Un pulsar de 2.3 masas solares

Una nueva técnica permite encontrar una de las Estrellas de neutrones más masivas que se conocen. El hallazgo reviste gran importancia para entender la composición interna de estos astros.

La estrella de neutrones más densa conocida es el pulsar binario PSR j2215 +5135, situado a 10.000 años luz de la Tierra, se encuentra formado por una estrella de neutrones y un astro similar al sol. Un método pionero ha conseguido determinar que la masa de la Estrella de neutrones asciende a 2.3 masas solares, un valor muy elevado que constriñe algunos de los modelos propuestos para describir el interior de estos astros.

Medio siglo después de su descubrimiento por parte de Joselyn Bell y Antony Hewish, hoy conocemos 2600 pulsares en la vía láctea. Cada una de estas fuentes de radio pulsantes indica la presencia de una estrella de neutrones, los objetos más densos del universo a excepción de los agujeros negros. Remanentes de estrellas muertas, estos astros giran sobre su eje como una peonza consecuencias que pueden alcanzar los cientos de revoluciones por segundo. Al mismo tiempo, emite un haz de radiación que debido a su movimiento de rotación, se ve desde la tierra en forma de destellos o pulsos intermitentes. A pesar de haber sido objeto de escrutinio durante medio siglo con telescopios cada vez más potentes, estos objetos siguen escondiendo numerosos misterios.

Uno de los principales guarda relación con la física nuclear y con las propiedades de la materia en condiciones extremas. Aunque el diámetro de una estrella de neutrones es apenas de 20 km una cifra diminuta para los estándares astronómicos, su masa asciende a entre una y dos masas solares. El centro del Astro contiene materia más densa que la que forma un núcleo atómico, y todo ello a temperaturas relativamente bajas. Las interacciones entre nucleones protones y neutrones densidades tan extraordinarias son todavía inciertas. Esa incertidumbre no se debe a la falta de modelos teóricos, sino a la imposibilidad de ponerlos a prueba en la tierra: Hoy por hoy, no experimentó en nuestro planeta que pueda producir materia en tales condiciones de densidad y temperatura. Ello convierte a las estrellas de neutrones en el único laboratorio al que tenemos acceso para estudiar las propiedades de la materia fría y Ultra densa, un laboratorio donde se encuentran la astrofísica y la física nuclear.

La estrella de neutrones asociada al pulsar PSR j2215+5135 presenta una masa 2.3 veces mayor que la del sol. La existencia de un objeto tan masivo tiene Hondas implicaciones para las teorías que describen el interior de estos astros ya que impone limitaciones sobre algunos de los estados exóticos de la materia que se han propuesto para explicar los.

Un pulsar con pareja de baile

Uno de cada diez estrellas de neutrones vive en pareja, formando un sistema binario con otra estrella en el que ambos orbitan en torno al centro de masas común. Así ocurre con  PSR j 2215 5135, situado a unos 10.000 años luz de la tierra y compuesto por una estrella de neutrones y una compañera similar al sol. El período orbital del sistema haciendo unas 4 horas, al mismo tiempo, la estrella de neutrones en ropa sobre sí misma con una frecuencia de unas 380 revoluciones por segundo.

En principio, el hecho de que una estrella pertenezca a un sistema binario resulta de Gran utilidad, jackie Entonces los parámetros orbitales del sistema permiten calcular la masa de sus componentes., sin embargo casos como el de PSR j 2215 5135 existe una dificultad añadida: La estrella de neutrones emite un intenso viento de partículas relativistas, las cuales impactan contra una de las caras de la Estrella compañera y causan que su temperatura sea mucho mayor que la del lado opuesto, protegido del viento del pulsar y sumido en una especie de noche perpetua. En el caso del PSR j 2215+5135, la cara iluminada de la Estrella compañera alcanza una temperatura de unos 8100 Kelvin, mientras que al lado opuesto se mantiene a unos 5700.

En tales condiciones no resulta sencillo medir con precisión la velocidad a la que orbitan los astros. Ello se debe a que la cara caliente emite más luz, lo que sesga las observaciones, Jack el hemisferio iluminado no se mueve exactamente a la misma velocidad que el centro de la Estrella. Sin embargo, es este último parámetro orbital el que necesitamos para calcular con precisión las masas de los objetos.

Para estudiar el sistema en detalle, observamos el pulsar PSR-2215+5135 con el gran telescopio Canarias y con otros dos telescopios situados en las islas de Tenerife y la palma. Gracias a estos instrumentos, podemos poner en práctica una nueva técnica que nos permitió determinar la masa del pulsar.

Dado que la cara iluminada y la cara oscura de la Estrella compañera se encuentran a temperaturas tan diferentes, resulta posible deducir la velocidad a la que se mueve cada una estudiando las líneas espectrales asociadas a los distintos elementos químicos que se hallan en su atmósfera en concreto, las líneas de absorción asociadas al hidrógeno nos permitieron Trazar el movimiento de la cara caliente, mientras que las asociadas al magnesio nos proporcionaron, por primera vez, información sobre el lado más frío del objeto.

Al combinar estas velocidades con los cambios en el brillo de la Estrella compañera a lo largo de la órbita, pudimos establecer finalmente la masa del pulsar.

Como resultado, encontramos una de las Estrellas de neutrones más masivas y densas que se conocen, con una masa igual a unas 2.3 veces la del sol.