Astronomía

¿Cómo podríamos buscar viejas estrellas de neutrones frías?

¿Cómo podríamos buscar viejas estrellas de neutrones frías?


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Esto es lo contrario de Will Gaia detectará estrellas de neutrones inactivas? (a lo que la respuesta fue "probablemente no").

Entonces, si Gaia no puede hacerlo, ¿qué haría falta? ¿Cómo podría funcionar esa búsqueda y qué avances tecnológicos serían necesarios para tener una probabilidad razonable de que funcione?


Nueva idea candente: cómo las estrellas muertas se enfrían

El mecanismo responsable de las intensas emisiones de rayos X de los cadáveres estelares giratorios puede no ser lo que los astrónomos han asumido.

Anteriormente se pensaba que la energía necesaria para producir los puntos calientes de un millón de grados en los polos de un púlsar de enfriamiento, como se llama a los objetos, provenía de colisiones de partículas cargadas sobre las superficies de las estrellas.

Pero un nuevo estudio de púlsares jóvenes realizado por el Observatorio XMM-Newton de la ESA sugiere que los astrónomos podrían haberlo invertido todo este tiempo, y que el calor se está generando dentro de las estrellas, no afuera.

Cómo se calientan las estrellas frías

Los púlsares son estrellas de neutrones en rotación, que están muertas e increíblemente densas. Aunque solo tienen unos 20 kilómetros (12 millas) de diámetro, las estrellas de neutrones tienen aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol.

Cuando las estrellas de neutrones se forman inicialmente, generalmente después de que las estrellas viejas y masivas explotan como supernovas, tienen temperaturas de más de mil millones de grados. Sin embargo, comienzan a enfriarse rápidamente poco después.

Las observaciones anteriores revelaron que los púlsares se enfrían emitiendo rayos X desde tres regiones diferentes. Primero, toda la superficie de la estrella está tan caliente que arroja energía en forma de rayos X. En segundo lugar, las partículas cargadas en el campo magnético de la estrella emiten rayos X a medida que se mueven hacia afuera, a lo largo de las líneas del campo magnético. Por último, los púlsares más jóvenes tienen puntos calientes de rayos X en sus polos.

Los astrónomos solían pensar que los puntos calientes polares se formaban cuando las partículas cargadas chocaban con la superficie de un púlsar en sus polos. Pero las nuevas observaciones de XMM-Newton están poniendo en duda este punto de vista.

Las observaciones realizadas por el telescopio de rayos X de cinco púlsares, cada uno de hasta varios millones de años, no encontraron evidencia de emisiones de rayos X en la superficie o puntos calientes polares. Sin embargo, vislumbró las emisiones emitidas por partículas cargadas que se mueven hacia afuera.

El estudio, dirigido por Werner Becker en el Instituto Max-Planck de Física Extraterrestre en Alemania, se detalla en la edición del 10 de julio de la Diario astrofísico.

La falta de emisiones superficiales no es sorprendente, dicen los investigadores, ya que los púlsares han tenido millones de años para enfriarse, tiempo durante el cual los rayos X de su superficie se habrían desvanecido a niveles indetectables.

Sin embargo, la falta de puntos calientes polares es inesperada. Muestra que el calentamiento de las regiones de la superficie polar por bombardeo de partículas no es lo suficientemente eficiente como para explicar la emisión de rayos X que ve el telescopio.

Los investigadores sugieren que en lugar de que las partículas cargadas choquen sobre los polos de un púlsar, se generan los rayos X que se detectan. adentro la estrella giratoria. Este calor atrapado es luego transportado fuera de la estrella por electrones, que son guiados a los polos por intensos campos magnéticos.

Esta teoría alternativa explica por qué no se han detectado puntos calientes polares en los púlsares: al igual que las emisiones de rayos X de la superficie, las emisiones de puntos calientes se habrían desvanecido con el tiempo a medida que el púlsar se enfriaba.


¿Cómo podríamos buscar viejas estrellas de neutrones frías? - Astronomía

Clase 22: Estrellas extremas: enanas blancas y estrellas de neutrones

Lecturas: 22-2, 22-4, 23-1, 23-3, 23-4, 23-5, 23-8, 23-9

Remanente de una estrella de baja masa

Apoyado por la presión de degeneración de electrones

1,4 millonessol (Misa de Chandrasekhar)

Remanente de una estrella masiva

Apoyado por la presión de degeneración de neutrones

Pulsar = estrella de neutrones que gira rápidamente

¿Qué pasa con los núcleos de las estrellas muertas?

Continúan colapsando hasta que:

Una nueva ley de presión detiene un mayor colapso y se establece en equilibrio hidrostático.

Si son demasiado masivos, colapsan a un radio cero y se convierten en un calabozo.

En alta densidad, se impone una nueva ley de los gases:

Empaqueta muchos electrones en un volumen diminuto

Estos electrones llenan todos los estados de baja energía.

Solo quedan estados de alta energía = alta presión

El resultado es un gas degenerado

La presión es independiente de la temperatura

La compresión no provoca calentamiento

La compresión da mayor densidad = mayor presión

Permite que los objetos fríos existan en equilibrio hidrostático.

Núcleos remanentes de estrellas con M & lt 8 Msol

Sostenido por Presión de degeneración de electrones

M entre 4-8 Msol: Enanas blancas O-Ne-Mg

Masa & lt 1,4 Msol (refleja una gran cantidad de pérdida de masa en la fase de nebulosa planetaria)

Velocidad de escape: 0.02 c (2% de velocidad de la luz)

Brillo por calor residual: sin fusión ni contracción

Relación masa-radio para las enanas blancas

Más grande Masa =Radio más pequeño

Diferente a la materia normal, como el pastel de chocolate

Mayor masa = mayor fuerza gravitacional = mayor presión = mayor densidad = menor volumen

Masa máxima para la enana blanca

Calculado por S. Chandrasekhar en la década de 1930

Por encima de esta masa, la degeneración de electrones falla y la estrella colapsa.

