Objeto compacto

En astronomía , el término objeto compacto (o estrella compacta ) se refiere colectivamente a las enanas blancas , las estrellas de neutrones y los agujeros negros . También podría incluir estrellas exóticas si se confirma la existencia de tales cuerpos densos hipotéticos. Todos los objetos compactos tienen una masa elevada en relación con su radio , lo que les confiere una densidad muy alta en comparación con la materia atómica ordinaria . El término se utiliza como generalización para casos en los que se desconoce la naturaleza exacta de un efecto gravitatorio significativo aislado en un radio pequeño.

Dado que la mayoría de los objetos compactos representan etapas finales de la evolución estelar , también se les denomina remanentes estelares y, por consiguiente, en los medios de comunicación se les suele llamar estrellas muertas . El estado y el tipo de un remanente estelar dependen principalmente de la masa de su estrella progenitora. Un objeto compacto que no es un agujero negro puede denominarse estrella degenerada .

En junio de 2020, los astrónomos informaron haber acotado la fuente de las ráfagas de radio rápidas (FRB), que ahora podrían incluir plausiblemente "fusiones de objetos compactos y magnetares que surgen de supernovas de colapso de núcleo normales ". ^{[ 1 ] [ 2 ]}

El punto final habitual de la evolución estelar es la formación de una estrella compacta. Toda estrella activa evolucionará eventualmente hasta un punto en el que la presión de radiación externa generada por la fusión nuclear en su interior ya no pueda contrarrestar su propia gravedad. Cuando esto sucede, la estrella colapsa bajo su propio peso y experimenta el proceso de muerte estelar . Para la mayoría de las estrellas, esto dará como resultado la formación de un remanente estelar muy denso y compacto, también conocido como estrella compacta.

Los objetos compactos no tienen producción interna de energía, pero —con la excepción de los agujeros negros— suelen irradiar durante millones de años el exceso de calor que queda del propio colapso. ^{[ 3 ]}

Según la comprensión más reciente, las estrellas compactas también podrían formarse durante las separaciones de fase del Universo temprano después del Big Bang . ^{[ 4 ]} Los orígenes primordiales de los objetos compactos conocidos no se han determinado con certeza.

Aunque los objetos compactos pueden irradiar radiación, enfriándose y perdiendo energía, no dependen de altas temperaturas para mantener su estructura, como sí lo hacen las estrellas ordinarias. Salvo perturbaciones externas y la desintegración de protones , pueden persistir prácticamente para siempre. Sin embargo, se cree generalmente que los agujeros negros se evaporan finalmente por la radiación de Hawking tras billones de años. Según nuestros modelos estándar actuales de cosmología física , todas las estrellas evolucionarán con el tiempo hasta convertirse en estrellas compactas frías y oscuras, cuando el Universo entre en la llamada era degenerada en un futuro muy lejano.

Una definición algo más amplia de objetos compactos podría incluir objetos sólidos más pequeños, como planetas , asteroides y cometas , pero este uso es menos común. Existe una notable variedad de estrellas y otros cúmulos de materia caliente, pero, según la termodinámica, toda la materia del Universo debe terminar, en última instancia, como partículas frías dispersas o algún tipo de objeto estelar o subestelar compacto .

Las estrellas llamadas enanas blancas o degeneradas están compuestas principalmente de materia degenerada ; típicamente núcleos de carbono y oxígeno en un mar de electrones degenerados. Las enanas blancas se originan en los núcleos de estrellas de la secuencia principal y, por lo tanto, son muy calientes cuando se forman. A medida que se enfrían, se enrojecen y pierden brillo hasta convertirse finalmente en enanas negras oscuras . Las enanas blancas se observaron en el siglo XIX, pero las densidades y presiones extremadamente altas que contienen no se explicaron hasta la década de 1920.

