Pregúntele a Ethan: ¿Cómo afecta la rotación a la forma de los púlsares?

Una estrella de neutrones es una de las formas más densas de materia en el Universo, pero su masa tiene un límite superior. Si se supera, una estrella de neutrones se derrumba en un agujero negro

Hay pocos objetos fijos en el universo; Casi todos los cuerpos que conocemos rotan. Cada luna, planeta, estrella de lo que conocemos, gira alrededor de su eje, por lo que en nuestra realidad física no hay esferas ideales. Un objeto en equilibrio hidrostático, durante la rotación, se hincha alrededor del ecuador y se comprime desde los polos. Nuestra Tierra, gracias a una revolución por día, a lo largo del eje ecuatorial es 42 km más larga que la polar, y hay objetos que giran mucho más rápido. ¿Qué pasa con los objetos que giran más rápido? Nuestro lector pregunta:

Algunos púlsares giran increíblemente rápido. ¿Cuánto distorsiona esto su forma, y ​​no están arrojando materia debido a esto, o es su gravedad la que lo sostiene?

Existen restricciones en la velocidad de rotación de los objetos, y aunque los púlsares no son una excepción, algunos de ellos pueden considerarse verdaderamente excepcionales.


El Pulsar en velas , como todos los púlsares, es un ejemplo de los restos de una estrella de neutrones. El gas y la materia rodean con frecuencia a los púlsares, y son fuentes de combustible para el comportamiento pulsante de estas estrellas de neutrones.

Los púlsares, o estrellas de neutrones giratorias, tienen algunas de las propiedades más increíbles entre todos los objetos del universo. Aparecen después de una supernova, cuando el núcleo colapsa al estado de una bola sólida de neutrones, excediendo la masa del Sol, pero solo varios kilómetros de diámetro. Esta es la forma más densa de materia conocida. Y aunque se llaman estrellas de neutrones, solo están compuestas en un 90% de neutrones, por lo que cuando giran, las partículas cargadas se mueven muy rápidamente y crean un fuerte campo magnético. Cuando las partículas que las rodean caen en este campo, se aceleran y aparece un chorro relativista , o chorro, que emana de los polos de una estrella de neutrones. Y cuando uno de estos polos apunta en nuestra dirección, vemos el "impulso" del púlsar.


El púlsar, que consiste en neutrones, tiene una capa externa de protones y neutrones, creando un campo magnético extremadamente fuerte, un billón de veces mayor que el de la superficie del Sol. Tenga en cuenta que el eje de rotación y el eje magnético son ligeramente diferentes.

La mayoría de las estrellas de neutrones existentes no nos parecen púlsares, ya que la mayoría de ellas no están giradas, de modo que el eje de rotación coincide con la línea de visión. Es posible que todas las estrellas de neutrones sean pulsares, pero solo una pequeña fracción de ellas es visible para nosotros. Sin embargo, incluso los púlsares observados tienen una gran difusión en el número de revoluciones.


En la imagen del núcleo de la nebulosa del cangrejo , una estrella joven y masiva que murió recientemente en una sorprendente explosión de supernova, se pueden ver las ondas características generadas por una estrella de neutrones pulsante y que gira rápidamente, un púlsar. Este joven púlsar, de solo 1000 años, que gira 30 veces por segundo, es un representante típico de los púlsares comunes.

Los púlsares ordinarios, a los que pertenecen la mayoría de los púlsares jóvenes, pasan una revolución completa de unas pocas centésimas de segundo a varios segundos, y los púlsares más antiguos de milisegundos giran mucho más rápido. El púlsar más rápido conocido gira 766 veces por segundo, y el más lento, descubierto en el centro de una supernova RCW 103 de 2000 años, rota en unas increíbles 6.7 horas .


Una estrella de neutrones que gira muy lentamente en el núcleo de los restos de supernova RCW 103 también es una magnetar . En 2016, nuevos datos de varios satélites confirmaron que es la estrella de neutrones de rotación más lenta de todas

Hace un par de años, una historia incorrecta recorrió la red de que una estrella que giraba lentamente resultó ser el objeto más cercano a la esfera conocida por la humanidad. Apenas! El sol está muy cerca de la esfera ideal, y en el plano ecuatorial es solo 10 km más grande que el diámetro a lo largo del eje entre los polos (es decir, difiere de la esfera ideal en un 0,0007%), y la estrella KIC 11145123 recientemente descubierta es más del doble que el Sol. tamaño, pero la diferencia en el ecuador y los polos es de solo 3 km.


En la estrella giratoria más lenta que conocemos, Kepler / KIC 1145123, los diámetros en los polos y el ecuador difieren solo en un 0.0002%. Sin embargo, las estrellas de neutrones pueden ser mucho más uniformes.

Sin embargo, aunque la diferencia de solo 0.0002% de la esfera ideal es un buen resultado, la estrella de neutrones giratoria más lenta, conocida como 1E 1613 , rompe todos estos registros. Su diámetro es de unos 20 km, y la diferencia entre los radios ecuatorial y polar no excede el radio del protón: es menos de un billón de 1%. Por supuesto, si podemos estar seguros de que la forma de una estrella de neutrones está determinada por su dinámica de rotación.

