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Estrellas de neutrones no colapsan en agujeros negros

La razón sorprendente de por qué las estrellas de neutrones no colapsan para formar agujeros negros
Forbes

Comenzó con una explosión. . .
El universo está ahí fuera, esperando que lo descubras


Estrellas de neutrones no colapsan en agujeros negros
A raíz de la creación de una estrella de neutrones, puede tener una gran variedad de masas, muchas de las cuales exceden por mucho a la enana blanca más masiva. Pero existe un límite en lo masivo que pueden llegar a ser antes de convertirse en un agujero negro, y un simple experimento de física nuclear en un solo protón puede haber descubierto por qué. Crédito de la imagen: NASA

Por Ethan Siegel, para Forbes Junio 13 de 2018
Las opiniones expresadas por Ethan Siegel, colaborador de Forbes son suyas, exclusivamente.



Hay pocas cosas en el Universo que sean tan fáciles de formar, en teoría, como lo son los agujeros negros. Lleva suficiente masa a un volumen compacto y cada vez es más difícil escapar gravitatoriamente de ella. Si tuvieras que juntar suficiente materia en un solo punto y dejaras que la gravedad haga lo suyo, eventualmente pasarías un umbral crítico, donde la velocidad que necesitarías para escapar gravitatoriamente excedería la velocidad de la luz. Alcanza ese punto, y crearás un agujero negro.

Pero la materia real y normal se resistirá mucho a llegar allí. El hidrógeno, el elemento más común en el Universo, se fusionará en una reacción en cadena a altas temperaturas y densidades para crear una estrella, en lugar de un agujero negro. Los núcleos estelares quemados, como las enanas blancas y las estrellas de neutrones, también pueden resistir el colapso gravitacional y evitar que se convierta en un agujero negro. Pero mientras que las enanas blancas pueden alcanzar solo 1,4 veces la masa del Sol, las estrellas de neutrones pueden ser el doble de masivas. Por fin, finalmente comprendemos por qué.

universo
Sirius A y B, una estrella normal (similar al Sol) y una estrella enana blanca. A pesar de que la enana blanca es mucho más baja en masa, su pequeño tamaño similar a la Tierra asegura que su velocidad de escape sea muchas veces mayor. Para una estrella de neutrones, las masas pueden ser aún más grandes, con tamaños físicos en decenas de kilómetros. Crédito de la imagen: NASA, ESA y G. Bacon (STScI)

En nuestro Universo, los objetos basados en la materia que conocemos están hechos de solo unos pocos ingredientes simples: protones, neutrones y electrones. Cada protón y neutrón está formado por tres quarks, con un protón que contiene dos quik up y uno down, y un neutrón que contiene uno arriba y dos downs. Por otro lado, los electrones en sí mismos son partículas fundamentales. Aunque las partículas vienen en dos clases— fermiones y bosones— tanto los quarks como los electrones son fermiones.

agujeros negros
El Modelo Estándar de física de partículas representa tres de las cuatro fuerzas (excepto la gravedad), el conjunto completo de partículas descubiertas y todas sus interacciones. Quarks y leptones son fermiones, que tienen una serie de propiedades únicas que las otras partículas (bosones) no poseen. Crédito de la imagen: Proyecto Educativo de Física Contemporánea / DOE / NSF / LBNL

¿Por qué debería importarte? Resulta que estas propiedades de clasificación son de vital importancia cuando se trata de la cuestión de la formación de agujeros negros. Los fermiones tienen algunas propiedades que los bosones no tienen, incluyendo:

  • tienen espines semienterrados (p. ej., ± 1/2, ± 3/2, ± 5/2, etc.) en oposición a los giros enteros (0, ± 1, ± 2, etc.),
  • tienen contrapartes antipartícula; no hay anti-bosones,
  • y obedecen el Principio de Exclusión de Pauli, mientras que los bosones no lo hacen.

Esa última propiedad es la clave para evitar el colapso en un agujero negro.

estrellas de neutrones
Los niveles de energía y las funciones de onda de electrones que corresponden a diferentes estados dentro de un átomo de hidrógeno. Debido a la naturaleza spin = 1/2 del electrón, solo dos (+1/2 y -1/2 estados) de electrones pueden estar en cualquier estado dado a la vez. Crédito de la imagen: PoorLeno / Wikimedia Commons

El principio de exclusión de Pauli, que solo se aplica a los fermiones, no a los bosones, establece, explícitamente, que en cualquier sistema cuántico, no hay dos fermiones que puedan ocupar el mismo estado cuántico. Significa que si tomas, digamos, un electrón y lo colocas en una ubicación particular, tendrá un conjunto de propiedades en ese estado: niveles de energía, momento angular, etc.

