Estrellas negras, estrellas de las profundidades de las edades

El Sol y todas las demás estrellas visibles consisten en los restos de gas y polvo de varias generaciones de estrellas. Los astrofísicos están comenzando a comprender los mecanismos en funcionamiento en la evolución de estas estrellas. Pero por falta de información, la primera generación de estrellas sigue siendo poco conocida. ¿Cómo era ella? ? ¿Cómo entrenó ella? ? ¿Se basó en los mismos principios físicos que las estrellas actuales? ?

Las primeras estrellas nunca se han observado. Sin embargo, algunos modelos los describen como mucho más masivos y brillantes que las estrellas actuales. Además, su fuente de energía podría haber sido muy diferente. Las estrellas convencionales están formadas solo por materia ordinaria y su energía proviene de la fusión de núcleos atómicos. Por otro lado, la vida de las primeras estrellas habría estado íntimamente vinculada no solo a la materia ordinaria, sino también a la materia oscura. Este componente del Universo, cuya naturaleza sigue siendo desconocida hoy en día, probablemente tuvo un papel activo en el nacimiento de las primeras estrellas. Ha permitido, a través de efectos gravitacionales, acumular cantidades gigantescas de gas para formar las estrellas (ver Figura 1) . Pero, más sorprendentemente, la materia oscura habría servido como fuente de energía para estas estrellas primordiales, que pueden describirse como estrellas negras.

La primera generación de estrellas habría experimentado una evolución estelar atípica y muy diferente de la de las estrellas actuales. Comprender cómo funcionan las estrellas negras complementaría la visión que los astrofísicos han tenido de la vida estelar desde su primera generación.

El modelo que propusimos en 2007 y que describimos aquí refleja la evolución de las estrellas negras: cómo nacieron, cómo se volvieron brillantes gracias a la aniquilación de la materia oscura y cómo murieron. Este trabajo queda por confirmar mediante observaciones. Esta tarea es compleja debido a la distancia temporal de las estrellas negras: desaparecieron hace 13 mil millones de años y la luz que nos llega hoy es muy atenuada, casi indetectable.

Además, la materia oscura es un enigma adicional. Las partículas que lo componen quedan por identificar. Sin embargo, como veremos más adelante, las características generales de la materia oscura permiten concebir toda la evolución de estas estrellas, desde su formación hasta su fin. Finalmente, estos modelos de estrellas negras sugieren algunas esperanzas de observar el rastro gracias a una futura generación de telescopios espaciales.

El final de la edad oscura

La primera generación de estrellas se formó cuando el Universo tenía entre 50 y 500 millones de años. Su nacimiento puso fin a lo que se llama la «edad oscura», que sucedió a un fenómeno crucial para la cosmología moderna, la «recombinancia». Bajo el modelo Big Bang (ver Figura 2) , el Universo se está expandiendo y su temperatura está disminuyendo constantemente. Pasó por diferentes fases. Alrededor de los 375,000 años de edad, se había enfriado lo suficiente, a alrededor de 3,000 grados (en Kelvin), para que los electrones y núcleos pudieran asociarse y formar un gas eléctricamente neutro de hidrógeno y átomos de helio: es la recombinación. La luz, que interactuaba fuertemente con el plasma cargado, pudo escapar y extenderse en el espacio hasta hoy, casi 13.800 millones de años después. Esta radiación, conocida como el fondo cósmico de microondas, es una gran cantidad de información sobre la estructura del Universo, su geometría y su composición, en particular las proporciones de materia ordinaria y materia oscura. Los cosmólogos están estudiando esta radiación hoy gracias a sondas espaciales como WMAP, lanzadas en 2001 por la Agencia Espacial Americana, o Planck, puestas en órbita en 2005 por la Agencia Espacial Europea.

