. El púlsar más rápido conocido rota 766 veces por segundo, mientras que el más lento que se haya descubierto, en el centro del remanente de supernova de 2,000 años RCW 103, tarda unas increíbles 6.7 horas para hacer una rotación completa alrededor de su eje.

ondas gravitacionales
La estrella de neutrones de rotación muy lenta en el núcleo del remanente de supernova RCW 103 también es un magnetar. En 2016, nuevos datos de una variedad de satélites confirmaron esto como la estrella de neutrones de rotación más lenta que se haya encontrado. Crédito de la imagen: rayos X: NASA / CXC / Universidad de Amsterdam / N.Rea et al; Óptico: DSS

Hace un par de años, había una historia falsa dando vueltas que una estrella que giraba lentamente era ahora el objeto más esférico conocido por la humanidad. ¡Improbable! Mientras que el Sol está muy cerca de una esfera perfecta, solo 10 km más en su plano ecuatorial que en la dirección polar (o solo 0.0007% de distancia de una esfera perfecta), esa estrella recién medida, KIC 11145123, es más del doble de tamaño del Sol, pero tiene una diferencia de solo 3 km entre el ecuador y los polos.

estrellas de neutrones
La estrella de rotación más lenta que conocemos, Kepler / KIC 1145123, difiere en sus diámetros polar y ecuatorial en solo 0.0002%. Pero las estrellas de neutrones pueden ser mucho, mucho más planas. Crédito de la imagen: Laurent Gizon y otros / Mark A Garlick

Mientras que una desviación de 0.0002% de la esfericidad perfecta es bastante buena, la estrella de neutrones de rotación más lenta, conocida como 1E 1613, los tiene a todos latidos. Si tiene unos 20 kilómetros de diámetro, la diferencia entre los radios ecuatoriales y polares es aproximadamente el radio de un único protón: menos de un trillón de aplanamiento del 1%. Es decir, si podemos estar seguros de que es la dinámica de rotación de la estrella de neutrones lo que determina su forma.

Pero ese puede no ser el caso, y esto importa muchísimo cuando miramos el otro lado de la moneda: a las estrellas de neutrones que giran más rápido.

Cómo afecta el giro a la forma de los púlsares?
Una estrella de neutrones es muy pequeña y baja en luminosidad general, pero hace mucho calor y tarda mucho tiempo en enfriarse. Si tus ojos fueran lo suficientemente buenos, lo verías brillar durante millones de veces la edad presente del Universo. Crédito de la imagen: ESO / L. Calçada

Las estrellas de neutrones tienen campos magnéticos increíblemente fuertes, con estrellas de neutrones normales que llegan a aproximadamente 100 mil millones de Gauss y magnetares, los más poderosos, en algún lugar entre 100 billones y 1 cuatrillón de Gauss. (En comparación, el campo magnético de la Tierra es de aproximadamente 0.6 Gauss.) Mientras que la rotación funciona para aplanar una estrella de neutrones en una forma conocida como esferoide achatado, los campos magnéticos deben tener el efecto opuesto, alargando la estrella de neutrones a lo largo del eje giratorio una forma de fútbol conocida como un esferoide prolato.

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Esferoides achatados (L) y prolantes (R), que son formas genéricamente aplanadas o alargadas que las esferas pueden volverse dependientes de las fuerzas que actúan sobre ellas. Crédito de la imagen: Ag2gaeh / Wikimedia Commons

Debido a las restricciones de ondas gravitacionales, estamos seguros de que las estrellas de neutrones se deforman a menos de 10-100 centímetros de su forma rotacional, lo que significa que son perfectamente esféricas con aproximadamente un 0,0001%. Pero las deformaciones reales deberían ser mucho más pequeñas. La estrella de neutrones más rápida gira con una frecuencia de 766 Hz, o un período de solo 0.0013 segundos.

