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Deducen ecuación de estado de estrellas de neutrones

06/05/2018 15:03 0 Comentarios Lectura: ( palabras)

Dos trabajos independientes deducen la ecuación de estado de las estrellas de neutrones a partir de los datos de ondas gravitacionales procedentes de la colisión de dos de estos cuerpos el pasado agosto.

Como todos ya sabemos, el pasado agosto se detectó la emisión de ondas gravitacionales GW170817 procedentes de la colisión de dos estrellas de neutrones por parte del consorcio LIGO-Virgo.

Ese fue, posiblemente, el hito científico del año pasado al ser la inauguración de la astronomía multimensajero, pues la contrapartida de la colisión fue también detectada a lo largo de casi toda la gama de ondas electromagnética. Además, se confirmó el origen de los elementos pesado.

Se puede añadir que esto era algo muy esperado por parte de la comunidad de físicos que tratan de deducir las propiedades de las estrellas de neutrones, pues, aunque hay mucho estudio teórico, hay muy pocos datos que les puedan guiar sobre qué teoría es la correcta a la hora de describir cómo es por dentro una estrella de neutrones. Para estos investigadores el santo grial en este caso es averiguar al ecuación de estado de este tipo de cuerpos.

Gracias a los datos proporcionados por LIGO-Virgo de esa colisión, dos equipos independientes han podido deducir cómo esa ecuación de estado. Además, lo que resulta muy positivo, coinciden en sus resultados.

Obviamente las estadísticas de un caso no suelen dar una buena descripción de la realidad, pero, al estar los interferómetros parados por labores de mejora y mantenimiento, todavía no se tienen más registros de eventos de este tipo. Es de esperar que el año que viene se pueda contar con más casos.

Uno de los equipos está liderado por Farrukh Fattoyev (Indiana University Bloomington) y el otro por Eemeli Annala (Universidad de Helsinki). Lo interesante de ambos estudios es que llegan a la misma conclusión. En concreto el mismo valor para la relación entre el radio y la masa de las estrella de neutrones.

La ecuación de estado debe describir el comportamiento complejo del denso material que forma la estrella de neutrones. Es decir, depende de su estructura interna. Se sabía muy poco de la ecuación de estado porque es muy difícil obtener información de estos objetos usando astronomía convencional. Antes de GW170817 la mejores aproximaciones que se tenía a la ecuación de estado se obtuvieron a partir de datos de observaciones convencionales publicadas en 2010 y 2013. Según esto, las estrellas de neutrones tenían que tener una masa de, como mínimo, dos masas solares.

Una estrella de neutrones es el resultado final de una estrella convencional que ha sufrido una explosión de supernova de tipo II. Básicamente, el núcleo de la estrella ha sido comprimido hasta que los electrones y protones de los átomos se han combinado hasta formar neutrones que, junto a los neutrones ya presentes, forman una sopa con la densidad de un núcleo atómico. Es decir, es cómo un núcleo atómico con un tamaño de una docena de kilómetros de radio. Se puede decir que un objeto de este tipo es un núcleo atómico que es mantenido por la gravedad, en lugar de estar cohesionado por la fuerza fuerte residual.

La estructura de un núcleo atómico depende de las proporciones de protones y neutrones y es mantenido por esta fuerza compuesta que normalmente se aproxima por un potencial de pozo cuadrado, pero que puede ser más complicada. Al sistema le gusta tener más o menos, el mismo número de de protones y neutrones. Si tiene más protones la repulsión eléctrica entre ellos tenderá a inestabilizar el núcleo. A partir de cierto exceso de neutrones el núcleo también se desestabilizará. Si las proporciones son similares, pero hay más neutrones, estos formarán una piel de neutrones o piel neutrónica en la capa exterior del núcleo, que es un observable físico. Dependiendo de la cantidad en exceso de neutrones, la forma del núcleo puede variar ligeramente. Según el modelo nuclear que se use se obtiene una predicción distinta para la distribución de protones y neutrones.

Al estar los nucleones tan cerca en el núcleo atómico y darse la misma circunstancia en una estrella de neutrones, las ecuaciones de estado de ambos tienen que tener ciertos parecidos.

Una manera de saber cómo puede ser la estructura de una estrella de neutrones es fijarse en cómo se distorsionan dos de ellas justo antes de colisionar entre sí. Antes de que se dé ese momento final, las estrellas giran muy rápidamente alrededor del centro de masas común. Esto produce una fuerzas de marea muy intensas que deforman las estrellas de neutrones, haciendo que se aparten de la esfericidad. Esta distorsión de marea afecta a la emisión de ondas gravitacionales, así que analizando estas ondas se puede extraer una valiosa información de la ecuación de estado.

La ecuación de estado determina el radio de la estrella de neutrones y cómo de fácil puede ser distorsionada la esfericidad bajo la fuerzas de marea.

