¿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
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?
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.
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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.
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RX J1856.5-3754
(imagen óptica y de rayos X)
Crédito: ESO + NASA/SAO/CXC
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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.
Objeto 3C58 -
Crédito: NASA/SAO/CXC/P.Slane et al.
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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.
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)
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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:
