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El 17 de agosto de 2017, LIGO detectó ondas gravitacionales procedentes de la fusión de dos estrellas de neutrones. Esta fusión irradió energía en todo el espectro electromagnético, luz que aún hoy podemos observar. Las estrellas de neutrones son objetos increíblemente densos con masas mayores que nuestro Sol confinadas al tamaño de una pequeña ciudad. Estas condiciones extremas hacen que algunos consideren a las estrellas de neutrones el caviar de los objetos astrofísicos, permitiendo a los investigadores estudiar la gravedad y la materia en condiciones distintas a las de cualquier otro objeto del Universo.
El trascendental descubrimiento de 2017 conectó varias piezas del rompecabezas sobre lo que ocurre durante y después de la fusión.
Pero, ¿Qué queda tras la fusión de estrellas de neutrones binarias?
Dos investigadores de la Universidad de Monash, Nikhil Sarin y Paul Lasky, han publicado recientemente un artículo en la revista General Relativity and Gravitation. Donde examinan los diferentes resultados y sus firmas observacionales, ayudando a nuestra comprensión.
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| Representación esquemática de los resultados de la fusión de estrellas de neutrones binarias. Paneles A y B: Dos estrellas de neutrones se fusionan cuando la emisión de ondas gravitacionales las impulsa a acercarse la una a la otra. C: Si la masa remanente es superior a una determinada masa, forma inmediatamente un agujero negro. D: O bien, se forma una estrella de neutrones "hipermasiva" cuasistable. E: A medida que la estrella hipermasiva gira hacia abajo y se enfría, no puede sostenerse a sí misma contra el colapso gravitacional y colapsa en un agujero negro. F, G: Si la masa del remanente es lo suficientemente baja, sobrevivirá durante más tiempo, como una estrella de neutrones "supramasiva", apoyada contra el colapso mediante un soporte adicional contra la gravedad a través de la rotación, colapsando en un agujero negro una vez que pierda este soporte. H: Si el remanente nace con una masa suficientemente pequeña, sobrevivirá indefinidamente como estrella de neutrones. Esquema de Sarin & Lasky 2021. Crédito: Carl Knox (Swinburne University) |
El destino de un remanente viene dictado por la masa de las dos estrellas de neutrones que se fusionan y por la masa máxima que puede soportar una estrella de neutrones antes de colapsar y formar un agujero negro. Este umbral de masa es actualmente desconocido y depende de cómo se comporte la materia nuclear en estas condiciones extremas.
Si la masa del remanente es menor que este umbral de masa, entonces el remanente es una estrella de neutrones que vivirá indefinidamente, produciendo radiación electromagnética y de ondas gravitacionales.
Sin embargo, si el remanente es más masivo que el umbral de masa máxima, hay dos posibilidades: si la masa del remanente es hasta un 20% más que el umbral de masa máxima, sobrevive como estrella de neutrones durante cientos o miles de segundos antes de colapsar en un agujero negro. Los remanentes más pesados sobrevivirán menos de un segundo antes de colapsar para formar agujeros negros.
Las observaciones de otras estrellas de neutrones en nuestra Galaxia y varias limitaciones en el comportamiento de la materia nuclear sugieren que el umbral de masa máxima para que una estrella de neutrones evite colapsar en un agujero negro es probablemente alrededor de 2,3 veces la masa de nuestro Sol. Si es correcto, este umbral implica que muchas fusiones binarias de estrellas de neutrones pasan a formar restos de estrellas de neutrones más masivas que sobreviven al menos durante algún tiempo. Entender cómo se comportan y evolucionan estos objetos proporcionará un sinfín de conocimientos sobre el comportamiento de la materia nuclear y la vida posterior de las estrellas más masivas que nuestro Sol.
Fuentes, créditos y referencias:
“The evolution of binary neutron star post-merger remnants: a review” by Nikhil Sarin and Paul D. Lasky, June 2021, General Relativity and Gravitation.
DOI: 10.1007/s10714-021-02831-1
Imagen: Representación artística: En una fusión de estrellas de neutrones se producen temperaturas y densidades extremas. Crédito: Dana Berry, SkyWorks Digital, Inc.