Estrella neutrón

Una estrella de neutrones es el núcleo colapsado de una estrella supergigante masiva , que tenía una masa total de entre 10 y 25 masas solares , posiblemente más si la estrella era especialmente rica en metales. Las estrellas de neutrones son los objetos estelares más pequeños y densos, excluidos los agujeros negros y los hipotéticos agujeros blancos , las estrellas de quarks y las estrellas extrañas . Las estrellas de neutrones tienen un radio del orden de 10 kilómetros (6,2 millas) y una masa de aproximadamente 1,4 masas solares . Son el resultado de la explosión de supernova de unestrella masiva , combinada con el colapso gravitacional , que comprime el núcleo más allá de la densidad de estrellas enanas blancas a la de núcleos atómicos .

Una vez formados, ya no generan calor activamente y se enfrían con el tiempo; sin embargo, aún pueden evolucionar más por colisión o acreción . La mayoría de los modelos básicos para estos objetos implican que las estrellas de neutrones están compuestas casi en su totalidad por neutrones (partículas subatómicas sin carga eléctrica neta y con una masa ligeramente mayor que los protones ); los electrones y protones presentes en la materia normal se combinan para producir neutrones en las condiciones de una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones están parcialmente respaldadas contra un mayor colapso por la presión de degeneración de neutrones , un fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli., al igual que las enanas blancas son apoyadas contra el colapso por la presión de la degeneración electrónica . Sin embargo, la presión de degeneración de neutrones no es por sí sola suficiente para sostener un objeto más allá de 0,7 M _☉^{[4] [5]} y las fuerzas nucleares repulsivas juegan un papel más importante en el apoyo de estrellas de neutrones más masivas. Si la estrella remanente tiene una masa que excede el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff de alrededor de 2 masas solares, la combinación de presión de degeneración y fuerzas nucleares es insuficiente para sostener la estrella de neutrones y continúa colapsando para formar un negro agujero .

Las estrellas de neutrones que se pueden observar son muy calientes y normalmente tienen una temperatura superficial de alrededor de 600 000 K . Son tan densos que una caja de fósforos de tamaño normal que contenga material de estrella de neutrones tendría un peso de aproximadamente 3 mil millones de toneladas, el mismo peso que un trozo de 0,5 kilómetros cúbicos de la Tierra (un cubo con bordes de unos 800 metros) de la superficie de la Tierra. Sus campos magnéticos son entre 10 ⁸ y 10 ¹⁵ (100 millones a 1 cuatrillón) veces más fuertes que el campo magnético de la Tierra. El campo gravitacional en la superficie de la estrella de neutrones es de aproximadamente2 × 10 ¹¹ (200 mil millones) veces la del campo gravitacional de la Tierra.

A medida que el núcleo de la estrella colapsa, su velocidad de rotación aumenta como resultado de la conservación del momento angular y, por lo tanto, las estrellas de neutrones recién formadas giran hasta varios cientos de veces por segundo. Algunas estrellas de neutrones emiten rayos de radiación electromagnética que las hacen detectables como púlsares . De hecho, el descubrimiento de los púlsares por Jocelyn Bell Burnell y Antony Hewishen 1967 fue la primera sugerencia de observación de que existen estrellas de neutrones. Se cree que la radiación de los púlsares se emite principalmente desde regiones cercanas a sus polos magnéticos. Si los polos magnéticos no coinciden con el eje de rotación de la estrella de neutrones, el rayo de emisión barrerá el cielo, y cuando se ve desde la distancia, si el observador se encuentra en algún lugar en la trayectoria del rayo, aparecerá como pulsos de radiación. procedente de un punto fijo en el espacio (el llamado "efecto faro"). La estrella de neutrones de giro más rápido conocida es PSR J1748-2446ad , que gira a una velocidad de 716 veces por segundo o 43.000 revoluciones por minuto , lo que da una velocidad lineal en la superficie del orden de0,24 c (es decir, casi una cuarta parte de la velocidad de la luz ).

Se cree que hay alrededor de mil millones de estrellas de neutrones en la Vía Láctea , y como mínimo varios cientos de millones, una cifra que se obtiene estimando el número de estrellas que han sufrido explosiones de supernovas. Sin embargo, la mayoría son viejos, fríos e irradian muy poco; la mayoría de las estrellas de neutrones que se han detectado ocurren solo en ciertas situaciones en las que irradian, como si fueran un púlsar o parte de un sistema binario. Las estrellas de neutrones de rotación lenta y sin acreción son casi indetectables; sin embargo, desde la detección del telescopio espacial Hubble de RX J185635-3754 , se han detectado algunas estrellas de neutrones cercanas que parecen emitir solo radiación térmica. Repetidores de gamma suavesse conjetura que son un tipo de estrella de neutrones con campos magnéticos muy fuertes, conocidos como magnetares o, alternativamente, estrellas de neutrones con discos fósiles a su alrededor.

Las estrellas de neutrones en los sistemas binarios pueden experimentar acreción que típicamente hace que el sistema brille en rayos X, mientras que el material que cae sobre la estrella de neutrones puede formar puntos calientes que giran dentro y fuera de la vista en sistemas de púlsar de rayos X identificados . Además, tal acreción puede "reciclar" viejos púlsares y potencialmente hacer que ganen masa y giren a velocidades de rotación muy rápidas, formando los llamados púlsares de milisegundos . Estos sistemas binarios continuarán evolucionando , y eventualmente los compañeros pueden convertirse en objetos compactos como las enanas blancas o las propias estrellas de neutrones, aunque otras posibilidades incluyen una destrucción completa del compañero mediante ablación.o fusión. La fusión de estrellas de neutrones binarios puede ser la fuente de estallidos de rayos gamma de corta duración y probablemente sean fuentes fuertes de ondas gravitacionales . En 2017, se realizó una detección directa ( GW170817 ) de las ondas gravitacionales de tal evento, y las ondas gravitacionales también se detectaron indirectamente en un sistema donde dos estrellas de neutrones orbitan entre sí .