Evolución de las enanas blancas

Las enanas blancas brillan por calor sobrante

Sin fuentes de nueva energía (sin fusión)

Refréscate y desvanece lentamente

Estado final: A Enano negro

10 billones de años para refrescarse

13,7 mil millones de años y lt 10 billones de años, por lo que

Galaxy no es lo suficientemente mayor para las enanas negras

No confundir con `` Agujeros negros ''

Las enanas negras son negras = no brillan porque tienen la misma temperatura que su entorno

Los agujeros negros no brillan porque la luz no puede escapar.

Ruta de las enanas blancas en el diagrama H-R: enfríe rápidamente al principio, luego se acerque gradualmente a la temperatura del espacio vacío

Lo que sucede se agrega masa a la enana blanca y M & gt 1.4Msol

La degeneración de electrones cae, la estrella colapsa

Enciende la fusión C-O a alta densidad

Genera calor, pero no presión porque la presión de degeneración es independiente de la temperatura.

Mayor calor = mayor fusión = mayor calor ..

Explosión nuclear descontrolada:

Fusión de elementos ligeros en hierro y níquel

White Dwarf detona como una supernova de tipo Ia

No deja restos (interrupción total)

Transferencia masiva en un binario

Una enana blanca puede superar la masa de Chandrasekhar obteniendo masa de un compañero. Si la masa transferida (principalmente hidrógeno y helio) es menor que la masa de Chandrasekhar, puede ocurrir una reacción nuclear descontrolada, pero será mucho menos enérgica y no perturbará la estrella. Esto es un estrella nueva .

Supernovas Tipo I y Tipo II

Estrella enana blanca binaria de gran masa

Fusión descontrolada de luz Núcleo rebote / neutrino

Vela estándar No estándar

Núcleos remanentes de estrellas masivas:

Núcleo sobrante de la supernova que rebota el núcleo

Sostenido por Presión de degeneración de neutrones:

Brillo por calor residual: sin fusión ni contracción

Muy caluroso al principio, pero muy pequeño

Se ven 6 estrellas de neutrones aisladas. De lo contrario, los vemos con sus restos de supernova.

Estructura de una estrella de neutrones

A densidades & gt 2x10 14 g / cc

Los núcleos se funden en un mar de partículas subatómicas (protones y amperios neutrones)

Los protones y los electrones amperios se combinan en neutrones

Superfluido de neutrones, protones superconductores y cosas más raras.

Sujeto de mucha investigación actual

Descubrimiento accidental de púlsares

Jocelyn Bell (estudiante de posgrado de Cambridge) y Anthony Hewish (su asesor) descubren fuentes de radio pulsantes mientras buscan algo más

Púlsares = Fuentes de radio pulsantes

Emite pulsos agudos de milisegundos cada segundo

No pueden ser estrellas normales ni enanas blancas. Fuerte evidencia de estrellas de neutrones.

Estrellas de neutrones magnetizadas que giran rápidamente

El campo magnético giratorio genera un fuerte campo eléctrico.

El campo eléctrico arranca electrones de la superficie

El campo magnético los acelera a lo largo de los polos.

Resultado: haces gemelos de intensa radiación

Ejemplo: Pulsar de la nebulosa del cangrejo

Los púlsares giran más lento a medida que envejecen

Irradia energía, por lo que la energía debe provenir de algún lugar (¡no de fusión!)

Giro rápido púlsares

Encontrado en remanentes de supernovas (por ejemplo, Crab Pulsar, Vela Pulsar)

¿Y si el núcleo remanente es muy ¿masivo?

METROcentro & gt 2-3 Msol (la estrella original tenía M & gt 18 Msol)


El modelo mejorado muestra rayos gamma y oro al fusionarse estrellas de neutrones

Una instantánea de la simulación de dos estrellas de neutrones fusionadas. La radiación gamma se crea en la hebra gris que atraviesa el anillo rojo. En forma de reloj de arena azul, se puede formar oro. Crédito: Philipp Mösta et al.

Un equipo internacional de astrofísicos bajo el liderazgo holandés ha demostrado con un modelo mejorado que las estrellas de neutrones en colisión pueden emitir rayos gamma. Los modelos antiguos no predijeron esto y fallaron desde la fusión de dos estrellas de neutrones en 2017 que liberaron rayos gamma. Los investigadores publican sus hallazgos en el El diario astrofísico.

Los investigadores, dirigidos por Philipp Mösta (Universidad de Amsterdam), proporcionaron a su modelo de estrellas de neutrones en colisión más variables que nunca. Consideraron, entre otras cosas, la teoría de la relatividad, las leyes de los gases, los campos magnéticos, la física nuclear y los efectos de los neutrinos. Los investigadores realizaron sus simulaciones en la supercomputadora Blue Waters de la Universidad de Illinois en Urbana-Champaign (Estados Unidos) y en la supercomputadora Frontera de la Universidad de Texas, Austin (Estados Unidos).

En la simulación, se crea un anillo alrededor de las estrellas de neutrones fusionadas desde el cual se dispara una fina hebra de radiación gamma hacia arriba y hacia abajo. Esta radiación luego encuentra su salida como un torbellino a lo largo de las líneas del campo magnético de las estrellas fusionadas. Además, un cono con forma de reloj de arena se mueve hacia arriba y hacia abajo desde el anillo. Aquí es donde posiblemente se formen elementos más pesados ​​como el oro. El oro, como los rayos gamma, se observó en las estrellas de neutrones fusionadas en 2017, donde se formó una kilonova.

Philipp Mösta (Universidad de Amsterdam) lideró las nuevas simulaciones: "La radiación gamma es realmente nueva para este tipo de simulaciones. Esa radiación no había aparecido en las viejas simulaciones. La producción de elementos pesados, como el oro, ya había sido simulada". Sin embargo, nuestra simulación muestra que estos elementos pesados ​​se mueven mucho más rápido de lo que se había predicho anteriormente. Por lo tanto, nuestra simulación está más en línea con lo que los astrónomos observaron en las estrellas de neutrones fusionadas en 2017 ".

Las simulaciones no solo están destinadas a explicar los fenómenos observados en torno a la fusión de estrellas de neutrones. También sirven para predecir nuevos fenómenos. Por ejemplo, los investigadores quieren refinar y expandir aún más su modelo para que también pueda lidiar con grandes estrellas que explotan como supernovas al final de sus vidas y con la colisión de una estrella de neutrones con un agujero negro.


Estrellas de neutrones en la nube de la computadora

Einstein @ Home busca estrellas de neutrones desconocidas a través de su emisión de radio pulsada. Esta imagen muestra la impresión de un artista de una estrella de neutrones, rodeada por su fuerte campo magnético (azul). Emite un haz estrecho de ondas de radio (magenta) por encima de sus polos magnéticos. Cuando la rotación de la estrella barre estos rayos sobre la Tierra, la estrella de neutrones puede detectarse como un púlsar de radio. Crédito: NASA

La potencia informática combinada de 200.000 ordenadores privados ayuda a los astrónomos a hacer un inventario de la Vía Láctea. El proyecto Einstein @ Home conecta las PC del hogar y la oficina de voluntarios de todo el mundo a una supercomputadora global. Usando esta nube de computadora, un equipo internacional liderado por científicos de los Institutos Max Planck de Física Gravitacional y Radioastronomía analizó datos de archivo del radiotelescopio CSIRO Parkes en Australia. Utilizando nuevos métodos de búsqueda, la red informática mundial descubrió 24 púlsares, restos estelares extraordinarios con propiedades físicas extremas. Estos pueden usarse como bancos de pruebas para la teoría general de la relatividad de Einstein y podrían ayudar a completar nuestra imagen de la población de púlsar.

"Solo pudimos realizar nuestra búsqueda gracias a la enorme potencia informática proporcionada por los voluntarios de Einstein @ Home", dice Benjamin Knispel, investigador del Instituto Max Planck de Física Gravitacional (Instituto Albert Einstein / AEI) en Hannover, y autor principal del estudio ahora publicado en El diario astrofísico. "A través de la participación del público, descubrimos 24 nuevos púlsares en nuestra Vía Láctea, que anteriormente se habían perdido, y algunos de ellos son particularmente interesantes".

Búsquedas complejas de faros cósmicos

Los púlsares son los restos de explosiones de estrellas masivas. Son estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas y extremadamente densas. Giran rápidamente y emiten un haz de ondas de radio a lo largo de su eje de campo magnético, similar al foco de un faro. Si el haz de ondas de radio apunta hacia la Tierra, se puede observar el púlsar.

Se requieren radiotelescopios grandes y sensibles para descubrir las señales débiles de los nuevos púlsares. Knispel y sus colegas analizaron datos de la Encuesta Pulsar Multihaz de Parkes, realizada entre 1997 y 2001, con la antena de 64 metros del radiotelescopio Parkes de CSIRO en el sureste de Australia. "La búsqueda de nuevos púlsares de radio es muy intensiva en computadoras. Para determinar las características desconocidas a priori del púlsar, por ejemplo, su distancia o su período de rotación, tenemos que peinar muy finamente a través de amplios rangos de parámetros", dice Knispel.

Búsquedas de Pulsar con participación pública

Cada semana, 50.000 voluntarios de todo el mundo "donan" ciclos de cómputo inactivos en sus 200.000 PC domésticos y de oficina a Einstein @ Home. Juntos, se combinan para producir una potencia informática sostenida de alrededor de 860 teraFLOP por segundo. Esto coloca a Einstein @ Home a la par con las supercomputadoras más rápidas del mundo. El análisis de los datos de archivo de Parkes se completó en ocho meses, mientras que la misma tarea habría llevado a un solo núcleo de CPU más de 17.000 años.

Los tres radiotelescopios que se utilizaron para descubrir, confirmar o investigar los 24 púlsares: el radiotelescopio Parkes de la organización de investigación australiana CSIRO (arriba), el telescopio Lovell en el Observatorio English Jodrell Bank (abajo a la izquierda) y el 100- m radiotelescopio en Effelsberg, parte del Instituto Max Planck de Radioastronomía. Crédito: CSIRO / Jodrell Bank / Anthony Holloway / MPIfR / Norbert Tacken

La potencia informática bruta no fue el único factor importante para descubrir las dos docenas de nuevos púlsares. El desarrollo de nuevos métodos de posprocesamiento resultó ser igualmente crucial. Los datos registrados a menudo contienen señales de interferencia creadas por el hombre, similares a púlsares. Los astrónomos emplearon nuevos métodos que les permitieron descubrir púlsares previamente enmascarados por la presencia de estas señales de interferencia.

