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ZAPPING 0169, 07-abr-2003

Estrellas de quarks

¿Qué son las estrellas de quarks?

Las estrellas de neutrones son restos de gran densidad de las estrellas de enorme masa que, al acabarse su combustible nuclear y Imagen de los restos de una Supernova cesar la presión interna de la reacción atómica, se volvieron supernovas. El fenómeno llamado supernova causa que se lance hacia el espacio parte de la corteza estelar mientras que la materia del núcleo se comprime, en el mismo suceso, a densidades de 1014 gramos/cc (108 toneladas por centímetro cúbico). A estas densidades, que igualan las de los núcleos atómicos, la mayoría de los protones y electrones se han combinado y crearon neutrones, de modo que cerca del 100% del corazón de estas estrellas está compuesto de neutrones. Este resto estelar no puede seguir colapsando debido a que los neutrones son partículas con un spin cuántico de 1/2, y por algo llamado el Principio de Exclusión de Pauli sólo dos de ellas pueden existir en el mismo estado cuántico en un determinado espacio o cercanía mutua. Esto produce la llamada Presión de Degeneración de Fermi, que a esas densidades y con la masa de una estrella de neutrones, es mayor que la fuerza de gravedad, sólo que es opuesta, es decir, de repulsión.

Los neutrones son partículas compuestas de tres quarks, componentes que también son capaces de generar el mismo tipo de presión de repulsión. Pero para llegar a una situación en la que esta presión tenga un efecto, primero se debe comprimir la estrella de neutrones a densidades de 1016 gramos/cc o más (una compresión cien veces mayor que la mencionada anteriormente). Para esto debe existir una cantidad de masa que lleve a una estrella de neutrones de ese tamaño, alrededor de 25 kilómetros de radio o menos, al borde de convertirse en un agujero negro. En objetos con estas densidades, los neutrones del núcleo se disuelven en sus quarks constituyentes, de modo que lo que se encuentra en el interior del resto estelar es un "líquido" o "gas" de quarks. La palabra gas no tiene nada que ver aquí con el gas que conocemos, que está compuesto de moléculas. Un "gas" de quarks es simplemente un conglomerado de éstos sin ninguna estructura (la estructura de los quarks contenidos en una partícula define sus características). Un conjunto así de quarks sería algo así como una partícula gigante, de hecho una monstruosidad, y no se conocen en absoluto sus propiedades. Se sabe que existen quarks "up" (arriba), "down" (abajo) y "strange" (extraño). En esta libertad y con la falta de estructura mencionadas, las condiciones de energía harían que muchos de los quarks existieran en la forma de "strange", además de "up" y "down", que son más livianos. Si se continúa aumentando la densidad, este estado de "sopa" de quarks abarca más y más volumen en la estrella de neutrones.

El problema es que estas "estrellas de quarks" (o "estrellas extrañas") tendrían un tamaño y masa que las pone al límite de que su materia colapse en un agujero negro. Por esta razón se piensa que las estrellas de quarks probablemente representan una fase muy inestable y efímera en la vida de una estrella de neutrones de gran masa.


¿Son estrellas de quarks los púlsares y las binarias emisoras de rayos X?

Modelo de púlsar

Los púlsares, de los cuales se conocen más de mil, se interpretan como estrellas de neutrones en rotación. Del mismo modo, el objeto compacto que produce la acreción de materia de una estrella compañera en un sistema binario se considera también una estrella de neutrones, excepto en los pocos casos en los que se trata de un agujero negro. Una estrella de neutrones es un objeto muy denso, en el que una masa solar, por ejemplo, ocupará una esfera de sólo diez kilómetros de radio. La densidad de su centro es varias veces mayor a la de un núcleo atómico, de 1017 kg/m3. En 1984, el físico E. Witten sugirió que en esas condiciones la materia no está en el estado hadrónico que conocemos, que es la compuesta por partículas formadas de una combinación de quarks "up" y "down" (los verdaderos componentes fundamentales de la materia), como los neutrones y los protones, sino un estado que se llama "strange" (extraño), debido a que contiene, además de los quarks "up" y "down" un quark llamado "strange". A esta materia se le llama "extraña".

Para confirmar o eliminar la propuesta de Witten y mejorar nuestro conocimiento de las interacciones nucleares fuertes, algunos investigadores del Observatorio de París, en colaboración con colegas del Centro Nicolás Copérnico de Varsovia (Center Nicolas Copernic of Warsaw), han calculado algunos modelos teóricos de estrellas extrañas en rotación rápida y han buscado las características observables que permitirían distinguir entre estrellas de neutrones extrañas y estándar.