Formación

Cualquier estrella de la secuencia principal con una masa inicial superior a 8 veces la masa del sol (8 M _☉ ) tiene el potencial de producir una estrella de neutrones. A medida que la estrella se aleja de la secuencia principal, la posterior combustión nuclear produce un núcleo rico en hierro. Cuando todo el combustible nuclear en el núcleo se ha agotado, el núcleo debe ser apoyado únicamente por la presión de la degeneración. Otros depósitos de masa de la quema de proyectiles hacen que el núcleo exceda el límite de Chandrasekhar . La presión de la degeneración de electrones se supera y el núcleo se colapsa aún más, lo que hace que las temperaturas se disparen a más5 × 10 ⁹ K . A estas temperaturas, ocurre la fotodisintegración (la ruptura de los núcleos de hierro en partículas alfa por rayos gamma de alta energía). A medida que la temperatura sube aún más, los electrones y protones se combinan para formar neutrones a través de la captura de electrones , liberando una avalancha de neutrinos . Cuando las densidades alcanzan la densidad nuclear de4 × 10 ¹⁷ kg / m ³ , una combinación de fuerte repulsión de fuerza y presión de degeneración de neutrones detiene la contracción. La envoltura exterior que cae de la estrella es detenida y arrojada hacia afuera por un flujo de neutrinos producido en la creación de los neutrones, convirtiéndose en una supernova. El remanente que queda es una estrella de neutrones. Si el remanente tiene una masa superior a aproximadamente 3 M _☉ , se colapsa aún más para convertirse en un agujero negro.

A medida que se comprime el núcleo de una estrella masiva durante una supernova de tipo II o una Tipo Ib o Ic Tipo supernova , y se colapsa en una estrella de neutrones, que conserva la mayor parte de su momento angular . Pero, debido a que tiene solo una pequeña fracción del radio de su padre (y, por lo tanto, su momento de inercia se reduce drásticamente), se forma una estrella de neutrones con una velocidad de rotación muy alta y luego, durante un período muy largo, se desacelera. Se conocen estrellas de neutrones que tienen períodos de rotación de aproximadamente 1,4 ms a 30 s. La densidad de la estrella de neutrones también le da una gravedad superficial muy alta , con valores típicos que oscilan entre 10 ¹² y 10 ¹³ m / s ² (más de 10¹¹ veces mayor que la de la Tierra ). Una medida de tal gravedad inmensa es el hecho de que las estrellas de neutrones tienen una velocidad de escape que van desde 100.000 kilometros / s a 150.000 kilometros / s , es decir, de un tercio a la mitad de la velocidad de la luz . La gravedad de la estrella de neutrones acelera la materia que cae a una velocidad tremenda. La fuerza de su impacto probablemente destruiría los átomos componentes del objeto, haciendo que toda la materia sea idéntica, en la mayoría de los aspectos, al resto de la estrella de neutrones.

Propiedades

Masa y temperatura

Una estrella de neutrones tiene una masa de al menos 1,1 masas solares ( M _☉ ). El límite superior de masa de una estrella de neutrones se llama límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff y generalmente se considera alrededor de 2,1 M _☉ , pero una estimación reciente sitúa el límite superior en 2,16 M _☉ . La masa máxima observada de estrellas de neutrones es de aproximadamente 2,14 M _☉ para PSR J0740 + 6620 descubierto en septiembre de 2019. Las estrellas compactas por debajo del límite de Chandrasekhar de 1,39 M _☉ son generalmenteenanas blancas, mientras que se espera que las estrellas compactas con una masa entre 1,4 M _☉ y 2,16 M _☉ sean estrellas de neutrones, pero hay un intervalo de unas pocas décimas de masa solar donde las masas de las estrellas de neutrones de baja masa y las blancas de gran masa los enanos pueden superponerse. Se cree que más allá de 2,16 M _☉ el remanente estelar va a superar la fuerte repulsión fuerza y presión de neutrones degeneración de modo que colapso gravitacional ocurrirá para producir un agujero negro, pero la masa observada más pequeña de un agujero negro estelar es de aproximadamente 5 M _☉ . ^[b] Entre 2,16 M _☉y 5 M _☉ , se han propuesto estrellas hipotéticas de masa intermedia como estrellas de quarks y estrellas electrodébiles , pero no se ha demostrado que exista ninguna.

La temperatura dentro de una estrella de neutrones recién formada es de alrededor de 10 ¹¹ a 10 ¹² kelvin . Sin embargo, la gran cantidad de neutrinos que emite transporta tanta energía que la temperatura de una estrella de neutrones aislada cae en unos pocos años a alrededor de 10 ⁶ kelvin. A esta temperatura más baja, la mayor parte de la luz generada por una estrella de neutrones está en rayos X.

Algunos investigadores han propuesto un sistema de clasificación de estrellas de neutrones que utiliza números romanos (que no deben confundirse con las clases de luminosidad de Yerkes para estrellas no degeneradas) para clasificar las estrellas de neutrones por su masa y tasas de enfriamiento: tipo I para estrellas de neutrones con baja masa y tasas de enfriamiento. , tipo II para estrellas de neutrones con mayor masa y tasas de enfriamiento, y un tipo III propuesto para estrellas de neutrones con masa aún mayor, cercana a 2 M _☉ , y con tasas de enfriamiento más altas y posiblemente candidatas a estrellas exóticas .

Densidad y presión

Las estrellas de neutrones tienen densidades generales de 3,7 × 10 ¹⁷ hasta5,9 × 10 ¹⁷ kg / m ³ (2.6 × 10 ¹⁴ hasta4,1 × 10 ¹⁴ veces la densidad del Sol), que es comparable a la densidad aproximada de un núcleo atómico de3 × 10 ¹⁷ kg / m ³ . ^[29] La densidad de la estrella de neutrones varía de aproximadamente1 × 10 ⁹ kg / m ³ en la corteza-aumenta con la profundidad-a alrededor6 × 10 ¹⁷ o8 × 10 ¹⁷ kg / m ³ (más denso que un núcleo atómico) más profundo en el interior. Una estrella de neutrones es tan densa que una cucharadita (5 mililitros ) de su material tendría una masa sobre5,5 × 10 ¹² kg , aproximadamente 900 veces la masa de la Gran Pirámide de Giza . En el enorme campo gravitacional de una estrella de neutrones, esa cucharadita de material pesaría 1,1 × 10 ²⁵ N , que es 15 veces lo que pesaría la Luna si se colocara en la superficie de la Tierra. Toda la masa de la Tierra a la densidad de estrellas de neutrones cabría en una esfera de 305 m de diámetro (el tamaño del Telescopio de Arecibo ). La presión aumenta de3,2 × 10 ³¹ hasta1,6 × 10 ³⁴ Pa desde la corteza interior hasta el centro.

La ecuación del estado de la materia a densidades tan altas no se conoce con precisión debido a las dificultades teóricas asociadas con la extrapolación del comportamiento probable de la cromodinámica cuántica , la superconductividad y la superfluidez de la materia en tales estados. El problema se ve agravado por las dificultades empíricas de observar las características de cualquier objeto que esté a cientos de parsecs de distancia, o más.