Con la recombinación, el Universo, lleno de gas frío y sin fuente de luz, entró en la edad oscura. Un observador de este período no habría visto luz en el espectro visible y se habría sumergido en la oscuridad. Este período terminó cuando se encendieron las primeras estrellas, entre 50 y 500 millones de años después del nacimiento del Universo. La condensación del gas primordial de hidrógeno y helio en las nubes protostelares condujo a la aparición de los primeros objetos luminosos, cuya emisión intensa en el ion ultravioleta ionizó los átomos del medio intergaláctico. Las mediciones de la sonda WMAP indican que esta reionización terminó alrededor de 480 millones de años.

Las primeras estrellas, también calificadas como población III (se distinguen de las estrellas actuales de la población II, pobres en metales, y las estrellas de la población I, ricas en metales porque son más recientes), tuvieron que aparecer relativamente temprano durante el edad oscura para causar reionización.

En general, las estrellas se forman por colapso gravitacional de las nubes de gas. Pero el proceso es demasiado lento para que el gas se condense solo y eficientemente antes de la ionización. La solución fue suponer que el Universo estaba albergando otro componente que probablemente ayudaría a la materia al aglomerado. Es un tipo diferente de material capaz de constituir áreas densas, en forma de mini-halos, incluso antes de la recombinación, y sujeto a sus propios efectos gravitacionales. Estos mini-halos habrían crecido y posteriormente formado trampas para la materia ordinaria, donde habrían aparecido los primeros objetos estelares.

Materia oscura esencial

La materia oscura es la clave del mecanismo de colapso de las nubes de gas. Según las observaciones de la sonda WMAP, la materia ordinaria representaba solo el 15 por ciento de la composición del Universo durante la edad oscura. El resto era en forma de materia oscura.

Este tipo de material fue imaginado en 1933 por el astrónomo suizo Fritz Zwicky durante su trabajo en el grupo Coma. Distante de alrededor de 150 millones de años luz, el cúmulo Coma contiene miles de grandes galaxias de tamaño comparable a la Vía Láctea. Zwicky midió las velocidades de las galaxias dentro del cúmulo y dedujo la fuerza gravitacional, por lo tanto, la masa total del cúmulo, en el origen de esta dinámica.

El resultado de su cálculo fue 200 veces mayor de lo que suponía el inventario de los contenidos en términos del clúster a partir de su brillo. Como un iceberg gigantesco, el cúmulo de Coma reveló solo una pequeña fracción de su masa, siendo lo principal oscuro. Desde 1933, numerosas observaciones han revelado la presencia de materia oscura en todas las escalas, tanto dentro de las galaxias como en el Universo en su conjunto.

La materia oscura consiste en partículas de naturaleza desconocida. Sin embargo, los físicos y cosmólogos han delineado sus propiedades: estas partículas son eléctricamente neutrales, interactúan poco con la materia ordinaria y se han producido en abundancia en el Universo primordial.

A diferencia del gas bariónico (constituyentes de materia ordinaria como protones y neutrones), la materia oscura formó estructuras desde los primeros momentos del Universo. Esta diferencia en el comportamiento proviene de la interacción de bariones con fotones de alta energía en plasma primordial. Los fotones mantuvieron una distribución homogénea de los bariones y evitaron la formación de regiones más densas que otras. Las partículas de materia oscura no experimentan tal interacción, pero, siendo sensibles a la interacción gravitacional, han formado pequeños «halos» con una masa equivalente a la de la Tierra.

Estas estructuras se fusionaron para convertirse en halos un millón de veces más masivos que el Sol. Durante la edad oscura, estos halos constituyeron áreas de fuerte campo gravitacional que atraparon y acumularon grandes cantidades de materia bariónica. El gas, en particular el hidrógeno molecular que se enfría rápidamente y permite la condensación del gas, cayó en el centro de los halos y formó las estrellas de la población III, cuya masa alcanzó cien masas solares.

