Dos tipos de estrellas de neutrones

Investigadores de las universidades de Southampton y Oxford han ahondado en el conocimiento de los procesos fundamentales de la evolución estelar, descubriendo pruebas de la existencia de dos tipos de estrellas de neutrones que son el producto final de dos mecanismos diferentes de supernova.

Con un peso de alrededor de dos veces la masa del Sol, las estrellas de neutrones son los restos estelares que suelen ser el resultado de tres tipos diferentes de supernovas, Tipo II, 1b y 1c. Compuestas únicamente de neutrones -partículas subatómicas sin carga eléctrica- estas estrellas tienen toda su masa concentrada  en una bola con un diámetro de tan solo unos kilómetros.

M-1 o Nebulosa del Cangrejo es el producto de una Supernova.

 Desde hace algún tiempo, los astrónomos sólo han podido especular sobre la posibilidad de que existan diferentes tipos de estrellas de neutrones, y la identificación de dos familias distintas de estrellas de neutrones ha resultado muy difícil. "Básicamente, todas las estrellas de neutrones son iguales, una vez que el núcleo de una estrella masiva ha colapsado en una estrella de neutrones, se borran casi todos los indicios de lo que una vez fue", dice Christian Knigge de la Universidad de Southampton, cuyo artículo ha sido publicado en la versión electrónica de la revista Nature. "La razón por la que debería haber dos familias es que hay dos clases diferentes de supernovas, las denominadas “supernovas de captura de electrones" y "las supernovas de núcleo colapsado de hierro”. Pero las estrellas de neutrones que producen en realidad no son muy diferentes."

Las supernovas responsables del hallazgo tienen sus propias diferencias. Por un lado, una supernova de núcleo colapsado de hierro se produce cuando una estrella de gran masa desarrolla un núcleo de hierro que excede 1,44 masas solares (conocido como el límite de Chandrasekhar), mientras que una supernova de captura de electrones se asocia al colapso de una estrella de menor la masa que forma un núcleo de oxígeno-neón y magnesio, ya que pierde el equilibrio que le proporciona la presión, debido a la captura repentina de electrones por el neón y, en algunas ocasiones por los núcleos de magnesio. Analizando una amplia muestra de binarias de rayos X, la teoría empezó a tener visos de realidad.

Impresión artística de una Binaria de Rayos X. Imagen: ESA

Las binarias de rayos X son sistemas de dos estrellas en los que una estrella de neutrones de giro rápido orbita alrededor de su compañera, una estrella masiva joven. Con frecuencia sucede que la estrella de neutrones de este sistema binario roba material de su compañera debido a su enorme tirón gravitacional.  Las enormes fuerzas generadas en este robo de material producen fuertes emisiones de rayos-X. Estas radiaciones de rayos X se producen en pulsos determinados por el período de rotación de la estrella masiva. Este comportamiento ha resultado de gran utilidad para Knigge, y para sus colegas, Malcolm Coe de la Universidad de Southampton y Phillip Podsiadlowski de  la Universidad de Oxford, ya que les ha permitido la medición de periodo de rotación de la estrella de neutrones.

Lo que el equipo de investigación ha encontrado es bastante sorprendente y confirma las sospechas de muchos astrónomos, ya que han descubierto que un grupo de estrellas de neutrones giran una vez cada 10 segundos mientras que el otro tipo lo hace cada 5 minutos. "Lo que esto significa físicamente, por supuesto, está abierto a la interpretación", afirma Knigge. "La nuestra es que estos dos grupos se corresponden con dos tipos de supernovas. La razón es que nuestros datos muestran indicios de que las órbitas de los púlsares binarios de giro rápido son menos elípticas que las de los de giro lento."

En cuanto al futuro de nuestra comprensión de la evolución estelar, concluye Knigge, "Estos resultados nos llevan a la pregunta de cómo funcionan las supernovas realmente. Esto abre muchas nuevas áreas de investigación, tanto en el terreno de la observación como en el teórico."

 

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