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Esto es lo que obtienes cuando lanzas una estrella muerta contra otra

Comprender el origen de los elementos en el universo es una búsqueda muy retante. Existe una miríada de fenómenos responsables de la creación y aniquilación de núcleos. Los elementos más ligeros se forjaron en los primeros minutos del universo y constituyen el 98% de la materia en el cosmos; los átomos más pesados dependen de la curiosidad y el ingenio de los científicos para hacerse y existir por menos de segundos. Aquí veremos algo en el medio, la nucleosíntesis de elementos como oro y lantánidos.

Un poco sobre la captura de neutrones

El origen cósmico de elementos más pesados que el hierro ha sido durante mucho tiempo un misterio. Los mecanismos como la fusión en el núcleo interno de una estrella o incluso las supernovas no explican la abundancia de estos elementos. Se fabrican principalmente en entornos extremos que tienen una alta densidad de neutrones libres (más de 102o neutrones / cm3). Los neutrones libres terminan bombardeando núcleos de semillas en un proceso llamado captura rápida de neutrones (proceso r), creando raros isótopos inestables que posteriormente se descomponen en una especie pesada estable (Figura 1).

Figura 1: Tabla de nucleidos que muestran isótopos estables en negro, y en violeta los núcleos generados por el proceso r, antes de que β se descomponga en isótopos estables (Crédito)

El contexto cósmico

Nada mejor para proporcionar entornos tan ricos en neutrones que la colisión de dos estrellas de neutrones. Las estrellas de neutrones son una de las etapas finales que una estrella regular puede alcanzar luego de quedarse sin combustible. Cuando la masa inicial de la estrella está por debajo de ~ 10 masas solares explota en un diamante del tamaño de la Tierra, llamado enana blanca; cuando es más grande que ~ 30 masas solares finalmente se convierte en un agujero negro. Pero está en el medio que las cosas realmente se ponen interesantes: la muerte de la estrella con una masa inicial de entre 10 y 30 masas solares deja una estrella de neutrones. Estos objetos exóticos tienen una masa de casi dos soles en un radio de 10 km. ¡Una cucharada de estrella de neutrones pesa lo mismo que el Monte Everest! Las estrellas de neutrones se sustentan por la presión de degeneración de sus neutrones según el principio de exclusión de Pauli y tienen campos magnéticos que pueden ser hasta un billón de veces el de la Tierra. La naturaleza no se pone más rara que eso.
Los sistemas con dos de estos objetos orbitando unos a otros comienzan a perder energía en forma de ondas gravitacionales y finalmente chocan en una explosión mil veces más brillante que una nova, de ahí el nombre ‘kilonova‘. La masa expulsada está constituida por protones libres y neutrones (con alrededor de 100 neutrones por cada protón). Cuando se expande y se enfría, los nucleones se combinarán, formando partículas α que se fusionarán en otros núcleos ligeros, comenzando la captura de neutrones previamente discutida. Los isótopos inestables β se descomponen crean un brillo radiactivo que lleva la firma de los elementos finalmente creados.

Todo esto era solo otra fantasía teórica, pero ya no. En agosto de 2017, el Interferómetro láser de onda gravitacional Observatorio (LIGO) y el interferómetro Virgo midieron dicho evento. Brevemente después, la mayoría de nuestros telescopios miraban hacia el mismo punto, comenzando un nuevo tipo de astronomía llamada astronomía de mensajeros múltiples.

Que es nuevo

Figura 2: Simulación de una cola de marea creada por una colisión de una estrella de neutrones con un agujero negro. (Rosswoger et al., 2004. Dinámica de acreción en binarios de estrellas de neutrones negros).

Los autores del artículo de hoy exploraron modelos motivados por simulaciones general-relativistas de fusiones (Figura 3), identificando dos mecanismos de eyección de masa (con la masa expulsada que suma un décimo de la masa del Sol). El primer mecanismo sería una cola de marea (Figura 2), generada por la espaguetificación (sí, esta es una palabra) de las estrellas cuando caen una dentro de la otra. Las colas forman un toro muy rico en neutrones donde se crean los elementos más pesados ​​(58 ≤ Z ≤ 90). Luego, los dos objetos se golpean entre sí a una décima de la velocidad de la luz, exprimiendo la materia por los polos, creando una región menos rica en neutrones en la que se fabrican los elementos menos pesados ​​(28 ≤ Z ≤ 58). El segundo mecanismo de eyecciones ocurre unos segundos después de la colisión: a medida que la materia entra en el disco de acreción, los vientos de la estrella remanente lo expulsan. El tipo de elementos forjados en este momento depende de qué tipo de objeto es el remanente: si una estrella de neutrones, los neutrinos en el viento harán que los neutrones se descompongan, produciendo un ambiente menos rico en neutrones (escenario a), pero si es un agujero negro, la tasa de neutrones permanece (escenario b).

Figura 3: Ilustración esquemática de los componentes de la materia expulsada de las fusiones de estrellas de neutrones. Las regiones rojas representan las áreas más ricas en neutrones y las azules representan las menos ricas en neutrones.

Los autores también modelaron cómo deberían aparecer las curvas de luz y los espectros (Figura 4) dependiendo de la composición del material. Cuando los elementos más pesados se producen en el evento (líneas verde y roja) el resultado es oscuro, pero más largo, transitorio debido a la opacidad de este tipo de elemento. Cuando los elementos producidos son menos pesados, la curva de luz se vuelve más brillante, pero más breve. Comparando las simulaciones con los datos, los autores concluyeron que la fusión produjo dos componentes espacialmente distintos de eyección (como lo sugiere la Figura 3), uno que corresponde a elementos ligeros de proceso r y el otro a elementos pesados del proceso r. También concluyeron que la curva de luz observada era compatible con el escenario b de la figura anterior, lo que implica que el remanente debe ser un agujero negro.

Figura 4: Espectros del modelo Kilonova y curvas de luz.

Este fue solo el primer evento medido, y las futuras observaciones kilonova pueden exhibir diversidad. Por ejemplo, si las masas estelares varían de este incidente inicial, el remanente puede cambiar, dejando una estrella de neutrones muy masiva en lugar de un aburrido agujero negro. Este tipo de fenómeno astronómico promete muchas respuestas a viejas preguntas cósmicas, más allá de la los que ya respondió.

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