Una estrella de neutrones tiene algunas de las propiedades de un núcleo atómico , incluida la densidad (dentro de un orden de magnitud) y está compuesta de nucleones . En la literatura científica popular, las estrellas de neutrones se describen a veces como "núcleos gigantes". Sin embargo, en otros aspectos, las estrellas de neutrones y los núcleos atómicos son bastante diferentes. Un núcleo se mantiene unido por la interacción fuerte , mientras que una estrella de neutrones se mantiene unida por la gravedad . La densidad de un núcleo es uniforme, mientras que se predice que las estrellas de neutrones constan de múltiples capas con diferentes composiciones y densidades.

Campo magnético

La intensidad del campo magnético en la superficie de las estrellas de neutrones varía entre c. 10 ⁴ a 10 ¹¹ tesla . Estos son órdenes de magnitud más altos que en cualquier otro objeto: a modo de comparación, se ha logrado un campo continuo de 16 T en el laboratorio y es suficiente para levitar una rana viva debido a la levitación diamagnética . Las variaciones en la intensidad del campo magnético son probablemente el factor principal que permite distinguir diferentes tipos de estrellas de neutrones por sus espectros, y explica la periodicidad de los púlsares.

Las estrellas de neutrones conocidas como magnetares tienen los campos magnéticos más fuertes, en el rango de 10 ⁸ a 10 ¹¹ tesla, y se han convertido en la hipótesis ampliamente aceptada para los tipos de estrellas de neutrones repetidores gamma suaves (SGR) y X- anómalos. púlsares de rayos (AXP). La densidad de energía magnética de un campo de ¹⁰⁸ T es extrema, excediendo en gran medida la densidad de energía de masa de la materia ordinaria. Los campos de esta fuerza pueden polarizar el vacío hasta el punto en que el vacío se vuelve birrefringente. Los fotones pueden fusionarse o dividirse en dos, y se producen pares virtuales de partículas y antipartículas. El campo cambia los niveles de energía de los electrones y los átomos son forzados a formar cilindros delgados. A diferencia de un púlsar ordinario, el giro de la magnetar puede ser impulsado directamente por su campo magnético, y el campo magnético es lo suficientemente fuerte como para tensionar la corteza hasta el punto de fractura. Las fracturas de la corteza causan terremotos , observados como explosiones de rayos gamma duros de milisegundos extremadamente luminosos. La bola de fuego queda atrapada por el campo magnético y entra y sale de la vista cuando la estrella gira, lo que se observa como una emisión periódica de repetidor gamma suave (SGR) con un período de 5-8 segundos y que dura unos minutos.

Los orígenes del fuerte campo magnético aún no están claros. Una hipótesis es la de "congelación de flujo", o conservación del flujo magnético original durante la formación de la estrella de neutrones. Si un objeto tiene un cierto flujo magnético sobre su área de superficie, y esa área se reduce a un área más pequeña, pero el flujo magnético se conserva, entonces el campo magnético aumentaría en consecuencia. Del mismo modo, una estrella que colapsa comienza con un área de superficie mucho mayor que la estrella de neutrones resultante, y la conservación del flujo magnético daría como resultado un campo magnético mucho más fuerte. Sin embargo, esta simple explicación no explica completamente la intensidad del campo magnético de las estrellas de neutrones.

Gravedad y ecuación de estado

El campo gravitacional en la superficie de una estrella de neutrones es de aproximadamente 2 × 10 ¹¹ veces más fuerte que en la Tierra , aproximadamente2,0 × 10 ¹² m / s ² . Un campo gravitacional tan fuerte actúa como una lente gravitacional y dobla la radiación emitida por la estrella de neutrones de manera que partes de la superficie trasera normalmente invisible se vuelven visibles. ^[37] Si el radio de la estrella de neutrones es 3 GM / c ² o menos, entonces los fotones pueden quedar atrapados en una órbita , haciendo que toda la superficie de esa estrella de neutrones sea visible desde un solo punto de vista , junto con las órbitas de fotones desestabilizadoras. en o por debajo de la distancia de 1 radio de la estrella.

Una fracción de la masa de una estrella que colapsa para formar una estrella de neutrones se libera en la explosión de supernova a partir de la cual se forma (según la ley de equivalencia masa-energía, E = mc ² ). La energía proviene de la energía de enlace gravitacional de una estrella de neutrones.

Por tanto, la fuerza gravitacional de una estrella de neutrones típica es enorme. Si un objeto cayera desde una altura de un metro sobre una estrella de neutrones de 12 kilómetros de radio, alcanzaría el suelo a unos 1400 kilómetros por segundo. Sin embargo, incluso antes del impacto, la fuerza de la marea causaría espaguetificación , rompiendo cualquier tipo de objeto ordinario en una corriente de material.

Debido a la enorme gravedad, la dilatación del tiempo entre una estrella de neutrones y la Tierra es significativa. Por ejemplo, podrían pasar ocho años en la superficie de una estrella de neutrones, pero habrían pasado diez años en la Tierra, sin incluir el efecto de dilatación del tiempo de la rotación muy rápida de la estrella.

Las ecuaciones de estado relativistas de las estrellas de neutrones describen la relación entre el radio y la masa para varios modelos. Los radios más probables para una masa de estrella de neutrones dada están delimitados por los modelos AP4 (radio más pequeño) y MS2 (radio más grande). BE es la relación entre la masa de energía de enlace gravitacional equivalente a la masa gravitacional de la estrella de neutrones observada de "M" kilogramos con radio "R" metros,

Representación simplificada de la formación de estrellas de neutrones.

Desviación de la luz gravitacional en una estrella de neutrones. Debido a la desviación de la luz relativista, más de la mitad de la superficie es visible (cada parche de cuadrícula representa 30 por 30 grados). En unidades naturales , la masa de esta estrella es 1 y su radio es 4, o el doble de su radio de Schwarzschild .

La radiación del púlsar que gira rápidamente PSR B1509-58 hace que el gas cercano emita rayos X (oro) e ilumina el resto de la nebulosa , que aquí se ve en infrarrojos (azul y rojo).

Vista simulada de una estrella de neutrones que proyecta gravitacionalmente el fondo, haciendo que parezca distorsionado.

Dados los valores actuales

^[43]

y masas de estrellas "M" comúnmente reportadas como múltiplos de una masa solar,

entonces la energía de enlace fraccional relativista de una estrella de neutrones es

Una estrella de neutrones de 2 M _☉ no sería más compacta que un radio de 10.970 metros (modelo AP4). Su energía de enlace gravitacional de fracción de masa sería entonces 0,187, −18,7% (exotérmica). Esto no está cerca de 0.6 / 2 = 0.3, −30%.

