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Agujeros negros y estrellas de neutrones.
Agujeros negros y estrellas de neutrones
Cole Miller
Departamento de Astronomía y Astrofísica, Universidad de Chicago.
El punto principal El estudio de las estrellas de neutrones y los agujeros negros nos da acceso a reinos exóticos que no podemos explorar en la Tierra.
Resumen
Las estrellas de neutrones y los agujeros negros se encuentran entre los objetos más exóticos del universo. Una masa de estrellas de neutrones del tamaño de un cubo de azúcar pesaría tanto como toda la humanidad, y las estrellas tienen campos magnéticos un billón de veces los de la Tierra. Como no podemos reproducir tales condiciones en los laboratorios, debemos observar las estrellas de neutrones con telescopios para determinar sus propiedades. Recientemente, el Rossi Explorer, un nuevo satélite de rayos X, descubrió un nuevo fenómeno notable de estrellas de neutrones que quitan la materia de sus estrellas compañeras: su brillo varía casi periódicamente más de mil veces por segundo. Describiré cómo este fenómeno nos brinda una nueva herramienta sensible para investigar las propiedades de las estrellas de neutrones, y cómo puede incluso ayudarnos a buscar agujeros negros.
Introducción a los agujeros negros
Un agujero negro es una región del espacio en la que la materia es tan compacta que nada puede escapar de ella, ni siquiera la luz; La “superficie” de un agujero negro, dentro del cual nada puede escapar, se llama horizonte de eventos. La materia que forma un agujero negro es eliminada de la existencia. Justo cuando el Gato de Cheshire desapareció y solo dejó atrás su sonrisa, un agujero negro representa la materia que solo deja atrás su gravedad.
Los agujeros negros generalmente se forman cuando una estrella extremadamente masiva muere en una supernova. Sin embargo, algunas personas piensan que se formaron pequeños agujeros negros durante el Big Bang, y que los “mini agujeros negros” resultantes pueden estar en gran abundancia en nuestra galaxia.
En principio, los agujeros negros pueden tener cualquier masa; Los agujeros negros formados por la muerte estelar tienen al menos el doble de la masa de nuestro Sol. A diferencia de las cosas ordinarias (p. Ej., Rocas), que tienen un tamaño aproximadamente proporcional a la raíz cúbica de su masa, los agujeros negros tienen radios proporcionales a su masa. El horizonte de eventos de un agujero negro no giratorio, la masa de nuestro Sol tiene un radio de unos 3 ~ km. ¡Por lo tanto, los agujeros negros grandes no son muy densos! Un agujero negro mil millones de veces más grande que nuestro Sol, como se cree que existe en el centro de algunas galaxias, tiene una densidad promedio de solo veinte veces la densidad del aire.
Los agujeros negros, como cualquier objeto gravitante, ejercen una fuerza de marea. Si te acercas primero a un agujero negro con los pies, la fuerza gravitacional en tus pies es mayor que la fuerza en tu cabeza. La fuerza de marea en el horizonte de sucesos es menor para los agujeros negros más grandes: se rompería en pedazos fuera de un agujero negro, la masa de nuestro sol, pero en el horizonte de sucesos de mil millones de agujeros negros de masa solar, la fuerza de marea solo sería millonésima de una onza!
Hechos extraños sobre los agujeros negros
• La luz se dobla tanto cerca de los agujeros negros que si estuvieras cerca de uno y mirando hacia otro lado, verías múltiples imágenes de cada estrella en el universo, ¡y en realidad podrías ver la parte posterior de tu propia cabeza!
• Dentro de un agujero negro, los roles del tiempo y el radio se invierten: así como ahora no puedes evitar ir al futuro, dentro de un agujero negro no puedes evitar entrar a la singularidad central.
• Si te mantienes a una distancia segura de un agujero negro y ves caer a un amigo, parecería que disminuye la velocidad y casi se detiene justo fuera del horizonte de eventos. Su imagen se atenuaría muy rápidamente. Desafortunadamente para él, desde su punto de vista, cruzaría muy bien el horizonte de eventos y se encontraría con su destino en la singularidad.
• Los agujeros negros son los objetos más simples del universo. Puede describir uno completamente solo por su masa, velocidad de giro y carga eléctrica. Por el contrario, para describir completamente una mota de polvo, debe especificar la posición y el estado de todos sus átomos, ¡tomando al menos $ 10 ^ {16} $ números!
