Método para una determinación más precisa de los radios de las estrellas de neutrones

Las estrellas de neutrones son los objetos astrofísicos más pequeños y densos con superficies visibles en el Universo. Se forman después de colapsos gravitacionales de los núcleos de hierro de estrellas masivas (con masas de alrededor de diez masas solares) al final de su evolución nuclear. Podemos observar estos colapsos como explosiones de supernovas.

Las masas de las estrellas de neutrones son las típicas de las estrellas normales, alrededor de una y media masa solar, pero sus radios son extremadamente pequeños en comparación con dichas estrellas normales (están entre diez y quince kilómetros). En comparación, el radio del Sol tiene unos 700.000 km. Esto significa que la densidad media de materia de las estrellas de neutrones es unas cuantas veces mayor que la densidad de los núcleos atómicos, a saber, alrededor de 1.000 millones de toneladas por centímetro cúbico.

La materia de las estrellas de neutrones consiste principalmente en neutrones cercanos, y son las fuerzas repulsivas existentes entre los neutrones las que evitan que las estrellas de neutrones colapsen en un agujero negro. La descripción cuantitativa teórica de estas fuerzas de repulsión no es posible por el momento, y es un problema fundamental de la física nuclear y la astrofísica. Este problema también se conoce como la ecuación de estado del problema de la materia fría superdensa. Las observaciones astrofísicas de las estrellas de neutrones pueden limitar los diferentes modelos teóricos existentes de la ecuación de estado, porque los radios de las estrellas de neutrones dependen de las fuerzas de repulsión.

Uno de los objetos astrofísicos más adecuados para medir el radio de las estrellas de neutrones son las estrellas de neutrones de rayos X. Son componentes de sistemas binarios cercanos, llamados binarias de rayos X de baja masa. En tales sistemas, el componente secundario, que es una estrella normal de tipo solar, pierde su materia, y la estrella de neutrones la acrecienta. La materia fluye desde la estrella normal hacia la superficie de la estrella de neutrones. La gravedad superficial de una estrella de neutrones es muy alta, cien mil millones de veces mayor que la de la superficie de la Tierra. Como resultado, la acumulación de materia puede alcanzar condiciones aptas para su explosión termonuclear. Son estas explosiones las que observamos como destellos de rayos X en binarias de baja masa.

Un método ayuda a determinar el radio de las estrellas de neutrones. (Foto: KPFU)

La duración de la mayoría de estos destellos de rayos X es de unos 10 a 100 segundos. Después del máximo, el brillo de los rayos X decae casi exponencialmente. Una estrella de neutrones que estalla con rayos X emite como un cuerpo negro con cierta temperatura (unos diez millones de grados), y esta temperatura disminuye junto con la disminución del brillo. Pero la conexión entre el brillo y la temperatura no es fija. Depende de la estructura física de las capas superiores de la envoltura de la estrella de neutrones emisora (la atmósfera). Las atmósferas modelo de las estrellas de neutrones que emiten rayos X pueden ser calculadas para varias masas y radios, así como para un determinado brillo de los rayos X, y hace algún tiempo los coautores calcularon la red extendida de tales atmósferas modelo.

La comparación de la disminución conjunta de la temperatura y el brillo de los rayos X en algunos destellos de rayos X con las predicciones del modelo permite encontrar la masa y el radio de una estrella de neutrones. Este método fue sugerido hace más de diez años y sus autores fueron Valery Suleimanov, Juri Poutanen, Mike Revnivtsev y Klaus Werner, tres de los cuales son los coautores de esta publicación. El desarrollo posterior de este método y su aplicación a los numerosos destellos de rayos X les permitió limitar los radios de las estrellas de neutrones en el rango de 11 a 13 km. Todas las determinaciones siguientes, incluida una observación de la fusión de dos estrellas de neutrones mediante detectores de ondas gravitacionales, dieron valores dentro de este rango.

En el método, los investigadores supusieron que la estrella de neutrones no está en rotación y tiene una forma esférica con una distribución uniforme de la temperatura en la superficie. Pero las estrellas de neutrones en los sistemas binarios considerados pueden rotar rápidamente con un período típico de unos pocos milisegundos.

En particular, la estrella de neutrones de rotación más rápida del sistema 4U 1608-52 tiene un período de rotación de 0,0016 segundos. Las formas de estas estrellas de neutrones de rápida rotación están lejos de ser esféricas. Tienen radios más grandes en los ecuadores que en los polos, y la gravedad de la superficie y la temperatura superficial son mayores en los polos que en los ecuadores. Por lo tanto, hay incertidumbres sistemáticas en el método de determinación de las masas y los radios de las estrellas de neutrones. Los radios de las estrellas de neutrones obtenidos pueden ser sistemáticamente sobreestimados debido a su rápida rotación.

Recientemente Valery Suleimanov, Juri Poutanen y Klaus Werner desarrollaron un método de aproximación rápida para calcular las radiaciones emergentes de estrellas de neutrones de rotación rápida. Extendieron su método para los destellos termonucleares en las superficies de las estrellas de neutrones de rápida rotación. Este método ampliado se aplicó al estallido de rayos X en la superficie de la estrella de neutrones en el sistema SAX 1810.8-2609, que está rotando con un período de unos 2 milisegundos. El estudio demostró que el radio de esta estrella de neutrones puede sobreestimarse en el valor en un rango que va de uno a medio kilómetro, dependiendo del ángulo de inclinación del eje de rotación con respecto a la línea de visión. Esto significa que las correcciones sistemáticas no son cruciales y pueden ser ignoradas en la primera aproximación. El plan es aplicar este método a la estrella de neutrones de rotación más rápida del sistema 4U 1608-52. (Fuente: NCYT Amazings)