La ecuación de estado de una estrella de neutrones aún no se conoce. Se supone que difiere significativamente de la de una enana blanca, cuya ecuación de estado es la de un gas degenerado que puede describirse en estrecha concordancia con la relatividad especial . Sin embargo, con una estrella de neutrones, los efectos aumentados de la relatividad general ya no pueden ignorarse. Se han propuesto varias ecuaciones de estado (FPS, UU, APR, L, SLy y otras) y la investigación actual aún intenta restringir las teorías para hacer predicciones de la materia de las estrellas de neutrones. Esto significa que la relación entre densidad y masa no se conoce por completo, y esto causa incertidumbres en las estimaciones de radio. Por ejemplo, 1,5 M _☉La estrella de neutrones podría tener un radio de 10,7, 11,1, 12,1 o 15,1 kilómetros (para EOS FPS, UU, APR o L respectivamente).

Estructura

La comprensión actual de la estructura de las estrellas de neutrones se define mediante modelos matemáticos existentes, pero podría ser posible inferir algunos detalles a través de estudios de oscilaciones de estrellas de neutrones . La astrosismología , un estudio aplicado a estrellas ordinarias, puede revelar la estructura interna de las estrellas de neutrones mediante el análisis de los espectros observados de las oscilaciones estelares.

Los modelos actuales indican que la materia en la superficie de una estrella de neutrones está compuesta de núcleos atómicos ordinarios triturados en una red sólida con un mar de electrones fluyendo a través de los espacios entre ellos. Es posible que los núcleos en la superficie sean de hierro , debido a la alta energía de unión del hierro por nucleón.También es posible que los elementos pesados, como el hierro, simplemente se hundan debajo de la superficie, dejando solo núcleos ligeros como el helio y el hidrógeno . Si la temperatura de la superficie supera los 10 ⁶kelvin (como en el caso de un púlsar joven), la superficie debería ser fluida en lugar de la fase sólida que podría existir en las estrellas de neutrones más frías (temperatura <10 ⁶ kelvin).

Se supone que la "atmósfera" de una estrella de neutrones tiene como máximo varios micrómetros de espesor, y su dinámica está totalmente controlada por el campo magnético de la estrella de neutrones. Debajo de la atmósfera se encuentra una "corteza" sólida. Esta corteza es extremadamente dura y muy lisa (con irregularidades superficiales máximas de ~ 5 mm), debido al campo gravitacional extremo.

Avanzando hacia adentro, uno encuentra núcleos con un número cada vez mayor de neutrones; tales núcleos se descompondrían rápidamente en la Tierra, pero se mantienen estables por tremendas presiones. A medida que este proceso continúa a profundidades crecientes, el goteo de neutrones se vuelve abrumador y la concentración de neutrones libres aumenta rápidamente. En esa región, hay núcleos, electrones libres y neutrones libres. Los núcleos se vuelven cada vez más pequeños (la gravedad y la presión abruman a la fuerza fuerte ) hasta que se alcanza el núcleo, por definición, el punto donde existen principalmente neutrones. La jerarquía esperada de fases de la materia nuclear en la corteza interna se ha caracterizado como " pasta nuclear ", con menos vacíos y estructuras más grandes hacia presiones más altas. La composición de la materia superdensa en el núcleo sigue siendo incierta. Un modelo describe el núcleo como materia superfluida degenerada por neutrones (principalmente neutrones, con algunos protones y electrones). Son posibles formas más exóticas de materia, incluida la materia extraña degenerada (que contiene quarks extraños además de quarks up y down ), materia que contiene piones y kaones de alta energía además de neutrones, o materia degenerada en quarks ultradensa .

Radiación

Sección transversal de una estrella de neutrones. Las densidades están en términos de ρ ₀ la densidad de la materia nuclear de saturación, donde los nucleones comienzan a tocarse.

Púlsares

Pulsar

Las estrellas de neutrones se detectan a partir de su radiación electromagnética . Las estrellas de neutrones generalmente se observan pulsando ondas de radio y otras radiaciones electromagnéticas, y las estrellas de neutrones observadas con pulsos se denominan púlsares .

Se cree que la radiación de los púlsares es causada por la aceleración de las partículas cerca de sus polos magnéticos , que no necesitan estar alineados con el eje de rotación de la estrella de neutrones. Se cree que cerca de los polos magnéticos se acumula un gran campo electrostático , lo que provoca la emisión de electrones . Estos electrones se aceleran magnéticamente a lo largo de las líneas de campo, lo que lleva a la radiación de curvatura , y la radiación está fuertemente polarizada hacia el plano de curvatura. Además, los fotones de alta energía pueden interactuar con los fotones de menor energía y el campo magnético para la producción de pares de electrones y positrones., que a través de la aniquilación electrón-positrón conduce a más fotones de alta energía.

La radiación que emana de los polos magnéticos de las estrellas de neutrones se puede describir como radiación magnetosférica , en referencia a la magnetosfera de la estrella de neutrones.No debe confundirse con la radiación dipolo magnético , que se emite porque el eje magnético no está alineado con el eje de rotación, con una frecuencia de radiación igual a la frecuencia de rotación de la estrella de neutrones.

Si el eje de rotación de la estrella de neutrones es diferente al eje magnético, los espectadores externos solo verán estos haces de radiación siempre que el eje magnético apunte hacia ellos durante la rotación de la estrella de neutrones. Por tanto, se observan pulsos periódicos , al mismo ritmo que la rotación de la estrella de neutrones.

Estrellas de neutrones no pulsantes

Además de los púlsares, también se han identificado estrellas de neutrones no pulsantes, aunque pueden tener variaciones periódicas menores de luminosidad. Esto parece ser una característica de las fuentes de rayos X conocidas como Objetos compactos centrales en remanentes de supernovas (CCO en SNR), que se cree que son estrellas de neutrones aisladas jóvenes, radio silenciosas.

Espectros

Además de las emisiones de radio , también se han identificado estrellas de neutrones en otras partes del espectro electromagnético . Esto incluye luz visible , infrarrojo cercano , ultravioleta , rayos X y rayos gamma . Los púlsares que se observan en los rayos X se conocen como púlsares de rayos X si se accionan por acreción , mientras que los que se identifican en la luz visible se conocen como púlsares ópticos . La mayoría de las estrellas de neutrones detectadas, incluidas las identificadas en rayos ópticos, rayos X y rayos gamma, también emiten ondas de radio; el Cangrejo Pulsarproduce emisiones electromagnéticas en todo el espectro. ^[52] Sin embargo, existen estrellas de neutrones llamadas estrellas de neutrones radio silenciosas , sin emisiones de radio detectadas.

Rotación

Las estrellas de neutrones giran extremadamente rápido después de su formación debido a la conservación del momento angular; en analogía con los patinadores sobre hielo que giran tirando de sus brazos, la lenta rotación del núcleo de la estrella original se acelera a medida que se encoge. Una estrella de neutrones recién nacida puede girar muchas veces por segundo.