El equipo de Fattoyev usó lo que se sabe gracias a los experimentos de física nuclear para saber las propiedades de neutrones y protones en el núcleo atómico. En concreto los resultados del experimento PREX-II se midió la piel neutrónica del núcleo de plomo 208 obteniendo un valor de 0, 33±0, 17 fm e (un Fermi o femtómetro es 10-15 m), que es bastante gruesa.

Como la estrella de neutrones está hecha fundamentalmente de neutrones, se puede calcular el radio de la misma usando la analogía de la piel de neutrones para un núcleo atómico, pues en ambos caso dependen de un parámetro que es la presión de neutrones, que en el caso nuclear produce la piel de neutrones y en el caso astrofísico una estrella más grande o más pequeña dependiendo de lo fuerte que sea esa presión. Entonces aplicaron las restricciones sobre la deformación por marea (polarización por mareas) para determinar el grosor de la "piel del neutrones" para el caso de la estrella de neutrones, es decir, la parte externa de la estrella de neutrones que se abomba por la marea y deducible de los datos de las ondas gravitacionales. Luego compararon el resultado obtenido en las dos situaciones. Lo fascinante es que esta comparación es entre objetos separados por 19 órdenes de magnitud en tamaño. Ahora mismo ambos valores son compatibles, pero en el futuro se espera una mayor precisión y una posible discrepancia.

Además, en futuros experimentos puede que se logren deducir propiedades elusivas de la materia a las ultra altas densidades que se dan en las estrellas de neutrones. Así, por ejemplo, si el valor del grosor de la piel medido en el laboratorio no es compatible con el valor deducido a partir de las ondas gravitacionales, entonces eso significaría que la materia nuclear se comporta de distinta manera dependiendo de la densidad alcanzada y que entonces sufriría una transición de fase.

El equipo de Annala ha usado una aproximación diferente. Usaron la deformidad por marea para deducir, entre los distintos modelos de estrellas de neutrones, los que más se ajustarían a la realidad de acuerdo a los datos de GW170817. Según los valores de los distintos parámetros, llegaron a un conjunto de 100.000 posibles ecuaciones de estado, lo que les permitió hacer predicciones acerca de las propiedades de las estrellas de neutrones.

Ambos equipos llegan a la misma conclusión en cuanto a la relación entre la masa y el radio de las estrellas de neutrones. El radio máximo sería 13, 76 km o 13, 6 km para una masa de 1, 4 masas solares. Como los dos estudios son totalmente independientes (no se citan el uno al otro) y llegan al mismo resultado por caminos distintos, eso significaría que la conclusión es muy sólida.

Todo esto augura buenos resultados futuros según se tengan más casos de colisión de estrellas de neutrones.

Por otro lado, hay otra noticia relacionada con este asunto de las ondas gravitacionales. Como todos sabemos, este tipo de señales son siempre muy débiles y difíciles de detectar, entre otras cosas porque hay mucho ruido de fondo.

Recientemente, Chris Messenger (University of Glasgow) y sus colaboradores han aplicado técnicas de aprendizaje profundo por redes neuronales a la detección de ondas gravitacionales. Este tipo de sistema de "inteligencia artificial" ha sido empleado con éxito en el procesado de imágenes, para el reconocimiento del habla, para ganar en juegos de mesa como go y en la diagnosis médica entre otras cosas.

Ahora han demostrado que el aprendizaje profundo aplicado a este asunto es tan efectivo a la hora de reconocer ondas gravitacionales como la técnica estándar, pero lo hace más rápido.

Este resultado se une a los dos artículos ya publicados por Daniel George y Eliu Huerta (University of Illinois) y en los que exponen que las redes neuronales podrían ser órdenes magnitud más rápido a la hora de reconocer estos eventos que las técnicas habituales.

Al igual que en otros casos, se trata de que una red neuronal de varias capas consiga reconocer un patrón a base de aprender a partir de un conjunto amplio de casos. Al final operan como una caja negra y nadie sabe exactamente cómo funcionan al detalle por dentro.

La ventaja de este tipo de sistema es que, al ser más rápido, se podría dar la alerta temprana de un evento de colisión y detectar casos muy débiles. Esto es especialmente interesante para el caso de colisión de estrellas de neutrones, pues permitiría apuntar telescopios para la búsqueda de la contrapartida óptica y detectar casos más lejanos.

Copyleft: atribuir con enlace a http://neofronteras.com

Fuentes y referencias:

Artículo original 1.

Artículo original 2.

Artículo original 3.

Ilustración: NASA/Goddard Space Flight Center.


Sobre esta noticia

Autor:
Neofronteras (1289 noticias)
Fuente:
neofronteras.com
Visitas:
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Tipo:
Reportaje
Licencia:
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