Especies inusuales en el zoológico de pulsar

Los investigadores utilizaron los radiotelescopios cerca de Parkes, en el Observatorio de Jodrell Bank y en Effelsberg para realizar observaciones de seguimiento y caracterizar sus descubrimientos con más detalle. "Hay diferentes tipos de púlsares, al igual que hay diferentes especies de animales en un zoológico. Algunos son más comunes que otros; en algunos casos, solo se conocen un puñado de especímenes", explica Ralph Eatough, científico del Instituto Max Planck para Radioastronomía (MPIfR) en Bonn y segundo autor de la publicación.

Los púlsares en sistemas binarios son de particular interés para los astrónomos. Esto se debe a que estos objetos permiten comprender su historia de formación y a que pueden utilizarse como bancos de pruebas para la teoría de la relatividad general de Einstein. Sin embargo, descubrirlos es incluso más exigente desde el punto de vista informático que la ya desafiante tarea de encontrar púlsares aislados. El rastreo de sus complejas señales en los datos aumenta los costos de computación que exceden con creces las capacidades de computación en los dos Institutos Max Planck.

De los 24 púlsares descubiertos por Einstein @ Home, seis están en sistemas binarios que orbitan el centro de masa común con su pareja estelar. Estos sistemas se forman solo en condiciones astrofísicas muy específicas, que los científicos ahora pueden reconstruir con mayor precisión. Uno de los púlsares recién descubiertos tiene un período orbital inusualmente largo de aproximadamente 940 días, el cuarto más largo conocido. En el futuro, podría utilizarse como banco de pruebas para la teoría de la relatividad general de Einstein.

De los datos de Parkes a la población de púlsar de la Vía Láctea

Algunos de los púlsares que se descubrieron parecen apagar su emisión de radio durante algunos minutos u horas. "Este fenómeno se ha observado antes, pero aún no se comprende completamente. Investigaciones adicionales podrían ayudar a mejorar nuestra comprensión de los procesos en los fuertes campos magnéticos de los púlsares, que alimentan su emisión de radio", dice Eatough.

No solo es importante encontrar estos objetos excepcionales, sino también descubrir púlsares "normales". La encuesta Parkes Multi-beam Pulsar Survey se utiliza a menudo como referencia para simulaciones numéricas de la población de púlsares de nuestra galaxia. Solo al encontrar todos los púlsares ocultos en los datos, los astrónomos pueden sacar conclusiones precisas sobre la totalidad de los púlsares de la Vía Láctea.

Un modelo informático para el futuro

"Nuestros descubrimientos demuestran que los proyectos de computación distribuida como Einstein @ Home pueden desempeñar un papel importante en la astronomía moderna basada en datos", dice Bruce Allen, director de Einstein @ Home y director de la AEI. "Esperamos que la computación distribuida sea cada vez más importante para el análisis de datos astronómicos en el futuro. Einstein @ Home también está muy bien preparado para la creciente movilidad de la potencia de la computación", dice Allen. Recientemente, los voluntarios no solo pueden registrar sus PC para el proyecto, sino que también pueden ayudar a encontrar nuevos púlsares de radio con sus teléfonos inteligentes y tabletas basados ​​en Android.

"En uno de nuestros próximos proyectos, nos gustaría utilizar la potencia informática de Einstein @ Home para buscar púlsares en sistemas binarios compactos utilizando datos 'frescos' de nuestro muy sensible radiotelescopio cerca de Effelsberg", dice Michael Kramer, director del MPIfR. Tales sistemas permiten probar la teoría general de la relatividad: sus efectos son más fuertes cuando los cuerpos masivos se orbitan entre sí a una pequeña distancia. Michael Kramer espera ansioso la búsqueda: "Quién sabe qué sorpresas nos esperan".

Antecedentes de Einstein @ Home:

Este proyecto de computación voluntaria distribuida conecta a usuarios de PC de todo el mundo, que voluntariamente donan tiempo de computación libre en sus computadoras de casa y oficina. Tiene más de 340.000 participantes y es uno de los mayores proyectos de este tipo. Los patrocinadores científicos son el Centro de Gravitación y Cosmología de la Universidad de Wisconsin-Milwaukee y el Instituto Max Planck de Física Gravitacional (Instituto Albert Einstein, Hannover) con el apoyo financiero de la Fundación Nacional de Ciencias y la Sociedad Max Planck.

Desde 2005, Einstein @ Home ha analizado datos de los detectores de ondas gravitacionales dentro de la Colaboración LIGO-Virgo-Ciencia (LVC) para las ondas gravitacionales de estrellas de neutrones desconocidas que giran rápidamente.

Desde marzo de 2009, Einstein @ Home también ha estado involucrado en la búsqueda de señales de púlsares de radio en datos de observación del Observatorio de Arecibo en Puerto Rico y el radiotelescopio Parkes de CSIRO en Australia. Desde el primer descubrimiento de un púlsares de radio por Einstein @ Home en agosto de 2010, la red informática mundial ha descubierto casi 50 nuevos púlsares de radio.

En agosto de 2011 se agregó una nueva búsqueda de púlsares de rayos gamma en los datos del satélite Fermi. El proyecto busca, entre otras cosas, el primer púlsar de milisegundos, visible solo en el rango de rayos gamma.


5 hechos que podemos aprender si LIGO detecta estrellas de neutrones fusionadas

Si hay una diferencia importante entre la relatividad general y la gravedad newtoniana, es esta: en la teoría de Einstein, nada dura para siempre. Incluso si tuviera dos masas perfectamente estables en órbita una alrededor de la otra, masas que nunca se quemaron, perdieron material o cambiaron de otra manera, sus órbitas eventualmente se desintegrarían. Mientras que en la gravedad newtoniana, dos masas orbitarían su centro de gravedad mutuo durante una eternidad, la relatividad nos dice que una pequeña cantidad de energía se pierde con cada momento en que una masa es acelerada por el campo gravitacional que atraviesa. Esa energía no desaparece, sino que se deja llevar en forma de ondas gravitacionales. Durante períodos de tiempo lo suficientemente largos, se irradia suficiente energía para que esas dos masas en órbita se toquen y se fusionen. Tres veces, ahora, LIGO ha visto que esto suceda con los agujeros negros. Pero puede estar a punto de dar el siguiente paso y ver las estrellas de neutrones fusionarse por primera vez.