Girar hacia abajo

Con el tiempo, las estrellas de neutrones se ralentizan, ya que sus campos magnéticos giratorios irradian energía asociada con la rotación; las estrellas de neutrones más antiguas pueden tardar varios segundos en cada revolución. A esto se le llama girar hacia abajo . La velocidad a la que una estrella de neutrones ralentiza su rotación suele ser constante y muy pequeña.

El tiempo periódico ( P ) es el período de rotación , el tiempo para una rotación de una estrella de neutrones. A la velocidad de descenso, la velocidad de desaceleración de la rotación, se le asigna el símbolo

Animación de un púlsar giratorio. La esfera en el medio representa la estrella de neutrones, las curvas indican las líneas del campo magnético y los conos que sobresalen representan las zonas de emisión.

( P -dot), la derivada de P con respecto al tiempo. Se define como un aumento de tiempo periódico por unidad de tiempo; es una cantidad adimensional , pero se le puede dar las unidades de s⋅s ⁻¹ (segundos por segundo). ^[48]

La tasa de spin-down ( P -dot) de las estrellas de neutrones por lo general cae dentro de la gama de 10 ^-22 a 10 ^-9 s⋅s ^-1 , con el período más corto (o de rotación más rápido) estrellas de neutrones observables por lo general tienen menor P -dot . A medida que envejece una estrella de neutrones, su rotación se ralentiza (a medida que aumenta P ); eventualmente, la velocidad de rotación será demasiado lenta para alimentar el mecanismo de emisión de radio, y la estrella de neutrones ya no podrá ser detectada.

P y P -dot permiten estimar los campos magnéticos mínimos de las estrellas de neutrones. P y P -dot también se pueden usar para calcular la edad característica de un púlsar, pero da una estimación que es algo mayor que la edad real cuando se aplica a púlsares jóvenes.

P y P -dot también se pueden combinar con el momento de inercia de la estrella de neutrones para estimar una cantidad llamada luminosidad de rotación descendente , que recibe el símbolo

P - Diagrama de puntos P para púlsares de rotación conocidos (rojo), púlsares de rayos X anómalos (verde), púlsares de emisión de alta energía (azul) y púlsares binarios (rosa)

( E- punto). No es la luminosidad medida, sino la tasa de pérdida calculada de energía rotacional que se manifestaría como radiación. En el caso de las estrellas de neutrones en las que la luminosidad descendente es comparable a la luminosidad real , se dice que las estrellas de neutrones están " impulsadas por rotación ". La luminosidad observada del Crab Pulsar es comparable a la luminosidad del spin-down, apoyando el modelo de que la energía cinética rotacional alimenta la radiación de él. Con estrellas de neutrones como magnetares, donde la luminosidad real excede la luminosidad de giro hacia abajo en aproximadamente un factor de cien, se supone que la luminosidad es impulsada por disipación magnética, en lugar de ser impulsada por rotación.

P y P -dot también se pueden trazar para estrellas de neutrones para crear un diagrama P - P -dot. Codifica una enorme cantidad de información sobre la población de púlsar y sus propiedades, y se ha comparado con el diagrama de Hertzsprung-Russell en su importancia para las estrellas de neutrones.

Girar

Las velocidades de rotación de las estrellas de neutrones pueden aumentar, un proceso conocido como giro . A veces, las estrellas de neutrones absorben la materia en órbita de las estrellas compañeras, aumentando la velocidad de rotación y transformando la estrella de neutrones en un esferoide achatado . Esto provoca un aumento en la velocidad de rotación de la estrella de neutrones de más de cien veces por segundo en el caso de púlsares de milisegundos .

La estrella de neutrones que gira más rápidamente que se conoce actualmente, PSR J1748-2446ad , gira a 716 revoluciones por segundo. Un artículo de 2007 informó sobre la detección de una oscilación de rayos X, que proporciona una medida indirecta del giro, de 1122 Hz de la estrella de neutrones XTE J1739-285 , sugiriendo 1122 rotaciones por segundo. Sin embargo, en la actualidad, esta señal solo se ha visto una vez y debe considerarse tentativa hasta que se confirme en otro estallido de esa estrella.

Fallos y terremotos

A veces, una estrella de neutrones experimentará una falla , un pequeño aumento repentino de su velocidad de rotación o un giro. Se cree que los fallos son el efecto de un terremoto: a medida que la rotación de la estrella de neutrones se ralentiza, su forma se vuelve más esférica. Debido a la rigidez de la corteza de "neutrones", esto ocurre como eventos discretos cuando la corteza se rompe, creando un terremoto similar a los terremotos. Después del terremoto, la estrella tendrá un radio ecuatorial más pequeño y, debido a que se conserva el momento angular, su velocidad de rotación ha aumentado.

Los terremotos que ocurren en magnetares , con un error resultante, es la hipótesis principal para las fuentes de rayos gamma conocidas como repetidores de gamma suaves .

Sin embargo, trabajos recientes sugieren que un terremoto no liberaría suficiente energía para un fallo de una estrella de neutrones; Se ha sugerido que los fallos pueden ser causados por transiciones de vórtices en el núcleo superfluido teórico de la estrella de neutrones de un estado de energía metaestable a uno más bajo, liberando así energía que aparece como un aumento en la tasa de rotación.

"Anti-fallos"

También se ha informado de un "anti-glitch", una pequeña disminución repentina en la velocidad de rotación, o giro hacia abajo, de una estrella de neutrones. Ocurrió en el magnetar 1E 2259 + 586 , que en un caso produjo un aumento de la luminosidad de los rayos X de un factor de 20, y un cambio significativo en la velocidad de giro. Los modelos actuales de estrellas de neutrones no predicen este comportamiento. Si la causa fue interna, sugiere una rotación diferencial de la corteza exterior sólida y el componente superfluido de la estructura interna de la magnetar.

Población y distancias

En la actualidad, hay unas 2.000 estrellas de neutrones conocidas en la Vía Láctea y las Nubes de Magallanes , la mayoría de las cuales han sido detectadas como púlsares de radio . Las estrellas de neutrones se concentran principalmente a lo largo del disco de la Vía Láctea, aunque la extensión perpendicular al disco es grande porque el proceso de explosión de supernova puede impartir altas velocidades de traslación (400 km / s) a la estrella de neutrones recién formada.

Algunas de las estrellas de neutrones conocidas más cercanas son RX J1856.5−3754 , que está a unos 400 años luz de la Tierra, y PSR J0108−1431 a unos 424 años luz. RX J1856.5-3754 es miembro de un grupo cercano de estrellas de neutrones llamado Los Siete Magníficos . Otra estrella de neutrones cercana que se detectó transitando el telón de fondo de la constelación de la Ursa Minor ha sido apodada Calvera por sus descubridores canadienses y estadounidenses, en honor al villano de la película de 1960 Los siete magníficos . Este objeto que se mueve rápidamente se descubrió utilizando ROSAT / Bright Source Catalog .

