Estrella de quarks

Una estrella de quark es un tipo hipotético de estrella exótica y compacta, donde la temperatura y la presión del núcleo son extremadamente altas y han obligado a las partículas nucleares a formar materia de quark, un estado continuo de la materia que consta de quarks libres.

Antecedentes

Algunas estrellas masivas colapsan para formar estrellas de neutrones al final de su ciclo de vida, como se ha observado y explicado teóricamente. Bajo las temperaturas y presiones extremas dentro de las estrellas de neutrones, los neutrones normalmente se mantienen separados por una presión de degeneración, lo que estabiliza la estrella y evita un mayor colapso gravitacional. Sin embargo, se plantea la hipótesis de que bajo temperaturas y presiones aún más extremas, se supera la presión de degeneración de los neutrones, y los neutrones se ven obligados a fusionarse y disolverse en sus quarks constituyentes, creando una fase ultradensa de materia de quarks basada en partículas densamente empaquetadas. quarks. En este estado, se supone que surgirá un nuevo equilibrio, ya que se producirá una nueva presión de degeneración entre los quarks, así como fuerzas electromagnéticas repulsivas que impedirán el colapso gravitacional total.

Si estas ideas son correctas, las estrellas de quark podrían aparecer y ser observables en algún lugar del universo. Teóricamente, tal escenario se considera científicamente plausible, pero ha sido imposible probarlo tanto de forma observacional como experimental, porque las condiciones extremas necesarias para estabilizar la materia de los quarks no se pueden crear en ningún laboratorio ni se han observado directamente en la naturaleza. La estabilidad de la materia de los quarks, y por lo tanto la existencia de las estrellas de los quarks, se encuentra por estas razones entre los problemas no resueltos de la física.

Si se pueden formar estrellas de quarks, entonces el lugar más probable para encontrar materia de estrellas de quarks sería dentro de estrellas de neutrones que excedan la presión interna necesaria para la degeneración de los quarks, el punto en el que los neutrones se descomponen en una forma de materia de quarks densa. También podrían formarse si una estrella masiva colapsa al final de su vida, siempre que sea posible que una estrella sea lo suficientemente grande como para colapsar más allá de una estrella de neutrones, pero no lo suficientemente grande como para formar un agujero negro.

Si existen, las estrellas de quarks se parecerían y se confundirían fácilmente con estrellas de neutrones: se formarían en la muerte de una estrella masiva en una supernova de tipo II, serían extremadamente densas y pequeñas y poseerían un campo gravitatorio muy alto. También carecerían de algunas características de las estrellas de neutrones, a menos que también contuvieran una capa de materia de neutrones, porque no se espera que los quarks libres tengan propiedades que coincidan con la materia de neutrones degenerada. Por ejemplo, pueden ser radio-silenciosos o tener tamaños, campos electromagnéticos o temperaturas superficiales atípicos, en comparación con las estrellas de neutrones.

Historia

El análisis sobre las estrellas de quarks fue propuesto por primera vez en 1965 por los físicos soviéticos D. D. Ivanenko y D. F. Kurdgelaidze. Su existencia no ha sido confirmada.

La ecuación de estado de la materia de los quarks es incierta, al igual que el punto de transición entre la materia degenerada por neutrones y la materia de los quarks. Las incertidumbres teóricas han impedido hacer predicciones a partir de primeros principios. Experimentalmente, el comportamiento de la materia de quarks se está estudiando activamente con colisionadores de partículas, pero esto solo puede producir gotas de plasma de quarks-gluones muy calientes (por encima de 10¹² K) del tamaño de núcleos atómicos, que decaen inmediatamente después formación. Las condiciones dentro de estrellas compactas con densidades extremadamente altas y temperaturas muy por debajo de 10¹² K no se pueden recrear artificialmente, ya que no existen métodos conocidos para producir, almacenar o estudiar "frío" materia de quarks directamente como se encontraría dentro de las estrellas de quarks. La teoría predice que la materia de los quarks posee algunas características peculiares en estas condiciones.

Formación

Relaciones de masas-radius para modelos de una estrella de neutrones sin estados exóticos (rojo) y una estrella de quark (azul).

