Al desarrollar una nueva relación teórica que describe cuán compactas pueden llegar a ser las estrellas de neutrones, que son los restos de estrellas masivas que se han convertido en supernovas, los investigadores han encontrado una manera de probar las propiedades de la física nuclear en condiciones muy extremas.
Como el núcleo colapsado de un estrella masivaa estrella de neutrones es un objeto pequeño pero increíblemente denso, que contiene hasta tres veces más masa de nuestro sol en un pequeño volumen. Los modelos predicen que las estrellas de neutrones tienen aproximadamente una docena de millas de diámetro, pero su radio exacto siempre ha sido confuso.
Rezzolla y su colega de Frankfurt, Christian Ecker, han dejado las cosas un poco más claras con su nuevo estudio sobre la compacidad de las estrellas de neutrones.
Hay varias razones por las que es difícil determinar el radio de una estrella de neutrones. Un obstáculo es que todas las estrellas de neutrones conocidas están muy lejos, pero el principal desafío gira en torno a lo que los físicos llaman la ecuación de estado. Describe la densidad y la presión en el interior de una estrella de neutrones, de la que se pueden derivar con precisión el radio y otras propiedades.
El problema es que las condiciones dentro de una estrella de neutrones son tan extremas que llevan nuestra comprensión de la física nuclear al límite. Una cucharada de material de estrella de neutrones puede pesar miles de millones de toneladas. Bajo esa intensa presión, los átomos son aplastados y los protones cargados positivamente se fusionan con los electrones cargados negativamente para producir un objeto lleno de neutrones.
Pero en el corazón de una estrella de neutrones puede prevalecer una física exótica: por ejemplo, pueden existir partículas de materia «extrañas» llamadas hiperones, o tal vez la inmensa gravedad hace que incluso los neutrones se mezclen y fuercen la estrella. cuarc Las partículas de las que están hechos fluyen casi libremente. Sin embargo, no hay forma de probar nada de esto porque los científicos no pueden replicar las condiciones dentro de una estrella de neutrones en un laboratorio en Tierra. Es demasiado extremo.
Entonces, en lugar de haber una ecuación de estado para las estrellas de neutrones, hay una lista completa de posibles ecuaciones de estado, una para cada modelo que describe las posibles condiciones dentro de una estrella de neutrones.
Para evaluar cuán compacta puede llegar a ser una estrella de neutrones, Rezzolla y Ecker consideraron decenas de miles de ecuaciones de estado. Sin embargo, para hacer las cosas más manejables, solo observaron la estrella de neutrones más masiva posible en cada caso.
«Un resultado bien conocido en relatividad general es que para cada ecuación de estado existe una masa máxima permitida», dijo Rezzolla. «Cualquier masa mayor que la masa máxima conduciría a una agujero negro. Sabemos por observaciones que la masa máxima permitida debería estar entre dos y tres masas solares».
Rezzolla y Ecker se sorprendieron al descubrir que existe un límite superior para la compacidad de una estrella de neutrones y que, basándose en él, la relación entre la masa de la estrella de neutrones y su radio es siempre inferior a 1/3.
Esta relación se puede determinar gracias a las conocidas como unidades geometrizadas, que se utilizan comúnmente en la física de relatividad general y permitir que la masa se exprese en longitud en lugar de peso.
«Como fijamos un límite superior a la compacidad, podemos fijar un límite inferior al radio», dijo Rezzolla. «Una vez que medimos la masa de una estrella de neutrones, podríamos decir que su radio debería ser mayor que tres veces su masa».
Rezzolla y Ecker también encontraron que esta relación se cumple para todas las ecuaciones de estado independientemente de cuál sea su masa máxima. Al principio, esto podría parecer sorprendente, ya que uno automáticamente pensaría que las estrellas de neutrones más masivas serían las más compactas porque tendrían una gravedad más fuerte que intentaría hacerlas contraerse. En cambio, la exótica física nuclear que está en juego dentro de las estrellas de neutrones parece anular esto y equilibrar las cosas.
La relación se deriva parcialmente de los principios de la cromodinámica cuántica, o QCD, que es la teoría de cómo fuerza fuerte une partículas llamadas quarks para formar partículas como los neutrones. La fuerza fuerte es transportada por partículas llamadas gluones (el nombre proviene del hecho de que unen quarks) y QCD es la teoría cuántica de campos que los gobierna, dándoles un número cuántico conocido caprichosamente como «carga de color».
Rezzolla y Ecker aplicaron ciertas suposiciones estándar basadas en QCD para derivar su relación de compacidad; la describen como QCD que deja una «huella» en la estructura interior de las estrellas de neutrones. Esto significa que si alguna vez fuera posible medir con precisión el radio de una estrella de neutrones, entonces cualquier desviación de esta relación sería una gran pista de que algo anda mal con nuestra comprensión de la QCD.
«Si viéramos una violación de este resultado, como una estrella de neutrones con una compacidad superior a 1/3, entonces esto indicaría que hay algo mal en las suposiciones de QCD que hemos empleado», dijo Rezzolla.
Quizás no tengamos que esperar mucho más para poder realizar una observación precisa del radio de una estrella de neutrones, de modo que posteriormente se pueda comprobar esta relación y la QCD. Rezzolla califica las perspectivas de «optimistas» y cita el experimento NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) en el Estación Espacial Internacionaly también mediciones de onda gravitacional eventos, algunos de los cuales involucran la fusión de un agujero negro con una estrella de neutrones. Hasta el momento, sólo en un caso, GW 170817, se han fusionado dos estrellas de neutrones.
«Si pudiéramos ver más eventos como GW 170817, podríamos establecer limitaciones mucho más estrictas sobre los posibles radios de las estrellas de neutrones», dijo Rezzolla.
La investigación de Rezzolla y Ecker se publica en un repositorio de artículos preimpresos arXiv.