Cualquier masa atrapada en esta danza gravitacional emitirá ondas gravitacionales, haciendo que sus órbitas decaigan. Las razones por las que LIGO ha detectado la fusión de agujeros negros son tres:

    Son increíblemente masivos

Esa combinación (masas grandes, distancias cortas y el rango de frecuencia correcto) le da al equipo de LIGO un área de búsqueda enorme sobre la cual son sensibles a la fusión de agujeros negros. A muchos miles de millones de años luz de distancia, las ondas de estas inspiraciones masivas se pueden sentir incluso aquí en la Tierra.

Aunque los agujeros negros deberían tener un disco de acreción, se espera que la señal electromagnética sea así. [+] generado por una fusión agujero negro-agujero negro debería ser indetectable. Si hay una contraparte electromagnética, debería ser causada por estrellas de neutrones.

NASA / Dana Berry (Skyworks Digital)

El Universo tiene muchos otros objetos de interés que producen ondas gravitacionales de gran magnitud. Los agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias tragan nubes de gas, planetas, asteroides e incluso otras estrellas y agujeros negros todo el tiempo. Desafortunadamente, dado que los horizontes de eventos son mucho más grandes, tardan demasiado en orbitar y ocurren en el rango de frecuencia incorrecto para que LIGO los vea. Las enanas blancas, las estrellas binarias y otros sistemas planetarios sufren el mismo problema: estos objetos son físicamente demasiado grandes y, por lo tanto, tardan mucho en orbitar. De hecho, todos toman tanto tiempo que necesitaríamos un observatorio de ondas gravitacionales basado en el espacio, como LISA, para verlos. Pero hay otra esperanza para que se vea LIGO que tiene la misma combinación (masiva, compacta, frecuencia correcta): la fusión de estrellas de neutrones.

Como dos estrellas de neutrones orbitan entre sí, la teoría de la relatividad general de Einstein predice orbital. [+] decaimiento y emisión de radiación gravitacional. En las etapas finales de una fusión, nunca antes observada en ondas gravitacionales, la amplitud debería aumentar tanto que LIGO podría, posiblemente, detectarlas.

NASA (L), Instituto Max Planck de Radioastronomía / Michael Kramer

Las estrellas de neutrones pueden no ser tan masivas como los agujeros negros, pero es probable que tengan hasta dos o tres veces la masa del Sol: alrededor del 10-20% de la masa de los eventos LIGO detectados previamente. Son casi tan compactos como los agujeros negros, y tienen un tamaño físico de solo diez kilómetros de radio más o menos. A pesar de que los agujeros negros colapsan hasta una singularidad, todavía tienen un horizonte de eventos, y el tamaño físico de una estrella de neutrones (básicamente es un núcleo atómico gigante) es apenas más grande que el tamaño del horizonte de eventos de un agujero negro. Y su frecuencia, particularmente en los últimos segundos de una fusión, se alinea muy, muy bien con lo que LIGO es sensible. Si un evento se desarrolla en el lugar correcto, aquí hay cinco hechos increíbles que podríamos aprender.

Durante una inspiración y fusión de dos estrellas de neutrones, debería haber una enorme cantidad de energía. [+] liberado, junto con elementos pesados, ondas gravitacionales y una señal electromagnética, como se ilustra aquí.

1.) ¿La fusión de estrellas de neutrones crea realmente estallidos de rayos gamma? Existe una idea increíble: que los estallidos cortos de rayos gamma, que son increíblemente enérgicos pero que duran menos de dos segundos, son causados ​​por la fusión de estrellas de neutrones. Ocurren en galaxias antiguas en regiones que no están formando nuevas estrellas, lo que sugiere que solo los cadáveres estelares podrían explicarlos. Pero hasta que sepamos qué condujo a un breve estallido de rayos gamma, no podemos estar seguros de qué los causó. Si LIGO puede detectar un par de estrellas de neutrones que se fusionan en ondas gravitacionales, y luego podemos ver un breve estallido de rayos gamma inmediatamente después, esto finalmente podría verificar y validar una de las ideas más interesantes en astrofísica.

Dos estrellas de neutrones fusionadas, como se ilustra aquí, entran en espiral y emiten ondas gravitacionales, pero lo son. [+] mucho más difícil de detectar que los agujeros negros. Sin embargo, a diferencia de los agujeros negros, deberían devolver una fracción de su masa al Universo, donde constituye una fracción significativa de los elementos más pesados ​​que conocemos.

Dana Berry / Skyworks Digital, Inc.

2.) Cuando las estrellas de neutrones chocan, ¿qué parte de su masa no convertirse en un agujero negro? Cuando observa los elementos más pesados ​​de la tabla periódica y pregunta cómo se hicieron, probablemente piense que "supernovas" es la respuesta. Después de todo, esa es normalmente la historia que cuentan los astrónomos, y es parcialmente cierta. Pero la mayoría de los elementos más pesados ​​de la tabla periódica (mercurio, oro, tungsteno, plomo, etc.) en realidad están hechos de colisiones de estrellas de neutrones. La mayor parte de la masa, alrededor del 90-95%, de las estrellas de neutrones forma un solo agujero negro en el centro, pero las capas externas restantes son expulsadas, formando la mayoría de estos elementos en nuestra galaxia. (Nota: si la masa combinada de las dos estrellas de neutrones que se fusionan está por debajo de cierto umbral, formarán una estrella de neutrones central en lugar de un agujero negro. Esto debería ser raro, pero no imposible). ¿Exactamente cuánto se expulsa? Si LIGO detecta tal evento, debe informarnos.