• Como descubrió Hawking, los agujeros negros pueden evaporarse, pero solo muy lentamente. Incluso uno, la masa de una montaña durará diez mil millones de años, y uno, la masa del Sol solo se evaporará después de $ 10 ^ {67} $ años.
¿Cómo detectamos los agujeros negros?
Los agujeros negros no irradian luz, y un objeto que cae dentro de un agujero negro tampoco emite luz, por lo que detectarlos puede ser un desafío.
Al igual que con las estrellas de neutrones, si un agujero negro está en un binario y le quita gas a su compañero, podemos detectar rayos X del disco de acreción resultante (consulte “Observación de estrellas de neutrones”). La luz de los discos de acreción alrededor de los agujeros negros se ve muy similar a la luz de los discos alrededor de las estrellas de neutrones, y no siempre es posible saber con certeza qué objeto acecha en el centro del disco, aunque en seis casos hasta ahora estamos seguros que el objeto central es un agujero negro.
También puede inferir la presencia de un agujero negro en el centro de algunas galaxias. Esto se hace observando estrellas cerca del centro de la galaxia. Si las estrellas se mueven muy rápidamente alrededor de algún objeto invisible, las leyes de Kepler pueden usarse para estimar la masa en el centro. En algunos casos, la masa debe ser al menos cien millones de veces la masa de nuestro Sol, en una región de solo unos pocos años luz de diámetro. Los astrónomos están prácticamente seguros de que la única explicación es un agujero negro, pero carecemos de evidencia directa.
La detección de agujeros negros es muy difícil y controvertida, y muchos grupos de investigación la están estudiando activamente.
Origen y escala de las estrellas de neutrones
Una estrella de neutrones tiene aproximadamente la masa de nuestro Sol apretada en una bola de diez kilómetros de radio. Su densidad es, por lo tanto, cien billones de veces la densidad del agua; ¡a esa densidad, todas las personas en la Tierra podrían caber en una cucharadita! Las estrellas de neutrones nacen durante la supernova, y son sostenidas por la presión de degeneración de neutrones. Estas estrellas son relativamente raras: solo alrededor de 10 ^ 8 en nuestra galaxia, o una de cada mil estrellas, por lo que la más cercana está probablemente al menos a 40 años luz de distancia.
Estrellas de neutrones y física extrema
• La densidad en el centro puede ser varias veces la densidad de un núcleo atómico, por lo que no podemos explorar este régimen en los laboratorios. Las propiedades de este asunto son desconocidas y pueden incluir cosas tan exóticas como enormes conglomerados de quarks.
• Los campos magnéticos son un billón de veces los de la Tierra, y más de un millón de veces más fuertes que los que se pueden lograr en los laboratorios.
• Se cree que la materia en las partes centrales de las estrellas de neutrones es un superconductor, ¡incluso a cien millones de grados!
Por lo tanto, las estrellas de neutrones tienen estados de materia que no pueden duplicarse en los laboratorios. Estudiarlos nos ayuda a poner a prueba nuestras teorías y quizás descubrir nuevas físicas. Pero, ¿cómo podemos observar las estrellas de neutrones?
Observando estrellas de neutrones
Vemos una estrella normal por la luz que emite durante la fusión. Las estrellas de neutrones son muy calientes, más de 100,000 K durante la mayor parte de sus vidas, por lo que esto suena prometedor, pero la mayor parte de la energía sale como rayos X (no luz visible). Además, las estrellas de neutrones son tan pequeñas que a distancias típicas son diez mil millones de veces más débiles de lo que se puede ver a simple vista, lo que es demasiado débil incluso para el telescopio espacial Hubble. Necesitamos otra forma de ver las estrellas de neutrones.
Una forma es verlos como radio pulsares. Otra forma es si la estrella de neutrones es un miembro de un binario, en cuyo caso la gravedad de la estrella de neutrones puede quitarle gas a su compañero. El gas del compañero cae sobre la estrella de neutrones y emite un poder fantástico en los rayos X: hasta 50,000 veces la luminosidad que produce el Sol. Esta es una forma tremendamente eficiente de generar energía. ¡Dejar caer un kilogramo de materia sobre la superficie de una estrella de neutrones libera tanta energía como una bomba de hidrógeno de cinco megatones!
Dado que la estrella de neutrones es un objetivo muy pequeño, astronómicamente hablando, el gas no puede caer directamente sobre él. En cambio, el gas gira en espiral alrededor de la estrella de neutrones, y la fricción consigo misma libera enormes cantidades de energía en lo que se llama un disco de acreción. Estudiar los rayos X de los discos de acreción puede darnos pistas sobre la estrella: por ejemplo, ¿cómo se comporta la materia a densidades extremadamente altas?