Las estrellas de neutrones solo son detectables con tecnología moderna durante las primeras etapas de sus vidas (casi siempre menos de 1 millón de años) y son superadas en número por las estrellas de neutrones más antiguas que solo serían detectables a través de su radiación de cuerpo negro y efectos gravitacionales en otras estrellas.

Sistemas binarios de estrellas de neutrones

Aproximadamente el 5% de todas las estrellas de neutrones conocidas son miembros de un sistema binario . La formación y evolución de estrellas de neutrones binarios puede ser un proceso complejo. Se han observado estrellas de neutrones en binarias con estrellas ordinarias de secuencia principal , gigantes rojas , enanas blancas u otras estrellas de neutrones. Según las teorías modernas de la evolución binaria, se espera que las estrellas de neutrones también existan en sistemas binarios con compañeros de agujero negro. La fusión de binarias que contienen dos estrellas de neutrones, o una estrella de neutrones y un agujero negro, se ha observado mediante la emisión de ondas gravitacionales .

Estrella de neutrones central en el corazón de la Nebulosa del Cangrejo . ^[60]

La concepción de la NASA de un artista " estrellamoto ", o "temblor estelar".

Binarios de rayos X

Binario de rayos X

Los sistemas binarios que contienen estrellas de neutrones a menudo emiten rayos X, que son emitidos por gas caliente cuando cae hacia la superficie de la estrella de neutrones. La fuente del gas es la estrella compañera, cuyas capas externas pueden ser arrancadas por la fuerza gravitacional de la estrella de neutrones si las dos estrellas están lo suficientemente cerca. A medida que la estrella de neutrones acumula este gas, su masa puede aumentar; si se acumula suficiente masa, la estrella de neutrones puede colapsar en un agujero negro.

Circinus X-1 : anillos de luz de rayos X de una estrella de neutrones binarios (24 de junio de 2015; Observatorio de rayos X Chandra )

Fusiones binarias de estrellas de neutrones y nucleosíntesis

Colisión estelar

Se observa que la distancia entre dos estrellas de neutrones en un sistema binario cercano se reduce a medida que se emiten ondas gravitacionales . Al final, las estrellas de neutrones entrarán en contacto y se fusionarán. La coalescencia de estrellas de neutrones binarios es uno de los modelos principales para el origen de estallidos cortos de rayos gamma . Una fuerte evidencia de este modelo provino de la observación de una kilonova asociada con el estallido de rayos gamma de corta duración GRB 130603B, y finalmente confirmada por la detección de la onda gravitacional GW170817 y corta GRB 170817A por LIGO , Virgoy 70 observatorios que cubren el espectro electromagnético observando el evento. Se cree que la luz emitida en la kilonova proviene de la desintegración radiactiva del material expulsado en la fusión de las dos estrellas de neutrones. Este material puede ser responsable de la producción de muchos de los elementos químicos más allá del hierro , diferencia de la teoría de la nucleosíntesis de supernova .

Planetas

Planeta Pulsar

Las estrellas de neutrones pueden albergar exoplanetas . Estos pueden ser originales, circumbinarios , capturados o el resultado de una segunda ronda de formación de planetas. Los púlsares también pueden quitar la atmósfera de una estrella, dejando un remanente de masa planetaria, que puede entenderse como un planeta ctónico o un objeto estelar, según la interpretación. En el caso de los púlsares, estos planetas de púlsares se pueden detectar con el método de sincronización de púlsares , que permite una alta precisión y detección de planetas mucho más pequeños que con otros métodos. Se han confirmado definitivamente dos sistemas. Los primeros exoplanetas detectados fueron los tres planetas Draugr, Poltergeist y Phobetor alrededor de PSR B1257 + 12., descubierto en 1992-1994. De estos, Draugr es el exoplaneta más pequeño jamás detectado, con una masa doble que la de la Luna. Otro sistema es PSR B1620-26 , donde un planeta circumbinario orbita un sistema binario de estrella de neutrones y enana blanca. Además, hay varios candidatos sin confirmar. Los planetas pulsar reciben poca luz visible, pero cantidades masivas de radiación ionizante y viento estelar de alta energía, lo que los convierte en entornos bastante hostiles.

Historia de los descubrimientos

En la reunión de la American Physical Society en diciembre de 1933 (las actas se publicaron en enero de 1934), Walter Baade y Fritz Zwicky propusieron la existencia de estrellas de neutrones, menos de dos años después del descubrimiento del neutrón por James Chadwick . Al buscar una explicación del origen de una supernova, propusieron tentativamente que en las explosiones de supernovas las estrellas ordinarias se convierten en estrellas que consisten en neutrones extremadamente compactos que llamaron estrellas de neutrones. Baade y Zwicky propusieron correctamente en ese momento que la liberación de la energía de enlace gravitacional de las estrellas de neutrones alimenta la supernova: "En el proceso de supernova, la masa en masa se aniquila". Se pensaba que las estrellas de neutrones eran demasiado débiles para ser detectables y se trabajó poco en ellas hasta noviembre de 1967, cuando Franco Pacini señaló que si las estrellas de neutrones giraban y tenían grandes campos magnéticos, entonces se emitirían ondas electromagnéticas. Sin que él lo supiera, el radioastrónomo Antony Hewish y su asistente de investigación Jocelyn Bell en Cambridge pronto detectarían pulsos de radio de estrellas que ahora se cree que son estrellas de neutrones altamente magnetizadas que giran rápidamente, conocidas como púlsares.

En 1965, Antony Hewish y Samuel Okoye descubrieron "una fuente inusual de alta temperatura de brillo de radio en la Nebulosa del Cangrejo ". Esta fuente resultó ser el Crab Pulsar que resultó de la gran supernova de 1054 .

En 1967, Iosif Shklovsky examinó las observaciones ópticas y de rayos X de Scorpius X-1 y concluyó correctamente que la radiación proviene de una estrella de neutrones en la etapa de acreción .

En 1967, Jocelyn Bell Burnell y Antony Hewish descubrieron pulsos de radio regulares de PSR B1919 + 21 . Este púlsar se interpretó más tarde como una estrella de neutrones giratoria aislada. La fuente de energía del púlsar es la energía rotacional de la estrella de neutrones. La mayoría de las estrellas de neutrones conocidas (alrededor de 2000, a partir de 2010) se han descubierto como púlsares, que emiten pulsos de radio regulares.