En el esquema clásico de estrellas primordiales, la fuente de energía estelar proviene esencialmente de las reacciones termonucleares de la «cadena protón-protón», una cadena de reacciones que comienza solo por la fusión del hidrógeno. Las estrellas primordiales tenían un corazón nuclear más cálido que el de las estrellas actuales y brillaban con un brillo más de un millón de veces mayor que el del Sol. Como su temperatura superficial era del orden de 100,000 grados, emitieron una intensa radiación ultravioleta que reionizó el gas circundante, destruyó el hidrógeno molecular y bloqueó toda condensación posterior.

Aniquilación de neutrinos

La materia oscura ha sido considerada durante mucho tiempo un actor secundario en la génesis de las estrellas primordiales. Su único papel era haber suministrado, durante la edad oscura, sitios donde el gas estelar se había condensado. Esta visión cambió radicalmente en 2007, cuando nos dimos cuenta de que la materia oscura puede haber servido como fuente de calor para algunas de las estrellas de la población III.

Para comprender este escenario, uno debe estar interesado en una partícula que aparece naturalmente en las extensiones teóricas del modelo estándar de física de partículas: neutralino (ver recuadro arriba) . Esta partícula tiene todas las propiedades requeridas para constituir materia oscura: interactúa débilmente con la materia ordinaria y se produciría en cantidades suficientes para reproducir los efectos cosmológicos de la materia oscura.

Otra propiedad del neutralino es ser su propia antipartícula. Entonces, cuando dos neutrinos se encuentran, pueden aniquilarse produciendo partículas comunes, como fotones. La probabilidad de aniquilación es mayor en regiones ricas en neutrinos, donde las colisiones son más numerosas. En el corazón de las estrellas de la población III, la aniquilación de la materia oscura puede haber servido como fuente de energía y calor. Hemos estudiado el fenómeno de la aniquilación de neutrinos en las estrellas primordiales y hemos demostrado que la evolución de estas estrellas difiere del escenario clásico.

La idea de que la materia oscura tuvo efectos sobre la evolución de las estrellas se remonta a 1978. Gary Steigman y sus colegas en los Estados Unidos han demostrado que si los neutrinos están presentes en grandes cantidades en el centro de una estrella, pueden transportar el calor desde el corazón hasta la periferia de la estrella. En 1985, Bill Press y David Spergel usaron este modelo para explicar el problema de los neutrinos solares. Estas partículas habían sido imaginadas por el físico austriaco Wolfgang Pauli en 1930 para garantizar la conservación de la energía en la radioactividad beta. Su existencia fue confirmada en 1956. En la década de 1960, el estadounidense Raymond Davis midió el flujo de neutrinos del Sol. El resultado fue tres veces menor que el esperado por John Bahcall, teórico de Princeton. Este último había calculado el flujo de neutrinos solares a partir del análisis de las reacciones termonucleares que producen neutrinos dentro de la estrella.

B. Press y D. Spergel explicaron el déficit observado por Davis al invocar a los neutrinos, que transportan parte de la energía desde el corazón de la estrella. Este proceso reduce la temperatura del corazón, reduce el número de reacciones termonucleares y, por lo tanto, el flujo de neutrinos. Sin embargo, este modelo encontró otra restricción enfatizada por uno de nosotros (K . Freese): como los neutrinos se aniquilan entre sí, no reducirían lo suficiente el flujo de neutrinos.

La hipótesis de los neutrinos para resolver el problema de los neutrinos solares ahora es obsoleta. Ahora sabemos que los neutrinos, que existen en tres tipos, pueden cambiar de un tipo a otro, un fenómeno llamado oscilación. El resultado de Davis se explica por la transmutación parcial de neutrinos electrónicos en otra especie de neutrinos durante su viaje del Sol a la Tierra.

Sin embargo, la idea de que la materia oscura podría alterar los escenarios estándar de evolución estelar ha inspirado muchas obras. En 1989, uno de nosotros (P. Salati) y Joseph Silk, de la universidad de Berkeley, estableció que ciertas estrellas inmersas en un área donde la materia oscura es densa, por ejemplo en el centro de las galaxias, producirían tanta energía que se hincharían y se convertirían en gigantes rojos.