Encontraron una diferencia cualitativa y significativa, que es que en el exterior de las estrellas extrañas hay una última órbita estable, aún en los discos de acreción de mayor velocidad de rotación. Esto significa que las otras órbitas más externas alrededor de la estrella no son estables. Y una muy cercana tampoco lo es: una partícula no puede rotar alrededor de la estrella sino que será atraída irremediablemente por ella. Este área de inestabilidad, rodeada por la última órbita estable, existe alrededor de las estrellas de neutrones en rotación lenta. Pero si la estrella gira muy rápido, la estrella se deforma tanto a causa de la fuerza centrífuga que incluye la última órbita estable en su cuerpo, haciéndola desaparecer. La existencia de una última órbita estable se atribuye, generalmente, al campo gravitatorio muy grande de este tipo de estrellas, que debe ser descripto por la Relatividad General. Pero los investigadores del Observatorio de París y sus colegas polacos demostraron que, en el caso de las estrellas extrañas, esa última órbita estable sigue existiendo incluso en masas muy bajas, existiendo, por consiguiente, de un modo no relativístico. Esto se debe a la significativa chatura de las estrellas extrañas en rotación rápida y su elevada compactación.


Corte meridional de un modelo de estrella extraña de 1,6 masas solares que rota a una frecuencia de 1.210 ciclos (período de 0,8 milisegundos). La parte sombreada es la corteza sólida, que consiste de materia ordinaria. Este modelo fue obtenido resolviendo las ecuaciones de la Relatividad General, conocidas como ecuaciones de Einstein.

El interés por calcular la última órbita estable se basa en el hecho de que ésta determina el borde interno de un posible disco de acreción alrededor de la estrella. Las observaciones de oscilaciones cuasi-periódicas en binarias de rayos X realizadas por el satélite Rossy X-ray Timing Explorer se pueden interpretar como una señal de que existe un borde interior en el disco de acreción que rodea el objeto compacto (una estrella de neutrones o una estrella extraña). Si se continúan logrando este tipo de observaciones será posible, sin duda, diferenciar estrellas de neutrones de estrellas extrañas, algo que tiene repercusiones muy importantes para la física de la materia a altas densidades.


¿Estrellas de neutrones o estrellas de quarks?

El observatorio Chandra de rayos X de la NASA encontró dos estrellas inusuales, una demasiado pequeña y la otra demasiado fría, que revelan que hay fisuras en nuestro conocimiento de la estructura de la materia. Se trata de descubrimientos que abren nuevos rumbos en la física nuclear, ofreciendo una conexión entre la vastedad del cosmos y sus componentes más pequeños.

Las observaciones del Chandra sobre los objetos estelares RX J1856.5-3754 y 3C58 sugieren que la materia de esas estrellas es más densa aún que la materia nuclear que conocemos en la Tierra. RX J1856.5-3754 es demasiado pequeña para ser una estrella convencional de neutrones y 3C58 parece haberse enfriado demasiado rápido en el tiempo de vida que se le estima. Este hallazgo incrementa la posibilidad de que esas estrellas estén compuestas de puros quarks o que contengan cristales de ciertas partículas sub-nucleares que normalmente tienen una existencia efímera luego de producirse colisiones de alta energía.

RX J1856.5-3754
RX J1856.5-3754
(imagen óptica y de rayos X)
Crédito: ESO + NASA/SAO/CXC

Combinando datos del Chandra y del telescopio espacial Hubble, los astrónomos determinaron que RX J1856 radia como si fuera un cuerpo sólido con una temperatura de 1,2 millones de grados Fahrenheit (unos 700.000 grados Celsius) y que tiene un diámetro de alrededor de 11 kilómetros. Este tamaño es demasiado pequeño como para conciliar con los modelos estándar de las estrellas de neutrones, hasta ahora la forma de materia más extrema que se conocía.

Para Jeremy Drake, el científico que realizó las observaciones combinadas, la evidencia apunta a una estrella compuesta de quarks en lugar de neutrones, en una forma conocida como "materia de quarks extraños". Drake, del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) en Cambridge, Estados Unidos, es el autor principal de un artículo científico sobre RX J1856 que apareció en el Astrophysical Journal. Él explicó que en los laboratorios terrestres jamás se han encontrado quarks, los componentes fundamentales de la materia, fuera de un núcleo atómico.

