PARTÍCULAS ELEMENTALES, MATERIA EXTRAÑA Y ESTRELLAS EXTRAÑAS

Parte III

Dr. Luis P. Neira

Existen numerosas fuentes de emisión periódica de radiación, asociadas a estrellas compactas, que presentan gran interés en astrofísica. Ejemplos representativos de estos eventos lo constituyen los púlsares, los bursters (del inglés burst, estallido) de rayos X y los bursters de rayos gamma. En general se acepta que la emisión de un púlsar se debe a la rotación de una estrella de neutrones que posee un elevado campo magnético. No obstante, en los últimos años, se ha informado que las rápidas variaciones de luminosidad de una joven supernova, interpretadas generalmente como causa de su rotación, podrían explicarse, en forma alternativa, como oscilaciones radiales de objetos compactos. Por otra parte, diversos autores han descrito los bursters como objetos que transforman una fracción de su energía gravitatoria en radiaciones gamma y X, a través de oscilaciones de la superficie de una estrella de neutrones.

A la par de estos modelos de estrellas, basados en el supuesto de materia neutrónica, han surgido otros que postulan la existencia de materia formada por una mezcla de proporciones casi iguales de quarks de sabores u, d, y s (con una fracción necesaria de electrones para que sea eléctricamente neutra): la denominada materia extraña (ver Acrux, Nº 2, 12-15). La estructura de objetos estelares compuestos de materia extraña, llamados estrellas extrañas, han sido investigados por primera vez por Alcock, Farhi y Olinto (1986a) y Haensel, Zdunik y Schaeffer (1986). En dable destacar que las estrellas extrañas son notablemente similares a las estrellas de neutrones en el rango de masas superiores a una masa solar. Uno de los objetos astrofísicos en los cuales la materia extraña podría jugar un rol interesante son las explosiones de supernovas del Tipo II (que involucran estrellas con masa superiores a las 8 masas solares, tales como la conocida SN1987A). La consecuencia observacional sería, pues, un púlsar de materia extraña.

Más recientemente, se asociaron los modelos, ya probados en bursters de rayos X y gamma, con estrellas de materia extraña. En particular, se obtuvieron pulsaciones de la superficie de este tipo de estrellas del orden de la milésima del segundo, lo cual es muy sugerente puesto que hace pocos años se encontraron púlsares de rayos X con un período de 2.5 milisegundos, como el SAX J1808.4-3658.

1. Estructura y propiedades de las estrellas extrañas

Las propiedades termodinámicas de la materia extraña pueden determinarse usando el modelo de la bolsa para el confinamiento de los quarks. En este modelo las interacciones fuertes confinadas están representadas por una densidad de energía (energía por unidad de volumen) del vacío, las cuales mantienen confinados a los quarks y gluones en una región del espacio llamado bolsa. Los quarks y gluones pueden tratarse como un gas ideal de partículas cuánticas (denominado gas de Fermi), confinadas en el interior de un volumen finito. De esta manera puede obtenerse la ecuación de estado de la materia extraña (es decir, la relación de la presión con la densidad de materia o energía de dicha materia). Usando esta ecuación de estado y las ecuaciones que describen un fluido en equilibrio en Relatividad General, denominadas ecuaciones de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, pueden obtenerse un modelo de estrella extraña que describa las propiedades macroscópicas observables de la misma (tales como la masa, el radio, la densidad, etc.). Destaquemos que en los modelos de estrellas extrañas (y también para las estrellas de neutrones) debe aplicarse la Relatividad General de Einstein, que es la teoría correcta de la gravitación y, por lo tanto, la que resulta adecuada para describir estrellas que involucran campos gravitatorios muy intensos. Para campos gravitatorios débiles es suficiente aplicar la hidrostática y la teoría de la gravitación de Newton. Podemos construir una secuencia de modelos eligiendo diferentes presiones en el centro de la estrella (o equivalentemente, diferentes densidades centrales).

En la Fig. 1. se muestra la variación radial de la densidad para tres modelos diferentes de estrellas extrañas. Aquí, podemos señalar una importante diferencia con relación a las estrellas de neutrones: para las estrellas extrañas la variación de densidad con el radio no es muy significativa. En particular, la variación de densidad desde el centro a la superficie, para el modelo astrofísicamente relevante de 1.4 masas solares, es de sólo un factor igual a dos. Esto constituye una situación muy diferente a lo que normalmente se encuentra en las estrellas de materia ordinaria, y resulta de la muy elevada densidad mínima de las estrellas extrañas (en la superficie de las mismas la densidad es de 4x 10¹⁴ g/cm³)

Fig. 1. Curvas de densidad en función del radio para estrellas extrañas de masas:

a) 0.1 masas solares; b) 1.4 masas solares; c) modelo de masa máxima.