Sin embargo, todos estos análisis se basaron en probabilidades relativamente altas de colisión entre un neutralino y un núcleo en el corazón de la estrella. Sin embargo, hoy, los llamados experimentos de detección directa, que buscan precisamente este tipo de colisión en la Tierra, excluyen los valores de probabilidades de interacción necesarios. En otras palabras, los efectos estelares de los neutrinos parecían tan insignificantes que el sujeto cayó en desuso durante unos veinte años. Sin embargo, dos de nosotros (K. Freese y P. Gondolo) y Douglas Spolyar, de la Universidad de Santa Cruz, lo reexaminamos en 2007 bajo una nueva luz.

La idea era estudiar regiones que probablemente alberguen estrellas y donde la densidad de la materia oscura es alta. La pista que exploramos debía mirar en el pasado, cuando la densidad del Universo, por lo tanto, la concentración de materia bariónica y negra, era más alta que la actual.

Gérmenes para las primeras estrellas

Al final de la edad oscura, la densidad promedio de la materia oscura era 8,000 veces mayor. Las primeras estructuras formadas por la materia oscura fueron halos 200 veces más densos, con una masa de un millón de veces la del Sol y un radio del orden de 300 años luz. Tal halo ofreció un sitio privilegiado para la formación de las primeras estrellas, y el gas de materia bariónica circundante se sintió fuertemente atraído por él.

Los cálculos hidrodinámicos realizados en 2001 por Tom Abel, en el Centro Astrofísico Harvard-Smithsoniano en los Estados Unidos, y sus colegas, mostró eso en el centro de una nube de gas tan fría, Un corazón de cien masas solares comenzó a condensarse, haciendo que parte del resto de la nube caiga. La observación crucial que hicimos en 2007 es que la condensación del gas, provocada por la materia oscura, a su vez actuó sobre este último. A medida que se formó el corazón protostelar, el campo gravitacional central se hizo más intenso y atrajo gradualmente a los neutrinos hacia adentro, mientras que la masa del corazón aumentó.

Este proceso es la clave de la existencia de estrellas negras. Se basa en la dinámica gravitacional de Newton y no presupone nada de las propiedades intrínsecas de la materia oscura. Es posible obtener un núcleo proto-estrella rico en materia oscura siempre que la contracción sea adiabática, es decir, lo suficientemente lenta como para que los neutrinos reaccionen adecuadamente a los cambios en el campo gravitacional (la contracción adiabática está bien verificada en simulaciones numéricas) . Si el gas se condensara demasiado rápido, inicialmente las trayectorias circulares se volverían elípticas. La densificación de la materia oscura sería menos efectiva, ya que las partículas pasarían parte de su tiempo lejos del centro de la protoestrella.

En esta etapa, el corazón de la protoestrella se habría enriquecido en materia bariónica y oscura. Se dice que la producción de energía comenzó. En el escenario clásico de la evolución de una estrella, estas son reacciones de fusión termonuclear. En el caso de las estrellas negras, la aniquilación de los neutrinos está en funcionamiento. Un tercio de la energía producida habría sido arrastrada por neutrinos que escaparon de la estrella. El resto se habría dividido entre fotones, electrones y positrones que produjeron nuevas partículas y gradualmente perdieron su energía dentro del gas, lo suficientemente denso como para detenerlos. Esta energía habría sido una fuente de calor para la estrella emergente.

Nació una estrella negra

La alta densidad de neutrinos resultó en una alta producción de energía, que mantuvo la temperatura de la estrella alrededor de 1000 Kelvin, siendo el brillo de la estrella equivalente a 140 veces el del Sol . El corazón dejó de condensarse. Luego se comportó como un objeto estelar que irradia, pero cuya particularidad era que la energía provenía de la aniquilación de los neutrinos. Acababa de nacer una estrella negra, negra no porque no brillara, por el contrario, sino porque su fuente de energía era la materia oscura.

