Estrella compacta

En astronomía, el término estrella compacta (u objeto compacto) se refiere colectivamente a enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros. Crecería para incluir estrellas exóticas si se confirma la existencia de tales cuerpos hipotéticos y densos. Todos los objetos compactos tienen una masa alta en relación con su radio, lo que les da una densidad muy alta, en comparación con la materia atómica ordinaria.

Las estrellas compactas suelen ser los puntos finales de la evolución estelar y, en este sentido, también se denominan remanentes estelares. El estado y tipo de un remanente estelar depende principalmente de la masa de la estrella a partir de la cual se formó. El término ambiguo estrella compacta se usa a menudo cuando se desconoce la naturaleza exacta de la estrella, pero la evidencia sugiere que tiene un radio muy pequeño en comparación con las estrellas ordinarias. Una estrella compacta que no es un agujero negro puede llamarse estrella degenerada.

En junio de 2020, los astrónomos informaron que habían reducido la fuente de las ráfagas rápidas de radio (FRB), que ahora pueden incluir plausiblemente "fusiones de objetos compactos y magnetares que surgen de supernovas de colapso normal del núcleo".

Formación

El punto final habitual de la evolución estelar es la formación de una estrella compacta.

Todas las estrellas activas eventualmente llegarán a un punto en su evolución cuando la presión de radiación hacia el exterior de las fusiones nucleares en su interior ya no pueda resistir las fuerzas gravitatorias siempre presentes. Cuando esto sucede, la estrella colapsa por su propio peso y sufre el proceso de muerte estelar. Para la mayoría de las estrellas, esto resultará en la formación de un remanente estelar muy denso y compacto, también conocido como estrella compacta.

Las estrellas compactas no tienen producción de energía interna, pero, con la excepción de los agujeros negros, generalmente irradian durante millones de años con el exceso de calor que queda del propio colapso.

Según los conocimientos más recientes, las estrellas compactas también podrían formarse durante las separaciones de fase del Universo primitivo después del Big Bang. Los orígenes primordiales de los objetos compactos conocidos no se han determinado con certeza.

Vida útil

Aunque las estrellas compactas pueden radiar y, por lo tanto, enfriarse y perder energía, no dependen de las altas temperaturas para mantener su estructura, como lo hacen las estrellas ordinarias. Salvo perturbaciones externas y desintegración de protones, pueden persistir virtualmente para siempre. Sin embargo, generalmente se cree que los agujeros negros finalmente se evaporan de la radiación de Hawking después de billones de años. De acuerdo con nuestros modelos estándar actuales de cosmología física, todas las estrellas eventualmente se convertirán en estrellas compactas frías y oscuras, cuando el Universo entre en la llamada era degenerada en un futuro muy lejano.

La definición algo más amplia de objetos compactos a menudo incluye objetos sólidos más pequeños, como planetas, asteroides y cometas. Hay una notable variedad de estrellas y otros cúmulos de materia caliente, pero toda la materia en el Universo debe eventualmente terminar como alguna forma de objeto compacto estelar o subestelar, de acuerdo con las interpretaciones teóricas actuales de la termodinámica.

Enanas blancas

La Nebulosa Eskimo está iluminada por un enano blanco en su centro.

Las estrellas denominadas enanas blancas o degeneradas se componen principalmente de materia degenerada; típicamente núcleos de carbono y oxígeno en un mar de electrones degenerados. Las enanas blancas surgen de los núcleos de las estrellas de la secuencia principal y, por lo tanto, están muy calientes cuando se forman. A medida que se enfríen, se enrojecerán y oscurecerán hasta que eventualmente se conviertan en enanas negras oscuras. Las enanas blancas se observaron en el siglo XIX, pero las densidades y presiones extremadamente altas que contienen no se explicaron hasta la década de 1920.

La ecuación de estado de la materia degenerada es 'suave', lo que significa que agregar más masa dará como resultado un objeto más pequeño. Al continuar agregando masa a lo que comienza como una enana blanca, el objeto se encoge y la densidad central se vuelve aún mayor, con energías de electrones degenerados más altas. Después de que la masa de la estrella degenerada haya crecido lo suficiente como para que su radio se haya reducido a unos pocos miles de kilómetros, la masa se acercará al límite de Chandrasekhar, el límite superior teórico de la masa de una enana blanca, aproximadamente 1,4 veces la masa. del Sol (M☉).

