Cuando las estrellas muertas chocan

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Antes de que nacieran las primeras estrellas, el Universo era una extensión de una oscuridad sin rasgos, sin luz ni vida. La primera generación de estrellas en destruir esta franja de oscuridad, con sus fieros fuegos estelares, no eran como las estrellas que vemos hoy, porque no nacieron de la misma manera. Las primeras estrellas fueron gigantes, que se formaron directamente a partir de los gases atómicos más ligeros, en su mayoría hidrógeno, con una cantidad más pequeña de helio, ambas formadas en la bola de fuego que se expandió violentamente en el misterioso Big Bang del Universo hace casi 14 mil millones de años. Las primeras estrellas son responsables de cambiar el Universo de lo que era entonces a lo que es ahora. Esto se debe a que crearon, en sus corazones de fusión nuclear, todos los elementos atómicos más pesados ​​que el helio, por lo que “contaminan” el cosmos con los elementos atómicos que hicieron posible planetas, lunas y personas. En junio de 2018, los científicos del Instituto de Tecnología de California (Caltech) en Pasadena, anunciaron que encontraron, por primera vez, que los dúos en colisión y fusión de estrellas de neutrones denut son responsables de crear los elementos atómicos más pesados ​​presentes en las pequeñas enanas. Galaxias , arrojando nueva luz sobre otro misterio del nacimiento de estrellas.

Los astrónomos denominan “metales” a los elementos atómicos pesados, como el oro y la plata, que tienen una importancia crítica para la formación de los planetas, así como para el surgimiento de la vida misma. Al observar estas galaxias enanas relativamente pequeñas, los científicos esperan aprender más sobre las fuentes primarias de “metales” para el universo.

El origen de la mayoría de los elementos atómicos más pesados ​​enumerados en la Tabla periódica familiar , incluido el 95% de todo el oro presente en la Tierra, ha sido objeto de debate entre los astrónomos durante décadas. Sin embargo, ahora se entiende que los “metales” pesados ​​se crean cuando los núcleos de los átomos dentro de las estrellas atrapan partículas elementales llamadas neutrones. En el caso de la mayoría de las estrellas de edad avanzada, incluidas las que habitan las galaxias enanas observadas en este estudio, el proceso sucede muy rápidamente y, como resultado, se lo denomina proceso r , donde r significa “rápido”.

Actualmente hay dos sitios potenciales propuestos donde se supone que el proceso r se llevará a cabo. El primer sitio posible es una forma rara de supernova llamada supernova magnetorrotacional, que es un tipo de explosión estelar que puede crear grandes campos magnéticos. El segundo sitio propuesto involucra dos estrellas de neutrones que chocan y luego se combinan. En agosto de 2017, el Observatorio de Interfatometría de Ondas Gravitacionales (LIGO ) financiado por la National Science Foundation (NSF) , junto con otros telescopios terrestres, descubrió tal colisión de estrellas de neutrones que estaba en medio de la creación de un tesoro compuesto por el Elementos atómicos más pesados. Sin embargo, observar solo un evento no es suficiente para decir a los astrónomos dónde se crean la mayoría de estos “metales” pesados ​​dentro de las galaxias.

Generaciones Estelares

Los astrónomos clasifican las estrellas como Población I (rica en metales) o Población II (pobre en metales). Sin embargo, incluso las estrellas más pobres en metales que pertenecen a la Población II contienen pequeñas cantidades de metales. Esto significa que estas estrellas antiguas pobres en metal están compuestas de algo más que el gas prístino de hidrógeno y helio que se produjo en el Big Bang (Big Bang Nucleosynthesis) . Por esta razón, tenía que existir una población anterior de estrellas para fabricar estos metales pesados .

Por lo tanto, los astrónomos se vieron obligados a sugerir la existencia de una tercera población estelar: las estrellas muy antiguas de la Población III que estaban compuestas enteramente por el antiguo gas primordial que se había producido en el Big Bang. La nucleosíntesis del Big Bang produjo solo hidrógeno, helio y trazas de litio o berilio. Las primeras estrellas produjeron el primer lote de metales que “contaminó” a las generaciones más jóvenes de estrellas. Las estrellas de la Población III sirvieron como la fuente de la pequeña cantidad de metales observados en las estrellas de Población II pobres en metales .

Cuanto más masiva es la estrella, más corta es la vida que quema el hidrógeno. Las estrellas masivas queman su suministro necesario de combustible de hidrógeno con fusión nuclear en sus núcleos mucho más rápidamente que las estrellas más pequeñas, por lo que fabrican elementos atmosféricos cada vez más pesados ​​y pesados ​​a partir de los más ligeros. El final llega cuando la estrella masiva finalmente ha logrado fusionar un núcleo de hierro que no puede usarse como combustible. En esta terrible gran final de la “vida” de una estrella masiva, colapsa y luego se convierte en una explosión de supernova fatal. En contraste, las estrellas relativamente pequeñas como nuestro Sol, que es una estrella de la Población I rica en metales, queman felizmente su combustible de hidrógeno durante unos 10 mil millones de años. Las estrellas más masivas, sin embargo, “viven” para los simples millones, a diferencia de miles de millones, de años y no mueren silenciosamente. Cuando pequeñas estrellas como nuestro Sol alcanzan el final del camino estelar, primero se convierten en estrellas gigantes rojas hinchadas que históricamente hinchan sus capas gaseosas externas. El núcleo de reliquia de una pequeña estrella parecida al Sol se convierte en un temible cadáver estelar muerto, llamado enana blanca , que está rodeado por un hermoso y multicolor vellón centelleante de lo que una vez fue el gas exterior de la estrella progenitora muerta.

Por lo tanto, las estrellas masivas, como las estrellas de la Población III , así como las generaciones más jóvenes de estrellas masivas, no mueren en paz. Salen con una explosión. Cuando una estrella masiva muere, explota como una supernova, una brillante explosión fatal que hace que la antigua estrella deje atrás una reliquia de neutrones o un agujero negro de masa estelar. La supernova del colapso del núcleo (Tipo II) estalla en el espacio como un regalo de despedida al Universo: es un lote de metales recién forjado. Estos metales serán absolutamente incorporados en las estrellas de Poblaciones I y II , con todas sus hermosas posibilidades de sustento de vida. Estamos aquí porque las estrellas están aquí.

Quemadura Estelar

Las estrellas de neutrones son los objetos estelares más pequeños y más densos conocidos. Por lo general, una estrella de neutrones lucirá un radio de aproximadamente 6.2 millas y una masa que varía entre 1.4 y 3 veces la de nuestro Sol. Son el producto final de una supernova que ha comprimido el núcleo de la estrella progenitora masiva a la densidad de un núcleo atómico. Una vez nacidas, las estrellas de neutrones ya no pueden generar calor, y se enfrían con el paso del tiempo, pero aún es posible que evolucionen aún más como resultado de colisiones o acreción.

La mayoría de los modelos indican que las estrellas de neutrones están compuestas casi totalmente por neutrones , que son partículas subatómicas sin carga eléctrica neta y con una masa ligeramente mayor que los protones. Los protones y los neutrones forman los núcleos de los átomos. Los electrones y protones presentes en la materia atómica normal se combinan para crear neutrones en las condiciones de las estrellas de neutrones.

Las estrellas de neutrones que se han observado son extremadamente calientes, con una temperatura superficial de aproximadamente 600,000 grados Kelvin. Son tan increíblemente débiles que una cucharadita llena de cosas de estrellas de neutrones tendría una masa de unos 3 mil millones de toneladas. Sus campos magnéticos son entre 100 y 1 billón de veces más potentes que los de nuestro planeta. El campo gravitatorio en la superficie de una estrella de neutrones es aproximadamente 200 billones de veces el de la Tierra.

A medida que el núcleo de la estrella progenitora masiva colapsa, su velocidad de rotación aumenta debido a la conservación del momento angular. Como resultado, las estrellas de neutrones recién nacidas giran hasta varios cientos de veces por segundo. Algunas estrellas de neutrones emiten haces regulares de radiación electromagnética que los hacen detectables como púlsares. De hecho, estos haces emitidos son tan extremadamente regulares que se comparan con frecuencia con faros faro en la Tierra. El descubrimiento en 1967 de los púlsares por la Dra. Jocelyn Bell Burnell proporcionó la primera evidencia de observación de que las estrellas de neutrones realmente existen en la naturaleza.