Durante gran parte de su vida, la estrella acumuló materia, ordinaria y negra, mientras que la aniquilación de neutrinos continuó hasta su agotamiento en el entorno de la estrella. Sin embargo, es posible distinguir varias etapas en esta evolución.

Al principio, la protoestrella se contrajo bajo la influencia gravitacional de la materia. Cuando la aniquilación se hizo significativa, la presión de radiación ejercida por la luz desaceleró esta contracción. El gas circundante continuó cayendo en la estrella a un ritmo que evolucionó de una centésima a una milésima parte de una masa solar por año durante la vida de la estrella.

Bajo esta lluvia de hidrógeno, el objeto se hizo más pesado y la contracción se reanudó gradualmente. Después de 100 años, tenía una masa igual a tres veces la del Sol y un radio de dos unidades astronómicas. Su brillo fue 45,000 veces mayor que el del Sol y su temperatura superficial alcanzó los 4,100 Kelvin. La estrella funcionaba como una estrella en equilibrio térmico e hidrostático. Esta etapa se considera el momento inicial de la fase negra.

La presión de radiación ahora era lo suficientemente intensa como para bloquear la contracción de la estrella, cuyo radio y masa aumentaron por la acumulación de materia. Después de 19,000 años en la fase negra, la estrella alcanzó cien masas solares y una temperatura de superficie de 5,800 Kelvin. La estrella emitió una radiación electromagnética cuyo espectro era similar al del Sol, pero con un brillo un millón de veces mayor.

Temperatura moderada, pero alto brillo

Impulsada por la fusión termonuclear central, una estrella clásica tiene un núcleo aumentado a 200 millones de Kelvin, un radio de cinco millones de kilómetros y, sobre todo, una temperatura de superficie de 100.000 Kelvin. Para la misma masa, el corazón de una estrella negra permaneció relativamente frío, a una temperatura de apenas 400,000 Kelvin. La estrella tampoco emitió radiación ultravioleta intensa y no destruyó las moléculas de la nube de gas que la rodeaba.

Durante 200,000 años, la masa de la estrella negra continuó creciendo, al igual que su brillo, temperatura de superficie y radio, que alcanzaron un máximo de seis unidades astronómicas. El aumento en su masa mantuvo una contracción adiabática en la nube de neutrinos alrededor, de modo que la materia oscura fue capturada continuamente y sirvió como combustible para la estrella. Fue en esta etapa que las reservas de energía fueron más altas. Pero, poco a poco, se han agotado.

La estrella negra tardará otros 100.000 años en alcanzar 720 masas solares. Su dieta al aniquilar a los neutrinos terminó y la estrella comenzó su metamorfosis. Sin embargo, su brillo apenas ha cambiado. Aún perdiendo energía, suministrada en pequeñas cantidades por la materia oscura, la estrella comenzó a contraerse. Su radio se ha vuelto menos que una unidad astronómica.

Para evacuar la energía producida a través de una superficie más pequeña, la temperatura aumentó a 23,000 Kelvin. El corazón del objeto se ha calentado bruscamente: la temperatura ha aumentado a 15 millones de Kelvin y el deuterio se ha fusionado durante 50,000 años. Sin embargo, esto no fue suficiente para estabilizar la estrella, que continuó contrayéndose. Cuando la fuente de energía formada por los neutrinos fue reemplazada definitivamente por la contracción gravitacional, el resto de la materia oscura se encendió por última vez y produjo, durante 20,000 años, una explosión de brillo. Pero la estrella continuó contrayéndose y las temperaturas del núcleo y la superficie aumentaron. La intensa radiación ultravioleta resultante destruyó el hidrógeno molecular del gas circundante, que dejó de suministrar la estrella.