La ecuación de estado para la materia degenerada es "suave", lo que significa que añadir más masa dará como resultado un objeto más pequeño. Al seguir añadiendo masa a lo que comienza como una enana blanca, el objeto se contrae y la densidad central aumenta aún más, con energías de electrones degenerados más altas. Después de que la masa de la estrella degenerada haya crecido lo suficiente como para que su radio se haya reducido a solo unos pocos miles de kilómetros, la masa se estará aproximando al _límite de Chandrasekhar , el límite superior teórico de la masa de una enana blanca, aproximadamente 1,4  veces la masa del Sol ( M☉ ).

Si se extrajera materia del centro de una enana blanca y se comprimiera lentamente, los electrones se verían obligados primero a combinarse con los núcleos, transformando sus protones en neutrones mediante desintegración beta inversa . El equilibrio se desplazaría hacia núcleos más pesados ​​y ricos en neutrones que no son estables a densidades cotidianas. A medida que aumenta la densidad, estos núcleos se vuelven aún más grandes y menos ligados. A una densidad crítica de aproximadamente 4 × 10^{A 14} kg/m³ ^– denominada línea de goteo de neutrones – el núcleo atómico tendería a disolverse en protones y neutrones libres. Si se comprime aún más, eventualmente alcanzaría un punto donde la materia tendría una densidad del orden de la de un núcleo atómico – aproximadamente 2 × 10¹⁷  kg/m³ ^. A esa densidad, la materia estaría compuesta principalmente de neutrones libres, con una ligera dispersión de protones y electrones.

En ciertas estrellas binarias que contienen una enana blanca, la masa se transfiere de la estrella compañera a la enana blanca, empujándola eventualmente más allá del límite de Chandrasekhar . Los electrones reaccionan con los protones para formar neutrones y, por lo tanto, ya no suministran la presión necesaria para resistir la gravedad, lo que provoca el colapso de la estrella. Si el centro de la estrella está compuesto principalmente de carbono y oxígeno, entonces dicho colapso gravitacional encenderá la fusión desbocada del carbono y el oxígeno, lo que resulta en una supernova de tipo Ia que destruye completamente la estrella antes de que el colapso pueda volverse irreversible. Si el centro está compuesto principalmente de magnesio u otros elementos más pesados, el colapso continúa. ^{[ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]} A medida que la densidad aumenta aún más, los electrones restantes reaccionan con los protones para formar más neutrones. El colapso continúa hasta que (a mayor densidad) los neutrones se vuelven degenerados. Un nuevo equilibrio es posible después de que la estrella se encoge en tres órdenes de magnitud , a un radio entre 10 y 20  km. Esta es una estrella de neutrones .

Aunque la primera estrella de neutrones no se observó hasta 1967, cuando se descubrió el primer púlsar de radio , Baade y Zwicky propusieron la existencia de estrellas de neutrones en 1933, solo un año después del descubrimiento del neutrón en 1932. Se dieron cuenta de que, debido a la gran densidad de las estrellas de neutrones, el colapso de una estrella ordinaria en una estrella de neutrones liberaría una gran cantidad de energía potencial gravitatoria , lo que proporcionaría una posible explicación para las supernovas . ^{[ 8 ] [ 9 ] [ 10 ]} Esta es la explicación para las supernovas de tipo Ib, Ic y II . Dichas supernovas ocurren cuando el núcleo de hierro de una estrella masiva supera el límite de Chandrasekhar y colapsa en una estrella de neutrones.

Al igual que los electrones, los neutrones son fermiones . Por lo tanto, proporcionan presión de degeneración de neutrones para evitar el colapso de una estrella de neutrones. Además, las interacciones repulsivas neutrón-neutrón proporcionan presión adicional. Al igual que el límite de Chandrasekhar para las enanas blancas, existe una masa límite para las estrellas de neutrones: el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff , donde estas fuerzas ya no son suficientes para sostener la estrella. Dado que las fuerzas en la materia hadrónica densa no se comprenden bien, este límite no se conoce con exactitud, pero se cree que está entre 2 y ₃ M☉ . Si se acumula más masa en una estrella de neutrones, eventualmente se alcanzará este límite de masa. Lo que sucede después no está del todo claro. 