Aquí se ilustra el rango de Advanced LIGO y su capacidad para detectar la fusión de agujeros negros. . [+] Las estrellas de neutrones fusionadas pueden tener solo una décima parte del rango y un 0,1% del volumen, pero si las estrellas de neutrones son lo suficientemente abundantes, LIGO también puede tener una oportunidad.

Colaboración LIGO / Amber Stuver / Richard Powell / Atlas of the Universe

3.) ¿Qué tan lejos puede LIGO ver las estrellas de neutrones fusionadas? Esta no es una pregunta sobre el Universo en sí, sino más bien sobre qué tan cerca (o, posiblemente, en exceso) de la sensibilidad del diseño avanzado se ha acercado LIGO. Para la luz, si un objeto está 10 veces más lejos, es solo 1/100 más brillante, pero para las ondas gravitacionales, un objeto 10 veces más distante tiene una señal de onda gravitacional que sigue siendo 1/10 más fuerte. Los agujeros negros pueden ser observables para LIGO a una distancia de muchos millones de años luz, pero las estrellas de neutrones solo pueden ser visibles si se fusionan en un puñado de nuestros grandes cúmulos de galaxias más cercanos. Si vemos uno, realmente podemos saber qué tan bueno es nuestro equipo. y lo bueno que debe ser.

Cuando dos estrellas de neutrones se fusionan, como se simula aquí, deberían crear chorros de explosión de rayos gamma, así como. [+] otros fenómenos electromagnéticos que, si están lo suficientemente cerca de la Tierra, podrían ser visibles con algunos de nuestros mejores observatorios.

NASA / Instituto Albert Einstein / Instituto Zuse Berlín / M. Koppitz y L. Rezzolla

4.) ¿Qué tipo de resplandor dejan las estrellas de neutrones fusionadas? Sabemos, en unos pocos casos, que han ocurrido eventos fuertes consistentes con colisiones de estrellas de neutrones, y que a veces dejan firmas en otras bandas electromagnéticas. No solo debería haber una probabilidad razonable de que se produzcan rayos gamma, sino que incluso puede haber una contraparte ultravioleta, óptica, infrarroja o de radio. O, tal vez, habrá una contraparte multiespectral, que aparecerá en las cinco bandas, en ese orden. Con una fusión de estrellas de neutrones ocurriendo tan cerca (que LIGO podría detectarla), podríamos tener una oportunidad real de entrar en la planta baja de una de las observaciones más increíbles de la naturaleza.

Y el más grande de todos.

Una estrella de neutrones, a pesar de estar compuesta principalmente de partículas neutras, produce el magnético más fuerte. [+] campos en el Universo. Cuando las estrellas de neutrones se fusionan, deberían producir tanto ondas gravitacionales como firmas electromagnéticas.

NASA / Casey Reed - Universidad Penn State

5.) Por primera vez, podríamos combinar la astronomía de ondas gravitacionales con la astronomía tradicional (basada en la luz). Los eventos anteriores de LIGO fueron espectaculares, pero no había forma de ver las fusiones a través de un telescopio. Después de todo, todo el escenario tenía dos strikes en su contra:

  • Las posiciones de los eventos no se pueden determinar con precisión a partir de solo dos detectores, incluso en principio, y
  • No se cree que las fusiones de agujeros negros tengan una contraparte electromagnética brillante (basada en la luz).

Ahora que VIRGO está operativo y sincronizado con los detectores gemelos LIGO, podemos hacer determinaciones mucho mejores de en qué parte del espacio ocurrió un evento de onda gravitacional. Pero lo que es más importante, debido a que las fusiones de estrellas de neutrones deberían tener una contraparte electromagnética, ¡esta podría marcar la primera vez que la astronomía de ondas gravitacionales y la astronomía tradicional pueden usarse para observar el mismo evento en el Universo!

La inspiración y la fusión de dos estrellas de neutrones, como se ilustra aquí, deberían producir una muy específica. [+] señal de onda gravitacional, pero el momento de la fusión también debería producir radiación electromagnética que sea única e identificable como tal.

Ya hemos entrado en una nueva era en astronomía, en la que no solo usamos telescopios, sino interferómetros. No solo estamos usando luz, sino ondas gravitacionales para ver y comprender el Universo. Si las estrellas de neutrones fusionadas se revelan a LIGO, incluso si los eventos son raros y la tasa de detección es baja, significa que habremos cruzado la próxima frontera. El cielo gravitacional y el cielo basado en la luz ya no serán extraños el uno para el otro. En cambio, estaremos un paso más cerca de comprender cómo funcionan realmente los objetos más extremos del Universo, y tendremos una ventana a nuestro cosmos que ningún ser humano ha tenido antes.


Departamento de Física y Astronomía

El Departamento de Física y Astronomía participa activamente en una amplia gama de actividades de investigación y enseñanza diseñadas para preparar a los estudiantes de pregrado y posgrado para carreras desafiantes en ciencia y tecnología. Los graduados del departamento han seguido carreras exitosas en universidades, laboratorios nacionales y en la industria.


Extrañas emisiones pueden ayudar a desbloquear los misterios de las estrellas de neutrones

Los científicos han detectado una característica extraña en las emisiones de rayos X provenientes de un púlsar, un hallazgo que podría arrojar luz sobre la composición de estas estrellas increíblemente densas y de rápido giro, informa un nuevo estudio.

