Hacia un nuevo escenario de formación de magnetares

Los magnetares son estrellas de neutrones conocidas por su amplia variedad de emisiones electromagnéticas resultantes de la disipación de sus campos magnéticos extremos, que son los más fuertes que se conocen en el Universo y pueden alcanzar 1015 Gauss, o 10 mil millones de veces el imán más fuerte creado por el hombre. seres

¿Cómo pudieron haberse formado estos campos magnéticos? Esta es una de las preguntas abiertas a las que un equipo franco-alemán liderado por el equipo de supernovas del Departamento de Astrofísica (DAp) del CEA Paris-Saclay, intentó responder recientemente proponiendo una modelización numérica (A numeric information (en inglés). «digital») es información…) de un nuevo escenario para la formación de magnetares en un estudio publicado en la revista científica «Astronomy and Astrophysics».

Figura 1: Impresión artística de la magnetar llamada SGR 1935+2154 produciendo un estallido.
Crédito: Equipo de diseño gráfico de la Universidad McGill

Este escenario argumenta que el material que cae sobre la estrella de neutrones unos segundos después de su formación puede desencadenar el llamado efecto dínamo Tayler-Spruit que amplificaría su campo magnético, independientemente de su velocidad de rotación inicial. El modelado de este escenario encuentra la intensidad medida de los campos magnéticos de los magnetares. Este estudio constituye, por tanto, un paso más hacia la comprensión de estos objetos atípicos.

¿Qué son los magnetares?

Las estrellas nacen todas de la misma forma, en una nube molecular (En astronomía, las nubes moleculares son nebulosas interestelares que tienen una densidad…), pero no acaban su vida de la misma forma. Depende de su masa. Durante su existencia, el núcleo de una estrella fusiona elementos cada vez más pesados ​​produciendo suficiente energía para contrarrestar el peso de las capas exteriores que continuamente comprimen la estrella.

Cuando una estrella de masa media como el Sol se queda sin hidrógeno, su núcleo se comprime en un intento de fusionar elementos químicos más pesados. Este paso genera mucha energía que sopla las capas exteriores de la estrella. Estos últimos luego se extienden al espacio creando una nebulosa planetaria, mientras que el núcleo se convierte en una enana blanca (una enana blanca es un objeto celeste gaseoso resultante de la evolución de una estrella de…), que se extingue suavemente al enfriarse.

La muerte de una estrella más masiva, al menos ocho veces la masa del Sol, es más catastrófica. Cuando su corazón de hierro resultante de la fusión de elementos más ligeros alcanza una masa crítica, se derrumba sobre sí mismo de forma brutal. La compresión es tan fuerte que los protones y los electrones se combinan para formar neutrones. Esta contracción genera una onda de choque que expulsa las capas exteriores de la estrella en forma de explosión llamada supernova. La estrella resultante es una estrella de neutrones extremadamente densa. En un radio de unos diez kilómetros (El metro (símbolo m, del griego metron, medida) es la unidad base de longitud del Sistema…), ¡su masa es equivalente a la del Sol!

Entre las diferentes manifestaciones de las estrellas de neutrones, las magnetares se distinguen por emisiones transitorias de rayos X y gamma. Estos estallidos de intensa radiación extraen su energía de la disipación de campos magnéticos anormalmente altos. La medida de la ralentización (La señal de ralentización (del tipo SNCF) anuncia una aguja (o varias) en una posición desviada…) de su período de rotación (El período de rotación designa la duración que tarda una estrella ( estrella, planeta, asteroide) para…) – inducida por un efecto de frenado magnético – confirma este escenario. Por lo tanto, se estima que las magnetares tienen un campo magnético dipolar del orden de 1015 Gauss (G), hasta 1000 veces más fuerte que el campo magnético típico de las estrellas de neutrones. Aunque la existencia de estos campos magnéticos extremos ahora está bien establecida, su origen sigue siendo controvertido.

Figura 2: Representación esquemática de los tres pasos principales del escenario de amplificación del campo magnético por la dínamo Tayler-Spruit en un proto-magnetar acelerado alternativo:
1. Acreción de la reserva (materia estelar que cae sobre la estrella);
2. Desarrollo de la denominada dinamo Tayler-Spruit;
3. Saturación del campo magnético.
La estrella de protoneutrones está representada por las esferas azules. La línea punteada representa la zona de reserva de la cual las flechas naranjas representan el movimiento. Las líneas rojas y blancas ilustran las líneas de campo magnético y los movimientos de fluidos, respectivamente.