A medida que se acumula más masa, el equilibrio contra el colapso gravitacional supera su punto de ruptura. Una vez que la presión de la estrella es insuficiente para contrarrestar la gravedad, se produce un colapso gravitacional catastrófico en cuestión de milisegundos. La velocidad de escape en la superficie, que ya es al menos 1/3 de  la velocidad de la luz, alcanza rápidamente la velocidad de la luz. En ese punto, ninguna energía ni materia puede escapar y se ha formado un agujero negro . Debido a que toda la luz y la materia quedan atrapadas dentro de un horizonte de sucesos , un agujero negro se ve verdaderamente negro , salvo por la posibilidad de una radiación de Hawking muy débil . Se presume que el colapso continuará dentro del horizonte de sucesos.

En la teoría clásica de la relatividad general , se formará una singularidad gravitacional que no ocupa más que un punto . Podría producirse una nueva detención del colapso gravitacional catastrófico a un tamaño comparable a la longitud de Planck , pero a estas longitudes no existe ninguna teoría de la gravedad conocida que pueda predecir lo que sucederá. Añadir masa adicional al agujero negro provocará que el radio del horizonte de sucesos aumente linealmente con la masa de la singularidad central. Esto inducirá ciertos cambios en las propiedades del agujero negro, como la reducción de la tensión de marea cerca del horizonte de sucesos y la disminución de la intensidad del campo gravitacional en dicho horizonte. Sin embargo, no habrá cambios cualitativos adicionales en la estructura asociados a ningún aumento de masa.

Una estrella exótica es una estrella compacta hipotética compuesta de algo distinto a electrones , protones y neutrones, cuyo equilibrio contra el colapso gravitacional se logra mediante la presión de degeneración u otras propiedades cuánticas. Estas incluyen estrellas extrañas (compuestas de materia extraña ) y las estrellas de preones, más especulativas (compuestas de preones ).

Las estrellas exóticas son hipotéticas, pero las observaciones publicadas por el Observatorio de Rayos X Chandra el 10 de abril de 2002 detectaron dos candidatas a estrellas extrañas, denominadas RX J1856.5-3754 y 3C58 , que anteriormente se creía que eran estrellas de neutrones. Según las leyes conocidas de la física, la primera parecía mucho más pequeña y la segunda mucho más fría de lo que deberían, lo que sugiere que están compuestas de material más denso que el neutronio . Sin embargo, estas observaciones son recibidas con escepticismo por los investigadores, quienes afirman que los resultados no son concluyentes.

Basándose en el principio de incertidumbre generalizada (GUP), propuesto por algunos enfoques de la gravedad cuántica como la teoría de cuerdas y la relatividad doblemente especial , se ha estudiado recientemente el efecto del GUP en las propiedades termodinámicas de estrellas compactas con dos componentes diferentes. ^{[ 15 ]} Tawfik et al. observaron que la existencia de la corrección de gravedad cuántica tiende a resistir el colapso de las estrellas si el parámetro GUP toma valores entre la escala de Planck y la escala electrodébil. En comparación con otros enfoques, se encontró que los radios de las estrellas compactas deberían ser más pequeños y que el aumento de energía disminuye los radios de las estrellas compactas.

• Formación y evolución de galaxias

• Blaschke, D.; Fredriksson, S.; Grigorian, H.; Öztaş, A.; Sandin, F. (2005). "Diagrama de fases de la materia de quarks de tres sabores bajo restricciones de estrellas compactas". Physical Review D . 72 (6) 065020. arXiv : hep-ph/0503194 . Bibcode : 2005PhRvD..72f5020B . doi : 10.1103/PhysRevD.72.065020 . S2CID 119356279 . 
• Sandin, F. (2005). "Estrellas compactas en el modelo estándar y más allá". European Physical Journal C . 40 (2): 15– 22. arXiv : astro-ph/0410407 . Bibcode : 2005EPJC...40...15S . doi : 10.1140/epjcd/s2005-03-003-y . S2CID 119495444 . {{cite journal}}: CS1 maint: DOI gratuito sin marcar ( enlace )
• Sandin, F. (2005). Fases exóticas de la materia en estrellas compactas (PDF) (Tesis). Universidad Tecnológica de Luleå .