Se teoriza que cuando la materia degenerada de neutrones, que forma las estrellas de neutrones, se somete a suficiente presión por la propia gravedad de la estrella o por la supernova inicial que la crea, los neutrones individuales se descomponen en sus quarks constituyentes. (quarks up y quarks down), formando lo que se conoce como materia de quarks. Esta conversión podría limitarse al centro de la estrella de neutrones o podría transformar toda la estrella, según las circunstancias físicas. Tal estrella se conoce como estrella de quark.

Estabilidad y materia extraña de quarks

La materia de quarks ordinaria que consiste en quarks arriba y abajo tiene una energía de Fermi muy alta en comparación con la materia atómica ordinaria y es estable solo bajo temperaturas y/o presiones extremas. Esto sugiere que las únicas estrellas de quarks estables serán las estrellas de neutrones con un núcleo de materia de quarks, mientras que las estrellas de quarks que consisten completamente en materia de quarks ordinaria serán muy inestables y se reorganizarán espontáneamente.

Se ha demostrado que la alta energía de Fermi que hace que la materia de los quarks ordinarios sea inestable a bajas temperaturas y presiones puede reducirse sustancialmente mediante la transformación de un número suficiente de quarks arriba y abajo en quarks extraños, ya que los quarks extraños son, en términos relativos, un tipo muy pesado de partícula de quark. Este tipo de materia de quarks se conoce específicamente como materia de quarks extraños y se especula y está sujeta a la investigación científica actual si de hecho podría ser estable en las condiciones del espacio interestelar (es decir, presión y temperatura externas cercanas a cero). Si este es el caso (conocido como la suposición de Bodmer-Witten), las estrellas de quarks hechas completamente de materia de quarks serían estables si se transformaran rápidamente en extraña materia de quarks.

Estrellas extrañas

Las estrellas de quark hechas de materia extraña de quark se conocen como estrellas extrañas y forman un subgrupo dentro de la categoría de estrellas de quark.

Las investigaciones teóricas han revelado que las estrellas de quarks no solo podrían producirse a partir de estrellas de neutrones y supernovas potentes, sino que también podrían crearse en las primeras separaciones de fases cósmicas posteriores al Big Bang. Si estas estrellas primordiales de quarks se transforman en extraña materia de quarks antes de que las condiciones externas de temperatura y presión del Universo primitivo las vuelvan inestables, podrían volverse estables, si la suposición de Bodmer-Witten es cierta. Estas extrañas estrellas primordiales podrían sobrevivir hasta el día de hoy.

Características

Las estrellas de quark tienen algunas características especiales que las diferencian de las estrellas de neutrones ordinarias.

Bajo las condiciones físicas que se encuentran dentro de las estrellas de neutrones, con densidades extremadamente altas pero temperaturas muy por debajo de los 10¹² K, se predice que la materia de los quarks exhibirá algunas características peculiares. Se espera que se comporte como un líquido de Fermi y entre en la llamada fase de superconductividad de color bloqueada por sabor a color (CFL), donde el "color" se refiere a los seis "cargos" exhibido en la interacción fuerte, en lugar de las dos cargas (positiva y negativa) en el electromagnetismo. A densidades ligeramente más bajas, correspondientes a capas más altas más cercanas a la superficie de la estrella compacta, la materia de quarks se comportará como un líquido de quarks que no es CFL, una fase que es aún más misteriosa que la CFL y podría incluir conductividad de color y/o varios factores adicionales. fases aún no descubiertas. Ninguna de estas condiciones extremas se puede recrear actualmente en los laboratorios, por lo que no se puede inferir nada sobre estas fases a partir de experimentos directos.

Si la conversión de materia degenerada de neutrones en materia de quarks (extraños) es total, una estrella de quarks puede imaginarse hasta cierto punto como un solo hadrón gigante. Pero este "hadrón" estará atado por la gravedad, en lugar de por la fuerte fuerza que une a los hadrones ordinarios.

Estrellas de neutrones superdensas observadas

Al menos bajo las suposiciones mencionadas anteriormente, la probabilidad de que una estrella de neutrones dada sea una estrella de quark es baja, por lo que en la Vía Láctea solo habría una pequeña población de estrellas de quark. Sin embargo, si es cierto que las estrellas de neutrones demasiado densas pueden convertirse en estrellas de quarks, eso hace que el número posible de estrellas de quarks sea mayor de lo que se pensaba originalmente, ya que los observadores estarían buscando el tipo de estrella equivocado.