Pero, quizás, de hecho, esto no es así, y la exactitud de esta afirmación juega un papel muy importante en el estudio del otro lado de la moneda, las estrellas de neutrones que giran más rápido.


La estrella de neutrones es pequeña y tenue, pero hace mucho calor y se enfría durante mucho tiempo. Si pudiéramos observarla y verla brillar, la veríamos brillar millones de veces más que la edad actual del Universo.

Las estrellas de neutrones tienen un campo magnético increíblemente fuerte: para una estrella de neutrones ordinaria, su intensidad es de 100 mil millones de Gauss, y para los magnetares con el campo magnético más fuerte, está en el rango de 100 trillones a 1 cuatrillón de Gauss. A modo de comparación, la intensidad del campo magnético de la Tierra es de aproximadamente 0.6 G. Y si la rotación intenta aplanar la estrella de neutrones y llevarla a la forma de un esferoide exprimido, entonces los campos magnéticos actúan en la dirección opuesta, tirando de la estrella de neutrones a lo largo del eje de rotación en forma de melón, conocida como un esferoide alargado.


Esferoides comprimidos y alargados

Debido a las limitaciones de las ondas gravitacionales, estamos seguros de que las estrellas de neutrones se alejan de su forma debido a la rotación de no más de 10-100 cm, lo que significa que son perfectamente redondas con una precisión de 0.0001%. Pero, de hecho, las deformaciones deberían ser aún menores. La estrella de neutrones giratoria más rápida tiene una frecuencia de rotación de 766 Hz, o un período de revolución de 0.0013 s.

Y aunque hay muchas maneras de calcular el aplanamiento incluso para las estrellas de neutrones más rápidas (sin la ecuación generalmente aceptada), incluso esta increíble velocidad, debido a que la superficie en el ecuador se mueve a una velocidad de aproximadamente el 16% de la velocidad de la luz, conducirá a un aplanamiento de solo 0.0000001% , más o menos un par de pedidos. Y esto ni siquiera se acerca a la velocidad desbocada: todo lo que está en la superficie de una estrella de neutrones permanecerá allí.


Justo antes de la fusión, dos estrellas de neutrones no solo emiten ondas gravitacionales, sino que también generan una explosión catastrófica que responde en todo el espectro electromagnético, así como una corriente de elementos pesados ​​más cerca del final de la tabla periódica.

Después de la fusión de dos estrellas de neutrones, se puede obtener el ejemplo más extremo de una estrella de neutrones giratoria formada como resultado de la fusión. De acuerdo con nuestras teorías estándar, estas estrellas de neutrones deberían colapsar en un agujero negro cuando se excede un cierto umbral de masa: aproximadamente 2.5 veces el solar. Pero si estas estrellas de neutrones giran rápidamente, pueden permanecer durante algún tiempo como una estrella de neutrones hasta que se emita suficiente energía en forma de ondas gravitacionales y alcancen un estado de inestabilidad crítica. Tal proceso puede aumentar la masa máxima de una estrella de neutrones, al menos temporalmente, en un 10-20%.

Y creemos que esto es precisamente lo que sucedió durante la fusión de dos estrellas de neutrones que observamos .



¿A qué velocidad giró la estrella de neutrones después de la fusión? ¿Cuán distorsionada es su forma? ¿Qué ondas gravitacionales emiten estrellas de neutrones resultantes de la fusión?

Para obtener una respuesta, es necesario combinar el estudio de eventos que involucran masas de varios rangos: la masa total no excede los 2.5 solares (se debe obtener una estrella de neutrones estable), la masa es de 2.5 a 3 solares (como en el caso que observamos cuando una estrella de neutrones existente temporalmente se convierte en un agujero negro), la masa es más de 3 solares (cuando se obtiene un agujero negro de inmediato), y agregue a esto la medición de las señales de luz. También podemos aprender más detectando la fase de aproximación en espiral lo antes posible y enviando telescopios por adelantado hacia la fuente deseada. Y con la puesta en servicio de LIGO / Virgo y otros detectores de ondas gravitacionales, así como con un aumento en su sensibilidad, podemos hacerlo cada vez mejor.


La fusión de dos estrellas de neutrones en la visión del artista. Los sistemas binarios de estrellas de neutrones también se unen en espiral y se fusionan gradualmente, pero el par más cercano que encontramos no se fusionará durante casi 100 millones de años. Hasta entonces, es probable que LIGO encuentre muchos otros candidatos.

Hasta entonces, sepa que las estrellas de neutrones, a pesar de su rápida rotación, son extremadamente sólidas debido a su densidad sin igual. Incluso con campos magnéticos tan fuertes y velocidades de rotación relativistas como ellas, son esferas más ideales que cualquier cosa que podamos encontrar en escalas macroscópicas en el Universo. A menos que las partículas individuales resulten ser esferas más ideales (y esto puede suceder), las estrellas de neutrones que giran lentamente con campos magnéticos débiles seguirán siendo los mejores candidatos para los objetos más esféricos que aparecen naturalmente. Una estrella de neutrones estable de larga vida solo disminuirá lentamente la velocidad de rotación con el tiempo. Y todo lo que está en su superficie permanecerá allí.