Blog

Una ilustración de dos estrellas de neutrones colisionando y fusionándose.(Crédito de la imagen: Robin Dienel/The Carnegie Institution for Science)

Los científicos han descubierto que cuando las estrellas de neutrones colisionan, dejan tras de sí un remanente que no se parece a ninguna de las dos.

Las estrellas de neutrones son las estrellas más extremas del universo, nacidas cuando estrellas masivas mueren y explotan. Estas estrellas están repletas de un material tan denso que, si una cucharadita de éste llegara a la Tierra, pesaría 10 millones de toneladas, por lo que no es de extrañar que, cuando las estrellas de neutrones colisionan, se produzca un acontecimiento de una potencia y una violencia inigualables.

Esta colisión y fusión crea el único entorno en el cosmos lo suficientemente turbulento como para forjar elementos más pesados que el plomo (como el oro, la plata y el plutonio). Estos elementos ni siquiera pueden crearse en los hornos nucleares del corazón de las estrellas más masivas. Pero los restos de las estrellas de neutrones también esconden algo más: un remanente que, según los científicos, debería colapsar rápidamente para dar lugar a un agujero negro completamente nuevo. Queda una pregunta por responder. ¿Cuánto tiempo le quedaría a esta estrella de neutrones ultramasiva hija antes de convertirse en un agujero negro?

«No sabemos cómo se comporta la materia a densidades y temperaturas extremas porque esas condiciones no pueden darse en la Tierra», explicó a universeexpedition.com David Radice, profesor adjunto de Física y Astronomía en la Universidad Estatal de Pensilvania. «Las fusiones de estrellas de neutrones son los supercolisionadores de la naturaleza y, como en los colisionadores de partículas, podemos aprender mucho estudiando el resultado de las colisiones».

En busca de respuestas, Radice dirigió un equipo de investigadores que recurrió a los superordenadores del Centro Nacional de Computación Científica para la Investigación Energética del Departamento de Energía de Estados Unidos, el Centro de Supercomputación Leibniz de Alemania y el Instituto de Ciencia Computacional y de Datos de la Universidad Estatal de Pensilvania.

«La colisión de dos estrellas de neutrones puede tener dos resultados inmediatos. Podría formarse un agujero negro o una estrella de neutrones caliente remanente muy masiva y posiblemente de corta vida», explica Radice. «Nuestro trabajo se centra en este último escenario. En particular, realizamos las primeras simulaciones que capturan cómo se enfriarían tales remanentes emitiendo neutrinos.»

Obtén el boletín de noticias de universeexpedition.com

El equipo simuló las consecuencias de la colisión de una estrella de neutrones y el interior del remanente de estrella de neutrones. A continuación, los científicos observaron cómo unas diminutas «partículas fantasma» casi sin masa llamadas «neutrinos» arrastraban el calor de esta escena de choque cósmico.

Un laboratorio cósmico como ningún otro

Las estrellas facilitan esencialmente «tiras y aflojas cósmicos» en su interior que duran millones o miles de millones de años. Los dos competidores en esta contienda son el empuje hacia fuera de la energía, o «presión de radiación», generada en el horno nuclear del corazón de una estrella y la fuerza hacia dentro de la propia gravedad de la estrella.

Es una batalla épica, pero sólo hay un ganador: la gravedad. Cuando una estrella masiva ha forjado hierro en su núcleo, como se ha mencionado anteriormente, no puede fusionarlo con elementos más pesados, poniendo fin así a la oleada de presión de radiación hacia el exterior. Al igual que un atleta lo celebra rociando a su entrenador con Gatorade, la gravedad marca su victoria aplastando el núcleo de la estrella. Esto provoca ondas de choque que se propagan por las capas exteriores de la estrella, haciéndolas estallar en una enorme explosión de supernova.

Como resultado, la estrella pierde la mayor parte de su masa – pero hay dos caminos que puede seguir este cadáver estelar. Las estrellas más masivas, con masas superiores a 12 veces la del Sol, crean inmediatamente agujeros negros de masa estelar. Pero las estrellas con una masa entre ocho y 12 veces la del Sol dan lugar a estrellas de neutrones, un resto estelar con una masa entre una y dos veces la del Sol aplastado en un cuerpo rico en neutrones de no más de unas 12 millas (20 kilómetros) de ancho.

Ilustración de una estrella de neutrones comparada con la isla de Manhattan (Crédito de la imagen: Goddard Space Flight Center de la NASA)

Aproximadamente el 75% de las estrellas masivas pasan su vida en una asociación binaria con otra estrella. A menudo, cuando una estrella (normalmente la más masiva, que quema su combustible más rápidamente) se transforma en una estrella de neutrones, la supernova resultante «patea» o destruye a su compañera estelar.

Pero, en algunos casos, la binaria puede sobrevivir a esta transformación, y la otra estrella masiva acaba convirtiéndose también en una estrella de neutrones. El resultado es una estrella de neutrones binaria, pero la historia no acaba ahí.