¿Por qué estudiar un nuevo escenario de entrenamiento?

Varios escenarios intentan explicar cómo el campo magnético puede amplificarse con la muerte de estrellas masivas para dar lugar a los campos magnéticos particularmente fuertes de las estrellas de neutrones.

Por un lado, las teorías proponen que el campo magnético de las magnetares está enteramente determinado por el del núcleo de hierro de la estrella progenitora. El campo magnético se amplificaría por la conservación del flujo magnético durante el colapso del núcleo, cuya magnetización inicial sigue siendo, sin embargo, incierta.

Por otro lado, algunos escenarios se inclinan más hacia una amplificación durante los primeros segundos de vida de la estrella de neutrones. El equipo de supernovas del Departamento de Astrofísica de CEA Paris-Saclay ha estudiado dos mecanismos de dínamo prometedores mediante simulaciones numéricas. El primero apela a los movimientos convectivos dentro de la estrella de protoneutrones y el segundo invoca la inestabilidad de un fluido en rotación diferencial en presencia de un campo magnético. Sin embargo, ambas teorías asumen que el núcleo de hierro de la estrella progenitora gira con bastante rapidez. Sin embargo, las últimas observaciones astrosísmicas han demostrado que el núcleo de una estrella al final de su vida tiende a girar más lentamente de lo previsto por los modelos de evolución estelar.

Estos nuevos resultados sugieren que una rotación lo suficientemente rápida es probablemente demasiado rara para explicar la formación de todos los magnetares y justifica la búsqueda de nuevos escenarios.

Resultado del nuevo estudio

En este nuevo escenario, investigadores del equipo de supernovas del DAp y del Instituto Max Planck (Max Planck (nacido como Max Karl Ernst Ludwig Planck el 23 de abril de 1858 en Kiel, Alemania…) sugieren que la amplificación del campo magnético de magnetares sería debido al material expulsado durante la explosión de la estrella, parte de este material queda ligado gravitacionalmente a la estrella de proto-neutrones, y por lo tanto termina cayendo a su superficie, este fenómeno se conoce como «fallback».

Como la acumulación de esta materia es asimétrica, acelerará la rotación de la superficie de la estrella de protoneutrones que, por lo tanto, será más rápida que la rotación de las capas internas. Según estos investigadores, esta rotación diferencial promueve el desarrollo de una dínamo que nunca antes había sido estudiada en el contexto de las estrellas de neutrones: la dínamo Tayler-Spruit (ver Figura 2).

Para verificar si este escenario de formación es relevante para las magnetares, los autores de este estudio desarrollaron un modelo numérico de este proceso físico mediante la evolución de un campo magnético débil a lo largo del tiempo y para diferentes velocidades de rotación, desde una protoestrella hasta neutrones recién formados.

Y los resultados están ahí: los investigadores encuentran la intensidad y la estructura del campo magnético esperado en los magnetares y esto, incluso con una rotación lenta, al contrario de los escenarios anteriores que tenían que usar una rotación tres veces más rápida. Este nuevo escenario es prometedor y complementario a los otros dos para explicar la formación de la mayoría de los magnetares, nacidos en supernovas estándar.

El equipo de investigación está trabajando actualmente para estudiar la dínamo Tayler-Spruit a través de simulaciones numéricas en 3D. Estos serán necesarios para tener una descripción precisa del mecanismo de la dínamo en tres dimensiones y así comprobar la validez del modelo propuesto.

Figura 3: Intensidad del campo magnético al final de la amplificación por la dínamo Tayler-Spruit en función del período de rotación final de la protoestrella, que está relacionado con la masa acumulada de retroceso. Los colores azul y verde representan, respectivamente, las componentes toroidal y poloidal del campo magnético. Las cruces indican las intensidades de campo magnético encontradas al resolver las ecuaciones de nuestro modelo para períodos de rotación fijos. Las curvas sólidas son una aproximación de la relación entre el campo magnético y el período de rotación deducidas del modelo analítico. Las áreas grises representan el rango de intensidades de dipolo magnético deducidas de las observaciones de magnetares (gris oscuro) y magnetares de bajo dipolo (gris claro). La intensidad predicha para el campo poloidal (curva verde), que se supone del mismo orden que el dipolo, se encuentra en el intervalo del magnetar para un período de rotación superior a 28 ms.

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