En 1971, Riccardo Giacconi , Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier y H. Tananbaum descubrieron pulsaciones de 4,8 segundos en una fuente de rayos X en la constelación de Centauro , Cen X-3 . Ellos interpretaron esto como resultado de una estrella de neutrones caliente en rotación. La fuente de energía es gravitacional y resulta de una lluvia de gas que cae sobre la superficie de la estrella de neutrones desde una estrella compañera o el medio interestelar .

En 1974, Antony Hewish fue galardonado con el Premio Nobel de Física "por su papel decisivo en el descubrimiento de los púlsares" sin Jocelyn Bell, quien participó en el descubrimiento.

En 1974, Joseph Taylor y Russell Hulse descubrieron el primer púlsar binario, PSR B1913 + 16 , que consta de dos estrellas de neutrones (una vista como púlsar) orbitando alrededor de su centro de masa. La teoría general de la relatividad de Albert Einstein predice que los objetos masivos en órbitas binarias cortas deberían emitir ondas gravitacionales y, por lo tanto, su órbita debería decaer con el tiempo. De hecho, esto se observó, precisamente como predice la relatividad general, y en 1993, Taylor y Hulse recibieron el Premio Nobel de Física por este descubrimiento.

En 1982, Don Backer y sus colegas descubrieron el primer púlsar de milisegundos , PSR B1937 + 21 . Este objeto gira 642 veces por segundo, un valor que imponía limitaciones fundamentales a la masa y el radio de las estrellas de neutrones. Más tarde se descubrieron muchos púlsares de milisegundos, pero PSR B1937 + 21 siguió siendo el púlsar conocido de giro más rápido durante 24 años, hasta que se descubrió el PSR J1748-2446ad (que gira más de 700 veces por segundo).

En 2003, Marta Burgay y sus colegas descubrieron el primer sistema de estrellas de neutrones dobles donde ambos componentes son detectables como púlsares, PSR J0737-3039 . El descubrimiento de este sistema permite un total de 5 pruebas diferentes de relatividad general, algunas de ellas con una precisión sin precedentes.

En 2010, Paul Demorest y sus colegas midieron la masa del púlsar de milisegundos PSR J1614−2230 en 1,97 ± 0,04 M _☉ , utilizando el retardo de Shapiro . Esto fue sustancialmente más alto que cualquier masa de estrellas de neutrones previamente medida (1,67 M _☉ , ver PSR J1903 + 0327 ), y coloca fuertes restricciones en la composición interior de las estrellas de neutrones.

En 2013, John Antoniadis y sus colegas midieron la masa de PSR J0348 + 0432 en 2,01 ± 0,04 M _☉ , utilizando espectroscopia de enana blanca . Esto confirmó la existencia de estrellas tan masivas utilizando un método diferente. Además, esto permitió, por primera vez, una prueba de relatividad general utilizando una estrella de neutrones tan masiva.

En agosto de 2017, LIGO y Virgo hicieron la primera detección de ondas gravitacionales producidas por la colisión de estrellas de neutrones.

En octubre de 2018, los astrónomos informaron que GRB 150101B , un evento de explosión de rayos gamma detectado en 2015, puede estar directamente relacionado con el histórico GW170817 y asociado con la fusión de dos estrellas de neutrones. Las similitudes entre los dos eventos, en términos de emisiones de rayos gamma , ópticos y de rayos X , así como la naturaleza de las galaxias anfitrionas asociadas , son "sorprendentes", lo que sugiere que los dos eventos separados pueden ser el resultado de la fusión. de estrellas de neutrones, y ambas pueden ser una kilonova , que puede ser más común en el universo de lo que se creía anteriormente, según los investigadores.

En julio de 2019, los astrónomos informaron que se propuso un nuevo método para determinar la constante de Hubble y resolver la discrepancia de métodos anteriores, basado en las fusiones de pares de estrellas de neutrones, tras la detección de la fusión de estrellas de neutrones de GW170817 . Su medida de la constante de Hubble es70,3+5,3

−5,0(km / s) / Mpc.

Tabla de subtipos

Estrella neutrón
- Estrella de neutrones aislada (INS) no en un sistema binario.
  - Pulsar impulsado por rotación (RPP o "radio pulsar"): estrellas de neutrones que emiten pulsos de radiación dirigidos hacia nosotros a intervalos regulares (debido a sus fuertes campos magnéticos).

La primera observación directa de una estrella de neutrones en luz visible. La estrella de neutrones es RX J1856.5−3754 .

- Púlsares de rayos X o "púlsares acreción-powered": una clase de binarias de rayos X .
  - Púlsares binarios de rayos X de baja masa : una clase de binarios de rayos X de baja masa (LMXB), un púlsar con una estrella de secuencia principal, una enana blanca o una gigante roja.

- - Estrellas de neutrones radio silenciosas .

- - Magnetar : una estrella de neutrones con un campo magnético extremadamente fuerte (1000 veces más que una estrella de neutrones normal) y largos períodos de rotación (de 5 a 12 segundos).

- - - Pulsar de milisegundos (MSP) ("pulsar reciclado").
      - "Spider Pulsar", un púlsar donde su compañera es una estrella semi-degenerada.
        Púlsar de la "Viuda Negra", un púlsar que cae bajo el "Pulsar Araña" si el compañero tiene una masa extremadamente baja (menos de 0,1 masas solares).
        Pulsar "Redback", son si el compañero es más masivo.
      - Pulsar submilisegundo.
    - Explosión de rayos X : una estrella de neutrones con una compañera binaria de baja masa a partir de la cual se acumula materia que da como resultado estallidos irregulares de energía desde la superficie de la estrella de neutrones.

- - - Estrellas de neutrones aislados tenues de rayos X.
    - Objetos compactos centrales en remanentes de supernovas (CCO en SNR): fuentes de rayos X jóvenes, silenciosas y no pulsantes, que se cree que son estrellas de neutrones aisladas rodeadas por remanentes de supernova.

- - - Repetidor de gamma suave (SGR).
    - Pulsar de rayos X anómalo (AXP).

- - - Transitorios de radio rotativos (RRAT): se cree que son púlsares que emiten más esporádicamente y / o con una mayor variabilidad de pulso a pulso que la mayor parte de los púlsares conocidos.

Diferentes tipos de estrellas de neutrones (24 de junio de 2020)

La concepción de un artista de un planeta púlsar con auroras brillantes.

- - Púlsares binarios de rayos X de masa intermedia : una clase de binarios de rayos X de masa intermedia (IMXB), un púlsar con una estrella de masa intermedia.
  - Púlsares binarios de rayos X de alta masa : una clase de binarios de rayos X de alta masa (HMXB), un púlsar con una estrella masiva.
  - Púlsares binarios : un púlsar con un compañero binario , a menudo una enana blanca o una estrella de neutrones.
  - Terciario de rayos X (teorizado).