Una estrella de neutrones sin desconfinamiento a quarks y densidades más altas no puede tener un período de rotación inferior a un milisegundo; incluso con la gravedad inimaginable de un objeto tan condensado, la fuerza centrípeta de una rotación más rápida expulsaría materia de la superficie, por lo que la detección de un púlsar de un período de milisegundos o menos sería una fuerte evidencia de una estrella de quark.

Las observaciones publicadas por el Observatorio de rayos X Chandra el 10 de abril de 2002 detectaron dos posibles estrellas de quark, denominadas RX J1856.5-3754 y 3C 58, que anteriormente se pensaba que eran estrellas de neutrones. Según las leyes conocidas de la física, el primero parecía mucho más pequeño y el segundo mucho más frío de lo que debería ser, lo que sugiere que están compuestos de material más denso que la materia degenerada por neutrones. Sin embargo, estas observaciones son recibidas con escepticismo por parte de los investigadores que dicen que los resultados no fueron concluyentes; y desde finales de la década de 2000, se ha excluido la posibilidad de que RX J1856 sea una estrella de quark.

Otra estrella, XTE J1739-285, ha sido observada por un equipo dirigido por Philip Kaaret de la Universidad de Iowa e informada como posible candidata a estrella de quark.

En 2006, You-Ling Yue et al., de la Universidad de Pekín, sugirieron que PSR B0943+10 podría ser, de hecho, una estrella de quark de baja masa.

En 2008 se informó que las observaciones de las supernovas SN 2006gy, SN 2005gj y SN 2005ap también sugieren la existencia de estrellas quark. Se ha sugerido que el núcleo colapsado de la supernova SN 1987A puede ser una estrella quark.

En 2015, Zi-Gao Dai et al. de la Universidad de Nanjing sugirió que la supernova ASASSN-15lh es una extraña estrella quark recién nacida.

En 2022, se sugirió que GW190425, que probablemente se formó como una fusión entre dos estrellas de neutrones que emitieron ondas gravitacionales en el proceso, podría ser una estrella de quark.

Otras formaciones de quarks teorizadas

Además de la materia ordinaria de los quarks y la materia extraña de los quarks, teóricamente podrían producirse o formarse otros tipos de plasma de quarks y gluones dentro de las estrellas de neutrones y las estrellas de quarks. Esto incluye lo siguiente, algunos de los cuales han sido observados y estudiados en laboratorios:

• Robert L. Jaffe 1977, sugirió un estado de cuatro quarks con extraño (qsqs).
• Robert L. Jaffe 1977 sugirió el dibaryon H, un estado de seis cuadras con un número igual de quarks arriba, abajo y extraño (representados como uuddss o udsuds).
• Sistemas multiquark con cuarcos pesados (QQ)qq).
• En 1987, un estado pentaquark fue propuesto por primera vez con un encanto anti-quark (qqqqsc).
• Estado de Pentaquark con un quark antiestrange y cuatro quarks ligeros que consisten sólo en qqqqs).
• Los pentaquarks ligeros se agrupan dentro de un antidecuplet, el candidato más ligero, Θ⁺, que también puede ser descrito por el modelo diquark de Robert L. Jaffe y Wilczek (QCD).
• .⁺⁺ y antipartícula .⁻.
• Doblemente extraño pentaquark (ssddu), miembro del antidecupo de pentaquark luz.
• Charmed pentaquark._c(3100) (uuddc) estado fue detectado por la colaboración H1.
• Las partículas tetraquark pueden formar estrellas de neutrones y bajo otras condiciones extremas. En 2008, 2013 y 2014 se descubrió e investigó la partícula tetraquark de Z(4430).

Fuentes y lecturas adicionales

• Blaschke, David; Sedrakian, David, eds. (2003). Superdense QCD Matter y Compact Stars. Serie Ciencia de la OTAN II: Matemáticas, Físicas y Químicas. Vol. 197. Springer. doi:10.1007/1-4020-3430-X. ISBN 978-1-4020-3428-2.
• Blaschke, David; Sedrakian, Armen; Glendenning, Norman K., eds. (2001). Física de interiores de estrellas de neutrones. Conferencia Notas en Física. Vol. 578. Springer-Verlag. doi:10.1007/3-540-44578-1. ISBN 978-3-540-42340-9.
• Plessas, Willibald; Mathelitsch, Leopold, eds. (2002). Conferencias sobre materia de quark. Conferencia Notas en Física. Vol. 583. Springer. doi:10.1007/3-540-45792-5. ISBN 978-3-540-43234-0.