¿Cuál es el radio de una estrella de Neutrones?

Título: Stringent constraints on neutron-star radii from multimessenger observations and nuclear theory
Autores: C.D. Capano, I. Tews, S. M. Brown, et. al.
Institución del primer autor: Albert-Einstein-Institut, Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik, Hannover, Germany
arXiv: arXiv:1908.10352 [astro-ph.HE]
Estado de la publicación: Publicado en Nature Astronomy

Por varias décadas, la estructura del interior de las estrellas se ha estudiado teóricamente a través cuatro ecuaciones diferenciales que describen las condiciones de su equilibrio interno. Estas expresiones matemáticas describen la (i) distribución de masa, (ii) presión gaseosa, y la (iii) producción y (iv) transporte de energía. Sin embargo, además de estas cuatro ecuaciones, se requiere, para completar la descripción física de la estrella. Esta ecuación es conocida como la ecuación de estado, la cual relaciona las variables termodinámicas (como la presión y la densidad, por ejemplo). Cada ecuación de estado describirá diferentes tipos de estrellas.

Las estrellas de neutrones son, junto a los agujeros negros, las fuentes de campo gravitacional más fuertes conocidas, con potenciales gravitacionales típicos que son cinco órdenes de magnitud más grandes que el del Sol. Este tipo de estrellas resultan exóticas porque los valores esperados de sus masas y radios, medidos e inferidos típicamente alrededor de 1.4 veces la masa del Sol y entre 10 y 14 km, respectivamente, dan como resultado densidades muy por encima de las densidades alcanzadas en laboratorios y por la mayoría de los objetos astrofísicos de nuestro Universo. Esto hace que no conozcamos todavía qué ecuación de estado que las describe y por eso las estrellas de neutrones son excelentes laboratorios para estudiar tanto la materia como la gravedad en situaciones fuera del alcance de experimentos terrestres y del Sistema Solar. 

La incertidumbre actual en la comunidad científica sobre la ecuación de estado, se traduce directamente a una gran variabilidad en las propiedades observables de las estrellas de neutrones. Cada ecuación de estado se plantea bajo diferentes mecanismos físicos y produce una relación única entre la masa y el radio de la estrella (ver Figura 1). De esta manera, si se mide independiente, el radio y la masa de una estrella de neutrones se puede restringir la física nuclear que las describe. Por ejemplo, si fijamos la masa de una estrella de neutrones a 1.4 veces la masa del Sol, ¿cuál sería su radio? ¡Astronomía multimensajero al rescate!

Las ondas gravitacionales, la radiación electromagnética y los neutrinos producidos en los procesos físicos relacionados con las estrellas de neutrones transportan información acerca de la misteriosa materia densa de sus núcleos. La investigación, liderada por Capano, proporciona las restricciones más estrictas hasta la fecha de los radios de estrellas de neutrones al combinar las observaciones multimensajero de la fusión binaria de la estrella de neutrones GW170817 y el mejor conocimiento actual de las incertidumbres asociadas con la ecuación del estado de la materia densa.

El equipo de investigadores e investigadoras construyeron modelos para las interacciones nucleares, a través de simetrías de la teoría fundamental para las interacciones fuertes. El modelo utilizado se conoce como teorías de campo efectivas nucleares y se considera que es lo suficientemente general como para capturar condiciones físicas no medidas en laboratorios. A estos modelos luego se les impusieron restricciones de (i) los experimentos nucleares actuales, observaciones de las ondas (ii) gravitacionales observadas por colaboración LIGO-Virgo, del evento GW170817, y (iii) electromagnéticas asociadas a ese evento de la kilonova y las explosiones de rayos gamma.  Para inferir cuáles ecuaciones de estado eran más consistentes con las observaciones, utilizaron métodos bayesianos y cadenas de Markov Monte Carlo (MCMC) para hacer un muestro sobre las variables estudiadas.

Los investigadores encuentran que el radio de una estrella de neutrones de 1.4 masas solares es de R = 11.0(+0.9)(−0.6)km (el intervalo es del 90% de credibilidad). Este resultado permite establecer los límites más estrictos hasta la fecha para la presión de la materia a gran densidad donde los cálculos teóricos siguen siendo altamente inciertos.