Las observaciones realizadas por el Chandra sobre 3C58 también produjeron resultados sorprendentes. Un equipo formado por Patrick Slane y Steven Murray, también del CfA, y David Helfand de la Universidad de Columbia University, en New York, no pudo detectar la radiación que se esperaba en la ardiente superficie de 3C58, una estrella de neutrones que se cree que fue creada en una explosión de supernova que vieron los astrónomos japoneses y chinos en el año 1181 de nuestra era. El grupo sacó la conclusión de que la temperatura de la estrella de menos de un millón de grados Celsius, un valor mucho menor que el que predice el modelo.

Chandra
Objeto 3C58 - Crédito: NASA/SAO/CXC/P.Slane et al.

Las observaciones realizadas en 3C58 son, a juicio de uno de estos científicos, la primera puesta a prueba real de los modelos que determinan cómo se enfrían las estrellas de neutrones, y la conclusión es que la teoría estándar, que genera este modelo, está fallando. Según ellos, parecería que las estrellas de neutrones no están hechas puramente de neutrones, después de todo, y que se deben estar compuestas de nuevas formas de materia.

Una cucharadita de té del material de una estrella de neutrones pesa mil millones de toneladas, algo así como el peso sumado de todos los autos, camiones y ómnibus de nuestro planeta. Su densidad extraordinaria es equivalente a la del núcleo de un átomo al que se le han eliminado todos los espacios vacíos. El núcleo de un átomo está compuesto de protones de carga eléctrica positiva y neutrones sin carga.

Los protones y los neutrones pertenecen a una familia de partículas llamadas "hadrones", que están compuestas de componentes menores, los quarks, que serían los componentes básicos de la materia. Se han diseñado enormes sistemas de ruptura de átomos para comprobar las fuerzas que existen entre los quarks y determinar la estructura del núcleo. Estos equipos disparan núcleos en chorros de alta energía contra otros núcleos y observan los resultados durante fracciones de segundo.

Comparación de tamaños
Este dibujo muestra que el diámetro de RX J1856.5-3754, determinado a partir de datos del Observatorio Chandra de rayos X de la NASA, es demasiado pequeño para ser una estrella de neutrones. Los datos son consistentes con el tamaño que da la predicción teórica de una estrella de quarks extraños (strange quarks), un objeto que no se había hallado hasta ahora en la naturaleza. (Ilustración: CXC/M. Weiss)

Los científicos han hecho notar que las observaciones de RXJ1856 también se podrían interpretar como una estrella de neutrones normal que posee un punto muy caliente. Es un modelo que está siendo considerado por algunos científicos, entre ellos el descubridor de RXJ1856, estrella que fue hallada en 1996 usando el satélite alemán Roentgen. Pero si la estrella entra en ese modelo, debería estar emitiendo fuertes pulsos y no lo hace. Un grupo de científicos dirigidos por Scott Ransom de la Universidad McGill de Montreal, Canadá, reportó en el Astrophysical Journal Letters que la parte pulsante de la radiación de rayos X de RXJ1856 es menor al 5%. Para explicar la ausencia de pulsos, sería necesario que la estrella de neutrones tuviese una orientación muy especial con respecto a la Tierra.

Referencias:

  • E. Gourgoulhon, P. Haensel, R. Livine, E. Paluch, S. Bonazzola, J.-A. Marck: Fast rotation of strange stars, Astronomy and Astrophysics 349, 851-862 (1999)
  • D. Gondek-Rosinska, T. Bulik, L. Zdunik, E. Gourgoulhon, S. Ray, J. Dey, M. Dey : Rotating compact strange stars, Astronomy and Astrophysics, 363, 1005-1012 (2000)
  • J.L. Zdunik, P. Haensel, D. Gondek-Rosinska, E. Gourgoulhon: Innermost stable circular orbits around strange stars and kHz QPOs in low-mass X-ray binaries, Astronomy and Astrophysics, 356, 612-618 (2000)
  • J.L. Zdunik, E. Gourgoulhon: Small strange stars and marginally stable orbit in Newtonian theory, Physical Review D, sous presse [preprint: astro-ph/0011028]
  • J.L. Zdunik, P. Haensel, E. Gourgoulhon: The crust of rotating strange quark stars, Astronomy and Astrophysics, soumis.

Más datos:

(Traducido, ampliado y adaptado por Eduardo J. Carletti de diversos sitios en Internet.)


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