La ecuación de estado
Como se mencionó anteriormente, queremos saber las propiedades de la materia extremadamente densa en el centro de las estrellas de neutrones. Una forma de caracterizar el asunto es por su ecuación de estado.
La ecuación de estado puede representarse como la relación entre la densidad de la materia y su presión. Considera un vaso de agua. La forma del agua en el vaso se puede cambiar fácilmente (por ejemplo, chapoteando), pero el volumen y, por lo tanto, la densidad del agua es extremadamente difícil de cambiar. Incluso si aplica una gran cantidad de presión al agua, por ejemplo mediante un pistón, la densidad apenas cambia; Esta es la base de las prensas hidráulicas. Por lo tanto, se puede decir que el agua tiene una rígida ecuación de estado. Por el contrario, el volumen de aire en un vaso vacío se puede cambiar fácilmente, con poca presión, por lo que se puede decir que el aire tiene una ecuación de estado suave. Entonces, un conocimiento de la ecuación de estado nos dice, esencialmente, cuán apretable es el asunto.
En el caso de una estrella de neutrones, el conocimiento de la masa y el radio de una estrella de neutrones particular nos indicaría la ecuación de estado. Esto se debe a que la gravedad aprieta la estrella, y cuanto más masa tiene la estrella, más gravedad la aprieta. Si la estrella tiene un radio grande (es decir, ¡15 ~ km!), Tuvo relativamente éxito en resistir la gravedad y, por lo tanto, tiene una ecuación de estado muy rígida. Si la estrella tiene un radio pequeño (digamos, 8 ~ km), no tuvo tanto éxito en resistir la gravedad y tiene una ecuación de estado más suave. Por lo tanto, necesitamos estimar la masa y el radio de las estrellas de neutrones.
Estimación de masas y radios NS
No es tarea fácil, esto. Las mediciones astronómicas son a menudo desafiantes, porque no podemos ir a una estrella y experimentar con ella. Las estrellas de neutrones son especialmente resistentes, porque son relativamente pequeñas y distantes: incluso la más cercana parecería ser del tamaño de una bacteria en la Luna, por lo que tenemos que encontrar otras formas de determinar la masa o el radio de una estrella de neutrones.
Una forma de hacerlo es usar las leyes de Kepler. Si podemos determinar qué tan lejos están dos estrellas en un binario entre sí, y la duración de su período orbital, sabremos algo sobre sus masas. Solo para las estrellas de neutrones en binarios tenemos incluso una estimación aproximada de la masa, y solo en algunos de esos casos sabemos la masa con precisión.
Estimar el radio es mucho más difícil que estimar la masa. A diferencia de la masa, el radio no tiene ningún efecto fuerte sobre lo que podemos observar. Solo a partir de observaciones astronómicas, las estrellas de neutrones podrían tener radios de 5 ~ km a 30 ~ km (aunque la mayor parte de ese rango, todos menos 7 ~ km a 20 ~ km, se descarta por lo que sabemos de física nuclear).
Por lo tanto, necesitamos algún tipo de avance en la evidencia que nos permita restringir aún más los radios de las estrellas de neutrones.
Un descubrimiento inesperado
Solo podemos descubrir lo que nuestros instrumentos pueden detectar, por lo que muchas veces en astrofísica un avance en nuestra comprensión ha surgido de una mejora en las capacidades instrumentales.
Tal fue el caso cuando se lanzó el Rossi X-ray Timing Explorer el 30 de diciembre de 1995. Sus muchas propiedades sobresalientes incluyen una sensibilidad sin precedentes a variaciones muy rápidas de la intensidad de rayos X de las estrellas de neutrones acumuladas, es decir, las estrellas de neutrones que eliminan la masa de sus compañeros estelares. Esto condujo al descubrimiento de un fenómeno completamente inesperado: oscilaciones rápidas de intensidad, ¡a veces más de mil veces por segundo!
Oscilaciones de intensidad de kilohercios
La Figura 1 muestra el brillo de los rayos X de un sistema estelar de neutrones, en función del tiempo. La intensidad sube y baja casi 1000 veces por segundo. Hay al menos 10 estrellas de neutrones conocidas que muestran esto, y hemos descubierto que:
• Las variaciones de intensidad son rápidas, hasta 1200 veces por segundo.