Estrellas compactas teorizadas con propiedades similares.
- Estrella de protoneutrones (PNS), teorizó.
- Estrella exótica
  - Objeto Thorne-Żytkow : actualmente una fusión hipotética de una estrella de neutrones en una estrella gigante roja.
  - Estrella de quarks : actualmente un tipo hipotético de estrella de neutrones compuesta de materia de quarks o materia extraña . A partir de 2018, hay tres candidatos.
  - Estrella electrodébil : actualmente un tipo hipotético de estrella de neutrones extremadamente pesada, en la que los quarks se convierten en leptones a través de la fuerza electrodébil, pero el colapso gravitacional de la estrella de neutrones se evita mediante la presión de la radiación. A partir de 2018, no hay evidencia de su existencia.
  - Estrella preon : actualmente un tipo hipotético de estrella de neutrones compuesta de materia preon . A partir de 2018, no hay evidencia de la existencia de preons .

Ejemplos de estrellas de neutrones

Black Widow Pulsar : un púlsar de milisegundos que es muy masivo.
LGM-1 - el primer radio-pulsar reconocido.
PSR B1257 + 12 : la primera estrella de neutrones descubierta con planetas (un púlsar de milisegundos).
PSR B1509−58 : fuente de la foto de la "Mano de Dios" tomada por el Observatorio de rayos X Chandra .
PSR J0108−1431 - estrella de neutrones más cercana.
Los Siete Magníficos , un grupo de estrellas de neutrones aisladas de rayos X cercanas.
PSR J0348 + 0432 : la estrella de neutrones más masiva con una masa bien restringida, 2.01 ± 0.04 M _☉ .
RX J0806.4-4123 - fuente de radiación infrarroja en estrella de neutrones.
SWIFT J1756.9-2508 : un púlsar de milisegundos con un compañero de tipo estelar con masa de rango planetario (por debajo de la enana marrón).
Swift J1818.0-1607 - el magnetar más joven conocido

Galería

Impresión artística del disco alrededor de una estrella de neutrones RX J0806.4-4123. ^[100]

- - - Estrellas de neutrones que contienen 500.000 masas terrestres en una esfera de 25 km (16 mi) de diámetro

- - - Estrellas de neutrones chocando

- - - Colisión de una estrella de neutrones

Fusión de estrellas de neutrones

Una fusión de estrellas de neutrones es un tipo de colisión estelar . Ocurre de una manera similar a la rara marca de supernovas de tipo Ia que resultan de la fusión de enanas blancas .

Cuando dos estrellas de neutrones orbitan entre sí de cerca, giran en espiral hacia adentro a medida que pasa el tiempo debido a la radiación gravitacional . Cuando las dos estrellas de neutrones se encuentran, su fusión conduce a la formación de una estrella de neutrones más masiva o un agujero negro (dependiendo de si la masa del remanente excede el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff ). La fusión también puede crear un campo magnético que es billones de veces más fuerte que el de la Tierra en cuestión de uno o dos milisegundos. Se cree que estos eventos crean breves estallidos de rayos gamma . ^[1] También se cree que las fusiones producen kilonovas , que son fuentes transitorias deRadiación electromagnética isotrópica de onda más larga debida a la desintegración radiactiva de núcleos pesados del proceso r que se producen y epulsan durante el proceso de fusión.

Impresión artística de estrellas de neutrones fusionándose, produciendo ondas gravitacionales y dando como resultado una kilonova

Fusiones observadas

El 17 de agosto de 2017, la colaboración LIGO / Virgo detectó un pulso de ondas gravitacionales , llamado GW170817 , asociado con la fusión de dos estrellas de neutrones en NGC 4993 , una galaxia elíptica en la constelación de Hydra . GW170817 también parecía estar relacionado con una ráfaga de rayos gamma corta (~ 2 segundos de duración) , GRB 170817A , detectada por primera vez 1,7 segundos después de la señal de fusión GW, y un evento de observación de luz visible observado por primera vez 11 horas después, SSS17a .

La asociación de GW170817 con GRB 170817A tanto en el espacio como en el tiempo es una fuerte evidencia de que las fusiones de estrellas de neutrones crean breves estallidos de rayos gamma. La posterior detección del evento Swope Supernova Survey 2017a (SSS17a) en el área en la que se sabía que habían ocurrido GW170817 y GRB 170817A y que tenía las características esperadas para una kilonova es una fuerte evidencia de que las fusiones de estrellas de neutrones producen kilonovas.

En octubre de 2018, los astrónomos informaron que GRB 150101B , un evento de explosión de rayos gamma detectado en 2015, puede estar directamente relacionado con el histórico GW170817, un evento de ondas gravitacionales detectado en 2017 y asociado con la fusión de dos estrellas de neutrones . Las similitudes entre los dos eventos, en términos de emisiones de rayos gamma , ópticos y de rayos X , así como la naturaleza de las galaxias anfitrionas asociadas , son "sorprendentes", lo que sugiere que los dos eventos separados pueden ser el resultado de la fusión. de estrellas de neutrones, y ambas pueden ser una kilonova, que puede ser más común en el universo de lo que se pensaba anteriormente, según los investigadores.

También en octubre de 2018, los científicos presentaron una nueva forma de utilizar la información de los eventos de ondas gravitacionales (especialmente aquellos que involucran la fusión de estrellas de neutrones, como GW170817) para determinar la constante de Hubble , que es esencial para establecer la tasa de expansión del universo . Los dos métodos anteriores, uno basado en corrimientos al rojo y otro basado en la escala de distancia cósmica , dieron resultados que no concuerdan.

En abril de 2019, los observatorios de ondas gravitacionales LIGO y Virgo anunciaron la detección de un evento candidato que es, con una probabilidad del 99,94%, la fusión de dos estrellas de neutrones. A pesar de las extensas observaciones de seguimiento, no se pudo identificar ninguna contraparte electromagnética.

En febrero de 2018, la instalación transitoria de Zwicky comenzó a rastrear eventos de estrellas de neutrones a través de la observación de ondas gravitacionales, como lo demuestran "muestras sistemáticas de eventos de interrupción de las mareas ".

XT2 (magnetar)

"XT2" vuelve a dirigir aquí. Para la cámara, consulte Fujifilm X-T2 .

En 2019, el análisis de datos del Observatorio de rayos X Chandra reveló otra fusión de estrellas de neutrones binarios a una distancia de 6.600 millones de años luz, una señal de rayos X llamada XT2. La fusión produjo una magnetar ; sus emisiones podrían detectarse durante varias horas.

17 de agosto de 2017: Onda gravitacional ( GW170817 ) detectada a partir de la fusión de dos estrellas de neutrones ^{[3] [4] [5]} (video de 00:23; concepto del artista).

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