Si bien hay muchas maneras de intentar calcular el aplanamiento para incluso la estrella de neutrones más rápida, sin una ecuación acordada, incluso esta increíble velocidad, donde la superficie ecuatorial se mueve a aproximadamente 16% de la velocidad de la luz, daría lugar a un aplanamiento de la misma solo 0.0000001%, dar o tomar una orden de magnitud o dos. Y esto no está cerca de la velocidad de escape; todo en la superficie de la estrella de neutrones está allí para quedarse.

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En los momentos finales de fusión, dos estrellas de neutrones no solo emiten ondas gravitatorias, sino una explosión catastrófica que hace eco en todo el espectro electromagnético y una gran cantidad de elementos pesados ​​hacia el extremo más alto de la tabla periódica. Crédito de la imagen: University of Warwick / Mark Garlick

Sin embargo, cuando dos estrellas de neutrones se fusionaron, puede haber proporcionado el ejemplo más extremo de una estrella de neutrones rotativa (post-fusión) que alguna vez hayamos encontrado. Según nuestras teorías estándar, estas estrellas de neutrones deberían haberse colapsado en un agujero negro más allá de cierta masa: aproximadamente 2.5 veces la masa del Sol. Pero si estas estrellas de neutrones giran rápidamente, pueden permanecer en un estado de estrella de neutrones durante un tiempo, hasta que se irradie suficiente energía a través de ondas gravitatorias para alcanzar esa inestabilidad crítica. Esto puede aumentar la masa de una estrella de neutrones permitida, al menos temporalmente, en hasta un 10-20% adicional.

Cuando observamos la fusión entre la estrella de neutrones y las ondas gravitatorias, es exactamente lo que creemos que sucedió.


link: https://vimeo.com/237922998


Entonces, después de la fusión, ¿cuál fue la tasa de rotación de la estrella de neutrones? ¿Qué tan distorsionada era su forma? ¿Y qué tipos de ondas gravitacionales emiten las estrellas de neutrones posteriores a la fusión en general?

La forma en que llegaremos a la respuesta implica una combinación de examinar más eventos en una variedad de rangos de masa: debajo de una masa combinada de 2.5 masas solares (donde debería obtener una estrella de neutrones estable), entre 2.5 y 3 masas solares (como el evento que vimos, donde obtienes una estrella de neutrones temporal que se convierte en un agujero negro), y más de 3 masas solares (donde vas directamente a un agujero negro), y midiendo las señales de luz. También aprenderemos más atrapando la fase inspiral más rápido y siendo capaces de apuntar hacia la fuente anticipada antes de la fusión. Como LIGO / Virgo y otros detectores de ondas gravitacionales entran en funcionamiento y se vuelven más sensibles, mejoraremos cada vez más.

Supernovas
Ilustración del artista de dos estrellas de neutrones fusionadas. Los sistemas de estrella de neutrones binarios se inspiral y se fusionan también, pero el par de órbitas más cercano que hemos encontrado no se fusionará hasta que hayan transcurrido casi 100 millones de años. Es probable que LIGO encuentre muchos otros antes de eso. Crédito de la imagen: NSF / LIGO / Sonoma State University / A. Simonnet

Hasta entonces, sepa que las estrellas de neutrones, a pesar de lo que pueda pensar de su rotación rápida, son extremadamente rígidas debido a sus densidades incomparables. Incluso con sus campos magnéticos muy fuertes y sus giros relativistas, es muy probable que sean una esfera más perfecta que cualquier otra cosa que hayamos encontrado, macroscópicamente, en todo el Universo. A menos que las partículas individuales resulten ser esferas más perfectas (y pueden serlo), las estrellas de neutrones de campo de rotación más lenta y el campo magnético más bajo son los lugares para buscar los objetos más esféricos y naturales de todos. Cuando llegas a una estrella de neutrones estable y duradera, todo lo que va a hacer a lo largo del tiempo cambia lentamente su velocidad de rotación. Todo lo que hay, por lo que podemos decir, está allí para quedarse.


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El astrofísico y autor Ethan Siegel es el fundador y escritor principal de Starts With A Bang! Sus libros, Treknology y Beyond The Galaxy, están disponibles dondequiera que se vendan libros.

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