Si se extrajera materia del centro de una enana blanca y se comprimiera lentamente, los electrones primero se verían obligados a combinarse con los núcleos, cambiando sus protones a neutrones por desintegración beta inversa. El equilibrio se desplazaría hacia núcleos más pesados y ricos en neutrones que no son estables en las densidades cotidianas. A medida que aumenta la densidad, estos núcleos se vuelven aún más grandes y menos unidos. Con una densidad crítica de alrededor de 4×10 ¹⁴ kg/m³, llamada "línea de goteo de neutrones", el núcleo atómico tendería a disolverse en protones y neutrones libres. Si se comprime aún más, finalmente alcanzaría un punto en el que la materia está en el orden de la densidad de un núcleo atómico, aproximadamente 2×10¹⁷ kg/m³. A esa densidad, la materia sería principalmente neutrones libres, con una ligera dispersión de protones y electrones.

Estrellas de neutrones

La Nebulosa Cangrejo es un remanente de supernova que contiene el Pulsar Cangrejo, una estrella de neutrones.

En ciertas estrellas binarias que contienen una enana blanca, la masa se transfiere de la estrella compañera a la enana blanca, lo que finalmente la empuja por encima del límite de Chandrasekhar. Los electrones reaccionan con los protones para formar neutrones y, por lo tanto, ya no proporcionan la presión necesaria para resistir la gravedad, lo que provoca el colapso de la estrella. Si el centro de la estrella está compuesto principalmente de carbono y oxígeno, dicho colapso gravitatorio provocará una fusión desbocada del carbono y el oxígeno, lo que dará como resultado una supernova de tipo Ia que destruirá por completo la estrella antes de que el colapso sea irreversible. Si el centro está compuesto principalmente de magnesio o elementos más pesados, el colapso continúa. A medida que la densidad aumenta aún más, los electrones restantes reaccionan con los protones para formar más neutrones. El colapso continúa hasta que (a mayor densidad) los neutrones se degeneran. Es posible un nuevo equilibrio después de que la estrella se encoja en tres órdenes de magnitud, a un radio de entre 10 y 20 km. Esta es una estrella de neutrones.

Aunque la primera estrella de neutrones no se observó hasta 1967, cuando se descubrió el primer púlsar de radio, Baade y Zwicky propusieron estrellas de neutrones en 1933, solo un año después de que se descubriera el neutrón en 1932. Se dieron cuenta de que debido a que las estrellas de neutrones son tan denso, el colapso de una estrella ordinaria a una estrella de neutrones liberaría una gran cantidad de energía potencial gravitatoria, proporcionando una posible explicación para las supernovas. Esta es la explicación de las supernovas de tipo Ib, Ic y II. Tales supernovas ocurren cuando el núcleo de hierro de una estrella masiva excede el límite de Chandrasekhar y colapsa en una estrella de neutrones.

Al igual que los electrones, los neutrones son fermiones. Por lo tanto, proporcionan presión de degeneración de neutrones para sostener una estrella de neutrones contra el colapso. Además, las interacciones repulsivas neutrón-neutrón proporcionan una presión adicional. Al igual que el límite de Chandrasekhar para las enanas blancas, existe una masa límite para las estrellas de neutrones: el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, donde estas fuerzas ya no son suficientes para sostener la estrella. Como las fuerzas en la materia hadrónica densa no se comprenden bien, este límite no se conoce con exactitud, pero se cree que está entre 2 y 3 M_☉. Si se acumula más masa en una estrella de neutrones, eventualmente se alcanzará este límite de masa. Lo que sucede a continuación no está del todo claro.

Agujeros negros

Un agujero negro simulado de diez masas solares, a una distancia de 600 km

A medida que se acumula más masa, el equilibrio contra el colapso gravitacional supera su punto de ruptura. Una vez que la presión de la estrella es insuficiente para contrarrestar la gravedad, se produce un colapso gravitatorio catastrófico en milisegundos. La velocidad de escape en la superficie, ya al menos 1⁄3 velocidad de la luz, alcanza rápidamente la velocidad de la luz. En ese punto, ninguna energía o materia puede escapar y se ha formado un agujero negro. Debido a que toda la luz y la materia quedan atrapadas dentro de un horizonte de eventos, un agujero negro parece realmente negro, excepto por la posibilidad de una radiación de Hawking muy débil. Se presume que el colapso continuará dentro del horizonte de eventos.

En la teoría clásica de la relatividad general, se formará una singularidad gravitatoria que ocupará no más de un punto. Puede haber una nueva detención del colapso gravitacional catastrófico en un tamaño comparable a la longitud de Planck, pero en estas longitudes no se conoce ninguna teoría de la gravedad para predecir lo que sucederá. Agregar cualquier masa adicional al agujero negro hará que el radio del horizonte de eventos aumente linealmente con la masa de la singularidad central. Esto inducirá ciertos cambios en las propiedades del agujero negro, como la reducción de la tensión de las mareas cerca del horizonte de eventos y la reducción de la intensidad del campo gravitatorio en el horizonte. Sin embargo, no habrá más cambios cualitativos en la estructura asociados con cualquier aumento de masa.

Modelos alternativos de agujeros negros

• Fuzzball
• Gravastar
• Estrella de energía oscura
• Estrella negra
• Magnetosférico eternamente derrumbando objeto
• Estrella oscura
• Agujeros negros primordiales

Estrellas exóticas

Una estrella exótica es una estrella compacta hipotética compuesta de algo más que electrones, protones y neutrones equilibrados contra el colapso gravitacional por la presión de degeneración u otras propiedades cuánticas. Estos incluyen estrellas extrañas (compuestas de materia extraña) y las estrellas preón más especulativas (compuestas de preones).

Las estrellas exóticas son hipotéticas, pero las observaciones publicadas por el Observatorio de rayos X Chandra el 10 de abril de 2002 detectaron dos candidatas a estrellas extrañas, denominadas RX J1856.5-3754 y 3C58, que anteriormente se pensaba que eran estrellas de neutrones. Según las leyes conocidas de la física, los primeros parecían mucho más pequeños y los segundos mucho más fríos de lo que deberían, lo que sugiere que están compuestos de material más denso que el neutronio. Sin embargo, estas observaciones son recibidas con escepticismo por los investigadores que dicen que los resultados no fueron concluyentes.

Estrellas quark y estrellas extrañas

Si los neutrones se comprimen lo suficiente a una temperatura alta, se descompondrán en los quarks que los componen, formando lo que se conoce como materia de quarks. En este caso, la estrella se encogerá aún más y se volverá más densa, pero en lugar de un colapso total en un agujero negro, es posible que la estrella se estabilice y sobreviva en este estado indefinidamente, siempre que no se agregue más masa. Hasta cierto punto, se ha convertido en un núcleo muy grande. Una estrella en este estado hipotético se denomina "estrella de quark" o más específicamente una "estrella extraña". El púlsar 3C58 ha sido sugerido como una posible estrella de quarks. Se cree que la mayoría de las estrellas de neutrones contienen un núcleo de materia de quarks, pero esto ha resultado difícil de determinar mediante la observación.

Estrellas Preón

Una estrella preón es un tipo propuesto de estrella compacta hecha de preones, un grupo de partículas subatómicas hipotéticas. Se esperaría que las estrellas preón tuvieran densidades enormes, superiores a los 10²³ kilogramos por metro cúbico, un nivel intermedio entre las estrellas de quarks y los agujeros negros. Las estrellas Preon podrían originarse a partir de explosiones de supernovas o el Big Bang; sin embargo, las observaciones actuales de los aceleradores de partículas hablan en contra de la existencia de los preones.

Q estrellas

estrellas Q son estrellas de neutrones hipotéticamente compactas y más pesadas con un estado exótico de la materia en el que el número de partículas se conserva con radios inferiores a 1,5 veces el correspondiente radio de Schwarzschild. Las estrellas Q también se llaman "agujeros grises".

Estrellas electrodébiles

Una estrella electrodébil es un tipo teórico de estrella exótica en la que el colapso gravitacional de la estrella se evita mediante la presión de radiación resultante de la combustión electrodébil, es decir, la energía liberada por la conversión de quarks en leptones. a través de la fuerza electrodébil. Este proceso ocurre en un volumen en el núcleo de la estrella de aproximadamente el tamaño de una manzana, que contiene alrededor de dos masas terrestres.

Estrella bosón

Una estrella bosónica es un objeto astronómico hipotético que se forma a partir de partículas llamadas bosones (las estrellas convencionales se forman a partir de fermiones). Para que exista este tipo de estrella, debe haber un tipo estable de bosón con autointeracción repulsiva. A partir de 2016 no hay evidencia significativa de que exista tal estrella. Sin embargo, puede ser posible detectarlos por la radiación gravitatoria emitida por un par de estrellas bosónicas en órbita conjunta.

Objetos relativistas compactos y el principio de incertidumbre generalizada

Basado en el principio de incertidumbre generalizada (GUP), propuesto por algunos enfoques de la gravedad cuántica como la teoría de cuerdas y la relatividad doblemente especial, recientemente se ha estudiado el efecto de GUP en las propiedades termodinámicas de estrellas compactas con dos componentes diferentes. Tawfik et al. señaló que la existencia de la corrección cuántica de la gravedad tiende a resistir el colapso de las estrellas si el parámetro GUP está tomando valores entre la escala de Planck y la escala electrodébil. En comparación con otros enfoques, se encontró que los radios de las estrellas compactas deberían ser más pequeños y que el aumento de la energía disminuye los radios de las estrellas compactas.