Un grupo de investigadores ha logrado determinar cuál es la masa máxima de una estrella de neutrones. Cuando las estrellas llegan al final de su vida, muchas de esas estrellas masivas terminarán su vida convirtiéndose en uno de estos objetos estelares. Eso sí, el límite es para estrellas que no estén en rotación…
El límite de masa máxima para una estrella de neutrones
Los investigadores han descubierto que, en el caso de una estrella de neutrones que no está en rotación, su masa máxima no puede ser mucho más de 2,25 masas solares. Es decir, 2,25 veces más masa que la del Sol. Si la superase, en su lugar, se convertiría en un agujero negro. Para determinar esto, los investigadores se han fijado en algo conocido como límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. Es la masa gravitacional crítica (y se abrevia MTOV) de un objeto masivo. Si una estrella de neutrones se mantiene por debajo, seguirá en ese estado.
Si lo supera, sin embargo, se convertirá en un agujero negro. Así que, cómo determinar cuál es la masa máxima. El límite TOV para estos objetos tiene implicaciones tanto para la física nuclear como la astrofísica. En esencia, indica que los objetos compactos, con una masa de más de 2,25 masas solares son, probablemente, los agujeros negros menos masivos que se puedan encontrar. Estos objetos, seguramente, existan dentro de un rango de masas de 2,5 a 3 masas solares. Todo está entrelazado con la forma en que envejecen las estrellas.
Así, por ejemplo, el Sol es una enana amarilla que tardará más de 10 000 millones de años en pasar por todo su ciclo vital. Ahora mismo tiene 4500 millones de años. A medida que envejezca, consumirá elementos cada vez más pesados en su núcleo, que se calentará. Esto provoca una expansión, que implica que el Sol se convertirá en una gigante roja y expulsará sus capas exteriores. Algo que comenzará en unos 5000 millones de años. Tarde o temprano, encogerá hasta convertirse en una enana blanca. Ese objeto tendrá menos masa que el Sol.
La formación de una estrella de neutrones
Algunas enanas blancas pueden ser algo más masivas pero, también, tienen un límite (de 1,44 masas solares). Las estrellas más masivas que el Sol pasan por el mismo ciclo, pero terminan su vida en forma de supernova. Lo que quede se convertirá en un agujero negro o, si la masa no es suficiente, en una estrella de neutrones. Es decir, hay una fina línea entre ambos objetos, y eso es lo que conocemos como el límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff. Las estrellas con entre 8 y 25 masas solares pueden producir una estrella de neutrones al final de sus vidas.
Un mecanismo, llamado presión de degeneración de neutrones, es el encargado de mantener esa estrella unida. El núcleo de la estrella se comprime tras la supernova. Los neutrones y protones, en los núcleos atómicos en el núcleo, se ven comprimidos hasta un punto. A partir de ahí no pueden comprimirse más y el sistema entra en equilibrio. A partir de ese punto, la estrella de neutrones resultante se acerca al límite TOV. Si el objeto gana masa, puede superarlo y, posteriormente, se convierte en un agujero negro. El límite nunca ha estado muy bien definido.
Eso es lo que querían cambiar los investigadores. Para ello, han recogido datos de observaciones, como las realizadas por los detectores de ondas gravitacionales de LIGO y VIRGO, así como un instrumento en la Estación Espacial Internacional, llamado NICER (por Neutron Star Interior Composition Explorer). Estas misiones, y otras, detectan los efectos de colisiones de estrellas de neutrones y encuentros entre estrellas de neutrones y agujeros negros. NICER, en concreto, estudia el ritmo de las emisiones de rayos X por parte de estrellas de neutrones.
La utilidad de NICER para calcular la masa máxima de las estrellas de neutrones
El objetivo es responder a una pregunta: ¿cuál es el tamaño de una estrella de neutrones? Al saber la masa y tamaño, los astrónomos pueden entender mejor su formación y la materia exótica que contienen. El equipo ha incluido la información sobre el límite máximo de masa, deducido de la distribución de estos objetos. Han utilizado modelos de la ecuación de estado en su trabajo. La ecuación de estado observa el estado de la materia en una estrella de neutrones (y agujero negro) y los modelos describen los parámetros bajo los que existen.
Esto incluye presión, volumen y temperatura. El resultado de su trabajo no solo establece un límite máximo, también desvela que una estrella de neutrones de esa masa tendría un radio de unos 11,9 kilómetros. Es interesante ver la precisión de estas mediciones y modelos, apoyándose en datos reales de observaciones de rayos X y ondas gravitacionales. Los investigadores sugieren que los objetos con entre 2,5 y 3 masas solares son, con toda probabilidad, agujeros negros de poca masa. El trabajo también tiene otras implicaciones.
La constante de Hubble (la aceleración de la expansión del universo) tiene un valor alrededor de los 70 km/s/Mpc (megapársec, 3,26 millones de años-luz). Esa cifra depende de los métodos utilizados. El trabajo del equipo sugiere que se puede utilizar para probar la robustez del Modelo Estándar e intentar obtener una estimación de ese valor. Aunque solo es un trabajo teórico, no deja de ser interesante ver cómo, gradualmente, se van refinando los diferentes límites que se han establecido al estudiar los objetos que podemos ver en el cosmos.
Estudio
El estudio es Y. Fan, M. Han, J. Jiang et al.; «Maximum gravitational mass MTOV=2.25+0.08−0.07M⊙ inferred at about 3% precision with multimessenger data of neutron stars». Publicado en la revista Physical Review D el 29 de febrero de 2024. Puede consultarse en este enlace.
Referencias: Universe Today