Los astrónomos creen que hay aproximadamente 100 millones de estrellas de neutrones que habitan nuestra Galaxia Vía Láctea. Este número ha sido obtenido por científicos que calculan el número de estrellas que se han convertido en supernova en nuestra galaxia. Sin embargo, a pesar de que las estrellas de neutrones que se han observado hasta ahora están muy calientes, la mayoría de las estrellas de neutrones son viejas, frías y difíciles de encontrar, a menos que estén en su etapa de púlsares neonatales o sean miembros de un sistema binario de cuento de animales. Las estrellas de neutrones de rotación perezosa y no acrecentantes son casi indetectables. Sin embargo, gracias al exitoso Telescopio Espacial Hubble, algunas estrellas de neutrones que aparentemente emiten solo radiación térmica han sido descubiertas. Las estrellas de neutrones en los sistemas binarios pueden experimentar acreción, lo que hace que el sistema brille en rayos X mientras el material cae sobre la estrella de neutrones , formando puntos de acceso que rotan dentro y fuera de la vista en los sistemas de pulsos de rayos X identificados . Tal acreción puede “rejuvenecer” los púlsares más antiguos y potencialmente hacer que adquieran más masa y girar a velocidades de rotación extremadamente rápidas, formando lo que se denominan púlsares de milisegundos . Estos binarios continuarán evolucionando, y las estrellas compañeras también pueden convertirse en reliquias estelares compactas, como las enanas blancas y las estrellas de neutrones en sí mismas, aunque algunas otras posibilidades incluyen la destrucción total del compañero afortunado mediante la fusión o la ablación. La fusión de las estrellas de neutrones binarias puede ser la fuente de lo que se denominan estallidos de rayos gamma de corta duración , las fuentes fuertes de ondulaciones en el espacio-tiempo denominadas ondas gravitacionales. En 2017, se realizó una detección tan directa de las ondas gravitacionales a partir de este tipo de evento, y las ondas gravitacionales también se vieron indirectamente en un sistema donde un dúo de estrellas de neutrones se orbitan entre sí.

Cuando las estrellas quemadas chocan

El equipo de astrónomos de Caltech estudió varias galaxias enanas para observar la producción de elementos atómicos en todas las galaxias. Para este propósito, los investigadores utilizaron el Observatorio WM Keck en Maunakea, Hawai. Nuestra propia Vía Láctea, aunque bastante grande, generalmente se considera que tiene un tamaño medio, al menos en lo que respecta a las galaxias. Sin embargo, estas galaxias enanas relativamente diminutas, que están en órbita alrededor de nuestra Vía Láctea, contienen una cantidad de 100.000 enigmáticas masas en estrellas que nuestra Galaxia. Los astrónomos estaban a la caza cuando se hicieron los metales más pesados en las pequeñas galaxias. Esto se debe a que las supernovas m agnetorotational tienden a ocurrir en el antiguo universo, mientras que los ratones estrella de neutrones que ocurrió después en la historia del universo.

Los resultados del estudio Caltech, presentados para su publicación en The Astrophysical Journal , se presentaron en la reunión número 232 de la American Astronomical Society (AAS) celebrada en junio de 2018 en Denver, Colorado. El estudio de los astrónomos de Caltech proporciona evidencia de que las principales fuentes del proceso r en galaxias enanas se producen a lo largo del paso de una escala de tiempo confiable y larga. Esto significa que los elementos atómicos pesados ​​se fabricaron más tarde en la historia de la producción de elementos en galaxias. Al medir la proporción de elementos en estrellas de diferentes edades, los científicos pudieron decir cuándo se crearon estos elementos en nuestra Vía Láctea.

“Este estudio se basa en el concepto de arqueología galáctica, que utiliza los elementos presentes en las estrellas hoy en día para ‘desenterrar’ la evidencia de la historia de la producción de elementos en las galaxias. Es capaz de decir cuándo se crearon estos elementos en la galaxia”, dijo el Dr. Evan Kirby explicó a la prensa el 5 de junio de 2018. El Dr. Kirby es profesor asistente de astronomía en Caltech.

Los astrónomos estudian con frecuencia enana galaxie s como un método para aprender acerca de las galaxias en general. Debido a que estas galaxias son relativamente pequeñas, poseen historias menos complicadas que son más fáciles de leer que las de sus parientes galácticos más grandes.

Gina Duggan, una estudiante graduada de Caltech y autora principal de la nueva investigación, comentó que “A diferencia de la Vía Láctea, que atrajo a las estrellas de otras galaxias a lo largo de su historia, estas galaxias enanas se aislaron cuando nacieron sus estrellas, lo que permitió que la arqueología galáctica quedara claramente identificada. rastrear la acumulación de elementos de r-process a lo largo del tiempo. Esto proporciona una pista importante para la escala de tiempo de la fuente dominante de la producción de r-process en todo el Universo por primera vez “.

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