En la Fig.2. se muestra la relación masa-radio para estrellas extrañas y para estrellas de neutrones calculadas para una variedad de ecuaciones de estado. La diferencia entre los dos tipos son notables. La masa de la estrella extrañas es, excepto cerca del máximo, una función creciente con el radio. No posee, pues, una masa mínima; por el contrario todos los modelos de estrellas de neutrones tienen claramente una masa mínima. En general el radio de una estrella de neutrones es mayor que el de una estrella extraña de la misma masa, si la masa es menor o igual a una masa solar.

La masa máxima de una estrella extraña estable es de dos masas solares, mientras que la correspondiente para casi todos los modelos de estrellas de neutrones varía entre 1.5 y 1.9 masas solares.

Las diferencias de las propiedades globales de las estrellas extrañas y de las estrellas de neutrones harían suponer la posibilidad de distinguirlas a través de la observación directa. Sin embargo esto no constituiría una prueba ya que todas las estimaciones de las masas de objetos candidatos han arrojado valores del orden de 1.4 masa solares (incluido el famoso radiopúlsar binario PSR 1913+16, para el cual se ha determinado que las masa de los dos objetos constituyentes es de 1.4 masas solares, tanto para el púlsar emisor como para su compañero invisible). Un examen de las masas de otros candidatos revela que las mismas son cercanas a 1.4 masa solares. Del examen de la Fig.2. se concluye que para una masa de esta magnitud, las estructuras generales de las estrellas extrañas y de neutrones son indistinguibles.

Fig.2. Relación masa-radio para estrellas extrañas (curva punteada) y estrellas de neutrones

A continuación describimos algunas propiedades y características de las estrellas extrañas:

1. Las superficies de las estrellas extrañas y de neutrones son muy diferentes. En la superficie de la estrella extraña la densidad cambia abruptamente de cero a 4.10¹⁴ g/cm³. Esto se debe a que el material de la misma está ligado por la interacción fuerte, no por la gravedad. Una consecuencia inmediata es que el límite superior de la luminosidad de esta estrella (el límite de Eddington) no es aplicable. Las estrellas extrañas pueden soportar flujos radiantes salientes que exceden ampliamente el límite de Eddington.

2. Ocasionalmente, los periodos de los púlsares muestran un súbito decrecimiento, los cuales se denominan glitches. Este fenómeno ha sido observado en púlsares jóvenes, tales como el púlsar Crab, y en otros viejos, como el PSR 0355+54. No obstante, el glitch no es un fenómeno universal, ya que algunos púlsares ( p.ej., el denominado de Hulse y Taylor) no han mostrado ningún glitch durante varios años en los cuales han sido observados. Se ha sugerido que los glitches son consecuencia de la dinámica interna de las estrellas compactas. Las estrellas extrañas homogéneas (aquellas que poseen las mismas propiedades en todo punto de su interior) son incapaces de soportar glitches, por lo cual no serían interesantes como púlsares. No obstante, modelos estelares constituidos por un tipo diferente de materia extraña, denominada quark-alfa (sumamente estable), podría explicar el fenómeno de glitch, si se ignora la objeción de Alpar (Alpar, 1987b). Esta objeción puede resumirse así: dado que no se observa cambio en la emisión electromagnética en correlación con el glitch, entonces este fenómeno es una consecuencia de la dinámica interna del púlsar más bien que de su configuración externa. En los púlsares del milisegundo (PMS) no han sido observados glitches, por lo tanto este tipo de púlsar podría ser una estrella extraña homogénea.

3. El descubrimiento (luego desmentido) de la existencia de un púlsar óptico de 0.5 mseg en los restos de SN 1987A incrementó notablemente el estudio teórico de las propiedades rotacionales de las estrellas compactas. De hecho, las estrellas extrañas se constituyeron en una de las pocas candidatas capaces de soportar rotaciones tan altas sin desarmarse, siempre que los pulsos de radiación emitidos fueran inducidos por rotación. No obstante, un gran número de trabajos muestran a través de cálculos exactos que periodos tan cortos como 0.5 mseg no pueden ser logrados aún para modelos de estrellas extrañas homogéneas, si la hipótesis de estabilidad absoluta no es violada.

4. La evolución de las estrellas extrañas es más rápida que la correspondiente a las estrellas de neutrones, de modo que la observación de púlsares con una baja temperatura superficial podría indicar que los mismos poseen núcleos de quarks masivos.     

2. Conversión de estrellas de neutrones en estrellas extrañas

Cuando se encuentran un neutrón y un strangelet estable (gota de materia extraña estable) el neutrón es fácilmente absorbido, mientras que un protón puede coexistir con un strangelet debido a la repulsión electrostática entre ellos. Por lo tanto, si un strangelet estable se dirige a una estrella de neutrones, podría crecer absorbiendo estas partículas y, eventualmente, convertir la mayor parte de la estrella de neutrones en una estrella extraña.