La fusión termonuclear de hidrógeno comenzó y suministró energía a la estrella, que ya no era negra: ya no había aniquilación de materia oscura dentro de ella. La estrella se ha convertido en una estrella clásica de la población III, pero mucho más grande que la de sus congéneres: 780 masas solares contra cien para estrellas de la población ordinaria III. Su radio era de seis millones de kilómetros, solo ocho veces el del Sol. Y las temperaturas de la superficie y del núcleo fueron de 100,000 y 300 millones de grados respectivamente. La fase negra, que abarcó 400,000 años, acababa de terminar.

Las estrellas de población III, debido a su gran masa, tuvieron una breve vida. Consumieron rápidamente hidrógeno. Después de unos pocos millones de años, pueden haber explotado en la hipernova, con un poder equivalente al de cien supernovas. Dejaron un agujero negro en sus corazones y expulsaron grandes cantidades de material que formaba nuevas estrellas comunes.

Cómo observarlos ?

Para confirmar el escenario que hemos descrito, es necesario observar estrellas negras. Estas estrellas se encuentran a distancias cosmológicas. El telescopio espacial James Webb (JWST para James Webb Space Telescope ), que la NASA planea lanzar en 2018, podría rastrearlos. Además de lo visible, el telescopio es sensible al infrarrojo. Una de sus cámaras cubre longitudes de onda entre 0.6 y 5 micrómetros. Sin embargo, el pico de brillo de una estrella negra con una temperatura superficial de 20,000 Kelvin es de alrededor de 0.15 micrómetros en longitud de onda. Esta radiación ultravioleta se desplaza hacia el rojo debido a la expansión del Universo y se detectaría en la Tierra con una longitud de onda de 1.5 a 3 micrómetros.

En 2010, uno de nosotros (P. Gondolo), Erik Zackrisson, de la Universidad de Estocolmo, y sus colegas demostraron que el brillo de estos objetos, aunque diez millones de veces más brillante que el Sol, sería demasiado atenuado para ser detectable. directamente. Sugirieron que una lente gravitacional, como un cúmulo de galaxias, interpuesto entre una estrella negra y la Tierra, resolvería la dificultad. En las proximidades del cúmulo, el espacio está doblado, lo que desvía los rayos de luz de la estrella negra que pasa cerca. Al concentrar la luz hacia el observador, la lente amplifica el brillo de la fuente. Entonces sería posible observar las estrellas negras ubicadas detrás del cúmulo, a pesar de la distancia.

La probabilidad de detectar una estrella negra depende de la cantidad de estas estrellas durante la edad oscura. Si las condiciones de entrenamiento fueran favorables, la fracción de estrellas de la población III que pasó por la fase negra sería alta. Pero en este caso, el proceso de reionización tendría que ser revisado. Durante la reionización, las estrellas de la población III emitieron una fuerte radiación ultravioleta que destruyó el hidrógeno molecular y evitó la condensación del gas. Si bien hubo muchas estrellas negras, la radiación ultravioleta fue menos intensa y la condensación de gas continuó más adelante en la historia del Universo.

La forma del halo de la materia oscura puede tener consecuencias en la observación. Si el halo no es esférico sino triaxial, se muestra que los neutrinos siguen órbitas caóticas que nutren constantemente la región central. La estrella, nunca menos que la materia oscura, puede alcanzar masas de varios millones de masas solares, y un brillo mil millones de veces mayor que el del Sol. Las observaciones de la sonda wmap imponen el número de estas estrellas negras gigantes que el telescopio James Webb debería poder detectar directamente.

En unos pocos años, las estrellas negras ya no pueden ser solo un tema teórico y especulativo. Se utilizarán para la búsqueda de materia oscura, además de estudios en el LHC (el Gran Colisionador de Hadrones en Ginebra) y experimentos de detección directa e indirecta. Estas estrellas también resolverían el rompecabezas de los agujeros negros de varios miles de millones de masas solares que pueblan el centro de ciertas galaxias primordiales. A medida que las estrellas negras terminan sus vidas en forma de agujeros negros de miles a varios millones de masas solares, estos últimos podrían ser los ladrillos elementales que, al fusionarse, formaron los agujeros negros supermasivos.

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