Sin embargo, si tomas un segundo electrón y lo agregas a tu sistema en la misma ubicación, está prohibido tener esos mismos números cuánticos. Debe ocupar un nivel de energía diferente, tener un giro diferente (+1/2 si el primero fue -1/2, por ejemplo) u ocupar una ubicación diferente en el espacio. Este principio explica por qué la tabla periódica está dispuesta tal como está.

Esta es la razón por la cual los átomos tienen diferentes propiedades, por qué se unen en las intrincadas combinaciones que hacen, y por qué cada elemento en la tabla periódica es único: porque la configuración electrónica de cada tipo de átomo no se parece a ninguna otra.

enanas blancas
Los tres quarks de valencia de un protón contribuyen a su giro, pero también lo hacen los gluones, quarks de mar y antiquarks, y el momento angular orbital también. La repulsión electrostática y la fuerza nuclear fuerte y atractiva, en tándem, son las que le dan al protón su tamaño. Crédito de la imagen: APS / Alan Stonebraker

Los protones y neutrones son similares. A pesar de ser partículas compuestas, compuestas de tres quarks cada una, se comportan como fermiones individuales e individuales. Ellos también obedecen el Principio de Exclusión de Pauli, y no hay dos protones o neutrones que puedan ocupar el mismo estado cuántico. El hecho de que los electrones son fermiones es lo que impide que las estrellas enanas blancas colapsen bajo su propia gravedad; el hecho de que los neutrones son fermiones impide que las estrellas de neutrones colapsen aún más. El principio de exclusión de Pauli responsable de la estructura atómica es responsable de evitar que los objetos físicos más densos se conviertan en agujeros negros.

Colapso gravitacional
Una enana blanca, una estrella de neutrones o incluso una extraña estrella de quarks todavía están hechas de fermiones. La presión de degeneración de Pauli ayuda a mantener el remanente estelar contra el colapso gravitacional, evitando que se forme un agujero negro. Crédito de la imagen: CXC / M. Weiss

Y, sin embargo, cuando miras las estrellas enanas blancas que tenemos en el Universo, tienen un límite de alrededor de 1,4 masas solares: el límite de masa de Chandrasekhar. La presión de degeneración cuántica que surge del hecho de que dos electrones no pueden ocupar el mismo estado cuántico es lo que impide que se formen agujeros negros hasta que se cruza ese umbral.

En las estrellas de neutrones, debe haber un límite de masa similar: el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. Inicialmente, se anticipó que esto sería aproximadamente el mismo que el límite de masa de Chandrasekhar, ya que la física subyacente es la misma. Claro, no son específicamente los electrones los que proporcionan la presión de degeneración cuántica, pero el principio (y las ecuaciones) son prácticamente los mismos. Pero ahora sabemos, a partir de nuestras observaciones, que hay estrellas de neutrones mucho más masivas que 1.4 masas solares, tal vez aumentando hasta 2.3 o 2.5 veces la masa de nuestro Sol.

Estrellas de neutrones no colapsan en agujeros negros
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

Y sin embargo, hay razones para las diferencias. En las estrellas de neutrones, la fuerza nuclear fuerte desempeña un papel, causando una repulsión efectiva más grande que para un modelo simple de gases fríos de fermiones degenerados (que es lo que es relevante para los electrones). Durante los últimos 20 años, los cálculos del límite de masa teórico para estrellas de neutrones han variado enormemente: de alrededor de 1,5 a 3,0 masas solares. La razón de la incertidumbre han sido las incógnitas que rodean el comportamiento de la materia extremadamente densa, como las densidades que encontrarás dentro de un núcleo atómico, no son bien conocidas.

O más bien, estas incógnitas nos atormentaron durante mucho tiempo, hasta que un nuevo documento el mes pasado cambió todo eso. Con la publicación de su nuevo artículo en Nature, La distribución de presión dentro del protón, los coautores V. D. Burkert, L. Elouadrhiri y F. X. Girod pueden haber logrado el avance clave necesario para comprender lo que sucede dentro de las estrellas de neutrones.

universo
Una mejor comprensión de la estructura interna de un protón, que incluye cómo se distribuyen los quarks y gluones "marinos", se ha logrado a través de mejoras experimentales y nuevos desarrollos teóricos en tándem. Estos resultados también se aplican a los neutrones. Crédito de la imagen: Brookhaven National Laboratory

Nuestros modelos de nucleones como protones y neutrones han mejorado enormemente en las últimas décadas, coincidiendo con las mejoras en las técnicas computacionales y experimentales. La última investigación utiliza una técnica antigua conocida como dispersión de Compton, donde los electrones se disparan a la estructura interna de un protón para sondear su estructura. Cuando un electrón interactúa (electromagnéticamente) con un quark, emite un fotón de alta energía, junto con un electrón disperso y conduce al retroceso nuclear. Al medir los tres productos, puede calcular la distribución de presión experimentada por los quarks dentro del núcleo atómico. En un hallazgo sorprendente, la presión pico promedio, cerca del centro del protón, sale a 1035 pascales: una presión mayor que la que experimentan las estrellas de neutrones en cualquier lugar.