Un púlsar es un tipo de estrella de neutrones, el remanente condensado de una estrella explotada que puede girar cientos de veces por segundo. Se pensó que el púlsar en cuestión, conocido como J1740 + 1000, era típico de su tipo, por lo que el descubrimiento de líneas de absorción en su espectro sorprendió a los investigadores.

"Hasta ahora, se han visto características de absorción en cinco estrellas de neutrones, pero muy inusuales", dijo a SPACE.com el científico principal Oleg Kargaltsev de la Universidad George Washington.

El descubrimiento podría indicar que tales características son comunes en las estrellas de neutrones y también puede ayudar a los científicos a investigar la composición de estos objetos exóticos, dijeron los investigadores. [Las cosas más extrañas del espacio]

Actividad inusual

Las estrellas de neutrones empacan la masa del sol en un área del tamaño de Washington, D.C. Se forman a través de la muerte explosiva de otra estrella mientras las capas externas de la estrella son expulsadas al espacio, el colapso gravitacional del núcleo restante crea una estrella de neutrones.

Nacidas con un giro, la mayoría de las estrellas de neutrones son púlsares. Estos objetos emiten un rayo de radiación electromagnética mientras giran, como el rayo de un faro.

Trabajando con otros tres científicos de todo el mundo, Kargaltsev estaba estudiando la emisión térmica de varias estrellas de neutrones en un esfuerzo por determinar su temperatura. El grupo esperaba profundizar en las condiciones en las superficies de las estrellas parpadeantes y comprender más sobre lo que estaba sucediendo dentro de ellas.

However, they saw something unusual in J1740+1000, which is found about 4,500 light-years away, in the constellation Ophiuchus (The Serpent Bearer).

"Normally the spectra of neutron stars is sort of smooth. But in our case we discovered some absorption lines," Kargaltsev said of the data obtained by the European Space Agency's XMM-Newton space telescope and NASA's Chandra X-ray Observatory.

"We did not expect them at all."

According to Kargaltsev, the unusual feature may be caused by events happening at the star's surface, or perhaps higher up in its magnetic field.

If the signal originates from atomic transitions at the surface, it could tell scientists about conditions on the outer layer of the star, including the ratio of its mass and radius. This, in turn, could reveal more information about the matter that makes up neutron stars &mdash a puzzle that scientists are still trying to work out.

On the other hand, the absorption could arise from conditions in the star's magnetosphere. Earth's magnetic field interacts with the sun to form a region of charged particles. What might be going on around a pulsar is unknown, researchers said.

"No one thought those kinds of things might be around a neutron star," Kargaltsev said.

Above the crowd

J1740+1000 is only about 100,000 years old, relatively young for a pulsar. Before the discovery of the absorption lines, the only thing that made the flashing star stand out was its location: While most neutron stars are found within the "pancake" of the galaxy, this pulsar was high above that galactic plane.

Its location could well be the reason its unusual lines were detected. The space between stars is filled with dust and gas, and the plane of the galaxy contains more of this clutter than the regions above and below it. If the pulsar had resided within the galactic plane, the clutter would have blocked the pulsar's soft X-ray emissions from observation, Kargaltsev said.

So interference from interstellar gas could well be the reason the lines haven't been seen in other pulsars. Of the five exotic stars with absorption detected, Kargaltsev said some are closer to Earth, with less dust and gas to block them, while the signals from others are more energetic, able to penetrate the interstellar medium.

The scientists intend to focus on J1740+1000 further, hoping to learn more about what makes the spinning star tick, before moving on to three or four nearby neutron stars.

The findings were published today (Aug. 23) in the online version of the journal Science. Most of the research was done while Kargaltsev was at the University of Florida.


5 Facts We Can Learn If LIGO Detects Merging Neutron Stars

“It’s becoming clear that in a sense the cosmos provides the only laboratory where sufficiently extreme conditions are ever achieved to test new ideas on particle physics. The energies in the Big Bang were far higher than we can ever achieve on Earth. So by looking at evidence for the Big Bang, and by studying things like neutron stars, we are in effect learning something about fundamental physics.” -Martin Rees

If there’s one major difference between General Relativity and Newtonian gravity, it’s this: in Einstein’s theory, nothing lasts forever. Even if you had two perfectly stable masses in orbit around one another — masses that never burned out, lost material, or otherwise changed — their orbits would eventually decay. Whereas in Newtonian gravity, two masses would orbit their mutual center of gravity for an eternity, relativity tells us that a tiny amount of energy gets lost with every moment that one mass is accelerated by the gravitational field it passes through. That energy doesn’t disappear, but gets carried away in the form of gravitational waves. Over long enough time periods, enough energy is radiated away that those two orbiting masses will touch and merge together. Three times, now, LIGO has seen this happen for black holes. But it may be about to take the next step, and see neutron stars merge for the first time.

Any masses caught in this gravitational dance will emit gravitational waves, causing their orbits to decay. The reason LIGO has detected black holes merging are threefold:

  1. They’re incredibly massive,
  2. They’re the most compact objects in the Universe,
  3. And they orbit with the right frequency, in the final merger stages, to be detectable by LIGO’s laser arms.

That combination — large masses, short distances, and the right frequency range — gives the LIGO team a huge search area over which they’re sensitive to merging black holes. Out to many billions of light years away, the ripples from these massive inspirals can be felt even here on Earth.