La conversión de una estrella de neutrones en una estrella extraña (si se observara) sería un evento espectacular: un strangelet estable iniciaría el proceso de conversión (sembrado), el cual liberaría una cantidad enorme de radiación. La única región de la estrella de neutrones que podría sobrevivir al proceso de conversión es la capa exterior de la misma. Las fuerzas electrostáticas entre la materia extraña y los iones de la capa exterior permiten soportar toda la capa de la estrella situada encima del interior de materia extraña.

Hasta el presente se han sugerido diferentes mecanismos de sembrado. Ellos pueden dividirse en dos categorías: mecanismos primarios, en los cuales la semilla se forma en el interior de la estrella de neutrones; mecanismos secundarios, en los cuales la semilla viene del medio interestelar.

2.1. Procesos primarios: La formación de strangelets es mucho más probable en una estrella de neutrones que en núcleos de materia ordinaria. La presión central en una estrella de neutrones puede ser suficiente para que ocurra una transición de fase de materia neutrónica a materia de quarks de dos sabores. Esta última puede entonces decaer fácilmente en materia extraña a través de la interacción débil. Otro posible mecanismo de formación de una semilla de materia extraña es por aglomeración de partículas L . A muy altas densidades, las partículas L comienzan a aparecer. Los strangelets pueden entonces formarse por la aglomeración de al menos cien partículas L .

La materia extraña también puede ser formada a través de la combustión de neutrones en strangelets. Este mecanismo permitiría generar la suficiente energía como para producir la explosión en las supernovas de TipoII.

Finalmente, una vía más artificial para generar strangelets sería un destello de neutrinos. Aquí, un neutrino de ultra elevada energía, proveniente de los rayos cósmicos, penetra en una estrella de neutrones y choca con un quark, transfiriendo casi toda su energía en un pequeño volumen. Esto forma un plasma de quarks y gluones, que posee pares s . Si predominan los quarks s a través de un mecanismo de separación eficiente y el enfriamiento es bastante rápido, podrían crearse strangelets.

2.2. Procesos secundarios: Si cualquiera de los procesos primarios anteriores permiten convertir algunas estrellas de neutrones en estrellas extrañas, entonces es probable que todas las estrellas de neutrones jóvenes son estrellas extrañas. Esta aseveración está basada en estimaciones recientes (Friedman y Caldwell, 1991) de la abundancia de strangelets en el medio interestelar, debida a la coalescencia (unión de dos o más volúmenes de fluido para formar un volumen de fluido mayor) de sistemas binarios de estrellas extrañas o de una estrella extraña con un agujero negro.

Si las estrellas extrañas existen, las mismas deberían hallarse en los sistemas binarios. Estos sistemas podrían eventualmente unirse con violencia y, en el proceso, alguna fracción poco densa de la estrella extraña sería eyectada en el medio interestelar. Si el trozo de materia extraña eyectado permanece ligado al sistema binario, el mismo orbitaría el sistema y chocaría con algún otro trozo de tiempo en tiempo. La colisión de estos satélites de materia extraña produciría su ruptura, disgregándolos en pequeños trozos (lumps). De estos lumps, algunos permanecerían en la galaxia de origen, confinados por el campo magnético galáctico, y constituirían parte del medio interestelar.

2.3. El proceso de conversión: Si suponemos que el sembrado de materia extraña ha ocurrido en el interior de una estrella de neutrones, podemos estudiar la consecuente conversión del resto de la estrella. El proceso de conversión consiste en un frente de materia extraña que avanza en el interior de la estrella de neutrones. Durante este proceso una fracción de los quarks d se convierten en quarks s. Un modelo simple permite calcular la velocidad de conversión en 15 m/s; entonces, una estrella de neutrones de 10 Km de radio se convierte en una estrella extraña en alrededor de un minuto. Modelos más elaborados llevan la escala de tiempo de uno a diez minutos.

La conversión de una estrella de neutrones en una estrella extraña sucede con mayor probabilidad poco tiempo después del nacimiento de la primer estrella. Las condiciones para el sembrado de una estrella extraña son mejores en este estadio y la progenitora podría ya tener alguna contaminación por strangelets.

Si una estrella de neutrones sufre el proceso de conversión, el mismo puede observarse como un rápido burst (de corto periodo) de neutrinos acompañado de un burst de rayos gamma.

Nos quedaría pendiente la descripción de los púlsares de materia extraña y otros temas interesantes sobre estrellas extrañas. En algún próximo artículo, ha escribirse en esta revista, no sería extraño que ahondemos sobre el particular.