• Para una estrella de neutrones dada, la frecuencia de las variaciones sube y baja con el tiempo: en un caso, la variación puede ser de 500 por segundo a 1100 por segundo
El cambio dramático en la frecuencia significa que no puede ser algo simple como la frecuencia de giro de la estrella de neutrones, ya que la estrella no puede girarse fácilmente hacia arriba o hacia abajo. Sin embargo, la ocurrencia común de este fenómeno y sus otras propiedades significa que nos dice algo fundamental sobre el flujo de materia sobre las estrellas de neutrones.
Haga clic para ver mi explicación propuesta de este fenómeno.
Trascendencia
• La frecuencia con la que el grupo gira alrededor de la estrella se calcula según las leyes de Kepler: cuanto mayor es la frecuencia, más cerca debe estar el grupo de la estrella. Esto limita el radio de la estrella.
• Cuando se incluyen los efectos de la relatividad general de Einstein, resulta que también obtenemos un límite superior para la masa de la estrella.
• El resultado es que las estrellas de neutrones en estos sistemas deben tener masas inferiores a 2,2 veces la masa de nuestro Sol y radios inferiores a 17 ~ km. Este es el primer límite de observación convincente para el radio de las estrellas de neutrones.
Puntos clave
• La materia en el centro de las estrellas de neutrones es increíblemente densa, y no podemos reproducirla en la Tierra.
• Entonces, el estudio de las estrellas de neutrones puede decirnos cosas sobre el universo que de otro modo permanecerían para siempre sin descubrir.
• Una forma de conocer la materia densa de las estrellas de neutrones es determinar la ecuación de estado de las estrellas de neutrones, que es la relación entre su presión y densidad.
• La ecuación de estado se conoce si conocemos la masa y el radio de una estrella de neutrones.
• Pero, las observaciones astronómicas son indirectas: no podemos experimentar con estrellas.
• Las estrellas de neutrones son particularmente difíciles, ya que son relativamente pequeñas y distantes.
• Afortunadamente para nosotros, el fenómeno recientemente descubierto de oscilaciones rápidas de intensidad de rayos X puede permitirnos, por primera vez, estimar tanto la masa como el radio de algunas estrellas de neutrones y así conocer su ecuación de estado.
• Resulta que si supiéramos la ecuación de estado de las estrellas de neutrones, también sabríamos su masa máxima. Esto termina ayudando en la búsqueda de agujeros negros en nuestra galaxia.
• Este fenómeno aún es nuevo, y continuamos aprendiendo cosas sobre él a un ritmo rápido, tanto observacional como teóricamente; ¡Son tiempos emocionantes!
Glosario
Disco de acreción: el patrón de flujo de materia desde una estrella normal a una estrella de neutrones o un agujero negro, que se aplana y, por lo tanto, tiene forma de disco. Presión de degeneración: un fenómeno de mecánica cuántica; Los fermiones, como los electrones o los neutrones, obedecen el principio de exclusión de Pauli, por lo que no hay dos fermiones que puedan ocupar el mismo estado. Por lo tanto, si los fermiones se juntan, resisten incluso si no hay temperatura ni generación de energía. Esta resistencia a la compresión es la presión de degeneración. Ecuación de estado: la relación entre la presión y la densidad de un tipo dado de materia, que es una indicación de cómo la materia se resiste a la compresión. Si la materia se resiste a apretar fuertemente (por ejemplo, agua), la ecuación de estado es rígida; Si se resiste a apretar solo débilmente (p. ej., aire), la ecuación de estado es suave. Horizonte de eventos: en un agujero negro, el punto más allá del cual no se pueden detectar eventos. Este es el punto de no retorno; un objeto que cae dentro del horizonte de eventos no puede salir. Leyes de Kepler: reglas para el movimiento orbital de los planetas o cualquier otra cosa vinculada por la gravedad. La ley de mayor interés aquí es que el cuadrado del período orbital es proporcional al cubo de la separación orbital, e inversamente proporcional a la masa. Por lo tanto, si vemos un período orbital, podemos estimar la masa o la separación orbital y, por lo tanto, restringir la masa y el radio de una estrella de neutrones. Singularidad: en un agujero negro, el “punto central”, en el que las densidades, las fuerzas de marea y otras cantidades físicas se vuelven infinitas. Nuestras teorías físicas actuales se rompen en este punto. Fuerza de marea: la fuerza que siente un objeto debido al tirón diferencial de la gravedad a diferentes distancias.