Cuando estas estrellas de neutrones se arremolinan una alrededor de la otra, son tan masivas y densas que crean ondulaciones en el tejido mismo del espacio y el tiempo (unidos como una entidad única de cuatro dimensiones llamada «espaciotiempo») conocidas como ondas gravitacionales. Cuando las ondas gravitacionales salen de la estrella binaria, arrastran consigo un momento angular. Esto hace que las dos estrellas de neutrones se acerquen y emitan ondas gravitacionales de alta frecuencia a un ritmo cada vez más rápido. Esto continúa hasta que las estrellas finalmente colisionan y se fusionan. Esta fusión emite un último «grito» agudo de ondas gravitatorias y chorros de materia rica en neutrones libres.

Estos neutrones, que suelen encontrarse ligados en núcleos atómicos con protones, son atrapados por otros elementos alrededor del lugar de la fusión, fenómeno denominado «proceso de captura rápida» o «proceso r». Estos átomos se convierten en elementos ultrapesados muy inestables que se desintegran rápidamente en elementos más ligeros (que siguen siendo más pesados que el hierro). Esta desintegración provoca una emisión de luz que los astrónomos llaman «kilonova».

El remanente de estrella de neutrones está rodeado por un anillo de materia que gira rápidamente llamado disco de acreción. Éste sólo puede tener una pequeña parte de la masa del sistema, pero gran parte de su momento angular restante.

observatorio de rayos X Chandra (azul) durante nueve días en agosto de 2017. (Crédito de la imagen: NASA/CXC/E. Troja)

La simulación del equipo indicó que los restos de este tipo de fusiones se recogen como un objeto central que contiene la mayor parte de la masa de las estrellas de neutrones progenitoras. Sin embargo, una estrella de neutrones hija es radicalmente diferente de las «estrellas vivas» e incluso de otras estrellas de neutrones.

Mientras que las estrellas de neutrones estándar son más frías en su superficie y más calientes hacia su núcleo, esta investigación indica que la hija de una fusión de estrellas de neutrones es más caliente en su superficie que en su núcleo. Los científicos también descubrieron que el remanente de la estrella de neutrones se enfría predominantemente a través de la emisión de neutrinos.

«Se especulaba con que los restos de fusiones de estrellas de neutrones serían convectivos, como el agua de una olla hirviendo calentada desde abajo», explicó Radice. «Dicha convección habría llevado burbujas de materia nuclear caliente desde el interior de la estrella hacia el exterior a velocidades en torno al 10% de la velocidad de la luz, produciendo una señal de ondas gravitacionales característica que podría detectarse con experimentos de nueva generación». Sin embargo, las simulaciones realizadas por Radice y sus colegas demostraron algo diferente.

«Descubrimos, de forma un tanto sorprendente, que todo el material “frío” se hunde en el centro tan rápidamente tras la fusión que la convección no tiene oportunidad de desarrollarse», continuó. «Además, aunque la estrella se enfría desde su superficie mediante la emisión de neutrinos, éstos pueden difundirse fuera del núcleo con suficiente rapidez para evitar que la superficie se enfríe más que el interior, por lo que no puede desarrollarse la convección.»

Radice explicó que, en muchos aspectos, un remanente de fusión de una estrella de neutrones se parece a una estrella de neutrones recién nacida en una explosión de supernova. Ambas son extremadamente calientes pero se enfrían rápidamente emitiendo neutrinos.

«Sin embargo, mientras que se sabe que las estrellas de neutrones recién nacidas experimentan una mezcla vigorosa, que amplifica sus campos magnéticos, dando lugar a púlsares y magnetares, los restos de fusión no lo hacen», añadió. «Los remanentes no tienen por qué colapsar y convertirse en agujeros negros. En realidad, no sabemos cuál es su destino».

«En nuestras simulaciones, hemos utilizado un modelo para la materia densa que da como resultado un remanente que nunca colapsa hasta convertirse en agujero negro.»

Si bien hay otros modelos que predicen la formación inmediata de agujeros negros o la formación de agujeros negros con un breve retraso (siendo este último escenario el favorecido por muchos astrónomos) Radice cree que aún no hay pruebas sólidas en uno u otro sentido.

«Necesitamos más observaciones para ello», dijo.

Esta investigación es sólo el primer paso para comprender la física en torno a las fusiones de estrellas de neutrones, un entorno diferente a cualquier otro.

«La forma más limpia de confirmar o falsificar nuestros resultados sería ver pruebas de la presencia o ausencia de convección en las ondas gravitacionales posteriores a la fusión. Nuestros resultados también sugieren que debería haber un retraso del orden de un segundo entre la formación de un remanente de larga vida y el momento en que podría lanzar un chorro porque esperamos que el campo magnético quede atrapado dentro de la estrella debido a la ausencia de convección», dijo Radice.

«La observación de una fusión con un retraso en el lanzamiento del chorro y una contrapartida óptica muy azul, que indicaría la formación de un remanente de larga vida, también podría confirmar nuestros resultados», dijo.

Ahora, el equipo se propone examinar si la fuerza en juego en la estrella de neutrones hija creada por esta fusión, la llamada «fuerza fuerte», es lo suficientemente potente como para impedir que este remanente colapse y dé lugar al nacimiento de un agujero negro.

Un estudio sobre estos resultados se publicó a finales del año pasado en The Astrophysical Journal.