The Universe has many other objects of interest that produce large-magnitude gravitational waves. Supermassive black holes at the centers of galaxies swallow gas clouds, planets, asteroids, and even other stars and black holes all the time. Unfortunately, since the event horizons are so much larger, they take too long to orbit and occur in the wrong frequency range for LIGO to see them. White dwarfs, binary stars, and other planetary systems suffer the same problem: these objects are physically too big, and therefore take a long time to orbit. They all take so long, in fact, that we’d need a space-based gravitational wave observatory — like LISA — to see them. But there’s another hope for LIGO that has that same combination (massive, compact, right frequency) to be seen: merging neutron stars.

Neutron stars may not be as massive as black holes, but they can likely be up to two or three times the mass of the Sun: about 10–20% the mass of previously detected LIGO events. They’re almost as compact as black holes, having a physical size that’s only ten kilometers in radius or so. Even though black holes collapse down to a singularity, they still have an event horizon, and a neutron star’s physical size (it’s basically just a giant atomic nucleus) is barely bigger than a black hole’s event horizon size. And their frequency, particularly in the last few seconds of a merger, lines up very, very well with what LIGO is sensitive to. If an event goes off in the right place, here are five incredible facts that we could learn.

1.) Do merging neutron stars really create gamma-ray bursts? There’s an incredible idea out there: that short gamma-ray bursts, which are incredibly energetic but last for less than two seconds, are caused by merging neutron stars. They occur in old galaxies in regions that aren’t forming new stars, suggesting that only stellar corpses could explain them. But until we can know what led up to a short gamma-ray burst, we can’t be sure what caused them. If LIGO can detect a merging neutron star pair in gravitational waves, and we can then see a short gamma-ray burst immediately after, this could finally verify and validate one of the most interesting ideas in astrophysics.

2.) When neutron stars collide, how much of their mass doesn’t become a black hole? When you look at the heavier elements in the periodic table and ask how they were made, you probably think “supernovae” is the answer. After all, that’s normally the story that astronomers tell, and it’s partially true. But the majority of the heaviest elements in the periodic table — mercury, gold, tungsten, lead, etc. — are actually made from neutron star collisions. Most of the mass, somewhere around 90–95%, from the neutron stars goes into forming a single black hole at the center, but the remaining outer layers are ejected, forming the majority of these elements in our galaxy. (Note: if the combined mass of the two merging neutron stars is below a certain threshold, they’ll form a central neutron star instead of a black hole. This should be rare, but not impossible.) Exactly how much gets ejected? If LIGO detects such an event, it should tell us.

3.) How far out can LIGO see merging neutron stars? This isn’t a question about the Universe itself, but rather about how close to (or, conceivably, in excess of) design sensitivity advanced LIGO has gotten. For light, if an object is 10 times farther away, it’s only 1/100th as bright but for gravitational waves, an object 10 times as distant has a gravitational wave signal that’s still 1/10th as strong. Black holes might be observable to LIGO at a distance of many millions of light years, but neutron stars might only be visible if they merge in a handful of our closest large galaxy clusters. If we see one, we can truly know just how good our equipment is… and how good it needs to be.

4.) What sort of afterglow do merging neutron stars leave? We know, in a few cases, that strong events consistent with neutron star collisions have occurred, and that they sometimes leave signatures in other electromagnetic bands. Not only should there be a reasonable chance of gamma rays, but there may even be a UV, optical, infrared, or radio counterpart. Or, perhaps, there will be a multispectral counterpart, appearing in all five such bands, in that order. With a neutron star merger occurring so close (that LIGO could detect it), we might have a real opportunity to get in on the ground floor of one of nature’s most incredible observations.

And the biggest one of all…

5.) For the first time, we could combine gravitational wave astronomy with traditional (light-based) astronomy. The previous LIGO events were spectacular, but there was no way to see the mergers through a telescope. After all, the whole scenario had two strikes working against it:

  • Event positions cannot be accurately be determined from only two detectors, even in principle, and
  • Black hole mergers aren’t thought to have a bright electromagnetic (light-based) counterpart.

Now that VIRGO is operational and synced with the twin LIGO detectors, we can make much improved determinations of where in space a gravitational wave event occurred. But more importantly, because neutron star mergers should have an electromagnetic counterpart, this could mark the very first time that gravitational wave astronomy and traditional astronomy can be used to observe the same event in the Universe!

We have already entered a new age in astronomy, where we’re not just using telescopes, but interferometers. We’re not just using light, but gravitational waves, to view and understand the Universe. If merging neutron stars reveal themselves to LIGO, even if the events are rare and the detection rate is low, it means we’ll have crossed that next frontier. The gravitational sky and the light-based sky will no longer be strangers to one another. Instead, we’ll be one step closer to understanding how the most extreme objects in the Universe actually work, and we’ll have a window into our cosmos that no human has ever had before.


Types of Neutron Stars

There are various types of neutron stars in our universe that are categorized according to their properties. The two most common types of neutron stars are pulsars and magnetars.

Pulsar – They are much similar to ordinary neutron stars except that they emit pulses of matter that are accelerated to nearly the speed of light and high energy electromagnetic radiations. The particle and radiations are emitted in pulses due to the rotation of neutron stars. Scientists have even found a way to use pulsars for the navigation of spaceships in the future.

Magnetar – Magnetars are the type of neutrons stars whose magnetic field is more than a thousand times stronger than an ordinary neutron star. They are the universe’s most powerful magnets whose magnetic field is so powerful that it disintegrates the atoms that surround it. Furthermore, the crust of neutron stars is the strongest material in our universe. But the magnetic field of magnetars can tear its own crust the process is known as starquake. Magnetars under starquake release more energy in 0.1 seconds that our Sun releases in 100,000 years.


Ver el vídeo: Elite Dangerous salto a estrella de neutrones. (Diciembre 2022).