agujeros negros
A grandes distancias, los quarks están confinados dentro de un nucleón. Pero a distancias cortas, hay una presión repulsiva que impide que otros quarks-y-nucleos se acerquen demasiado a cada protón individual (o, por extensión, a neutrones). Crédito de la imagen: distribución de la presión inducida por el cuajo-confinamiento en el protón por V.D. Burkert, L. Elouadrhiri y F.X. Girod

En otras palabras, al comprender cómo funciona la distribución de la presión dentro de un nucleón individual, podemos calcular cuándo y en qué condiciones se puede superar esa presión. Aunque el experimento solo se realizó para protones, los resultados también deberían ser análogos para los neutrones, lo que significa que, en el futuro, deberíamos ser capaces de calcular un límite más exacto para las masas de estrellas de neutrones.

estrellas de neutrones
Las masas de restos estelares se miden de muchas maneras diferentes. Este gráfico muestra las masas de agujeros negros detectadas a través de observaciones electromagnéticas (violeta); los agujeros negros medidos por observaciones de ondas gravitacionales (azul); estrellas de neutrones medidas con observaciones electromagnéticas (amarillo); y las masas de las estrellas de neutrones que se fusionaron en un evento llamado GW170817, que se detectaron en ondas gravitatorias (naranja). El resultado de la fusión fue una estrella de neutrones, brevemente, que rápidamente se convirtió en un agujero negro. Crédito de la imagen: LIGO-Virgo / Frank Elavsky / Northwestern

Las medidas de la enorme presión dentro del protón, así como la distribución de esa presión, nos muestran cuál es la responsabilidad de prevenir el colapso de las estrellas de neutrones. Es la presión interna dentro de cada protón y neutrón, que surge de la fuerza fuerte, la que sostiene a las estrellas de neutrones cuando las enanas blancas se han extinguido por mucho tiempo. Determinar exactamente dónde está ese umbral masivo es un gran estímulo. En lugar de basarse únicamente en observaciones astrofísicas, el lado experimental de la física nuclear puede proporcionar la guía que necesitamos para comprender teóricamente dónde se encuentran los límites de las estrellas de neutrones.


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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Comentarios Destacados

elrojooctubre +5
para los que quieran el resumen lvl 5:

las estrellas de neutrones no se trasforman en agujero negro por que la fuerza de sus uniones atómicas lo evitan.
r7didi +4
En realidad es la repulsion entre los componentes internos del nucleo atomico y no la fuerza de las uniones.

El principio de exclusion de Pauli excelentemente explicado en el post
elrojooctubre -1
@r7didi repulsion es = a fuerza = a poder
r7didi +2
@elrojooctubre no exactamente, las fuerzas fisicas como las que mantienen los atomos unidos tienen una particula portadora (bosones).

En este caso no hay bosones involucrados, la repulsion viene por la caracteristica de los fermiones que no pueden ocupar un mismo estando cuantico. Es el principio de Pauli que se explico en el post. Es un bicho distinto

11 comentarios - Estrellas de neutrones no colapsan en agujeros negros

preitos -2
me honra ser el primero muy buen post
lechuga0 +1
osea que para crear una nave que pueda atraversar el espacio tiempo atravez de un aujero de gusano habria que hacer algo similar a una estrella de neutrones tripulable
r7didi +1
@lechuga0 ok, asi de facil no?

No es tan sencillo, necesitas la energia EQUIVALENTE a una estrella, pero en masa / energia negativa, que es un fenomeno muy exotico todavia no del todo demostrado

Algun dia talves, cuando la entropia del universo nos obligue a emigrar a otro
r7didi
@lechuga0 bueno si, una estrella de masa negativa tripulable , te lo concedo
lechuga0 +1
@r7didi y con reproductor de mp4, y limpia parabrisas
silvio20 -1
Che te reto a leer los generos que dice esta pagina a ver si lo entendes. Y de paso me podes explicar por que no entiendo una goma.

https://patriotasoccidentales.wordpress.com/2017/01/18/la-lista-de-generos-politica-lgtb/
elrojooctubre +1
occidente esta probando su propia medicina al financiar estos grupos en la urss para poder colapsarla socialmente.


estas armas se estan volviendo encontrá
unlocodemierda
Un post EXCELENTE, lástima que como no estás en la mafia de los creadores, no va a tener mucha repercusión.


Mis 10 por el esfuerzo.
PepeMane
Estrellas de neutrones no colapsan en agujeros negros
r7didi
enanas blancas
Uno de tus mejores post @betelijah , muy trabajadito y detallado, felicitaciones !!
Habia leido unas cuantas cosas sobre el principio de Pauli y la repulsion de fermiones pero esta explicacion esta excelente, te mereces 30 puntos, 10 y aca y 20 en otros post, RESPECT !!