circuito magnético
Precisamente de aquí partió un equipo internacional dirigido por el astrónomo Dimitrios Skiathas de la Universidad de Patras en Grecia. Dado que no existen datos de observación directa para la fase extremadamente corta anterior a la fusión, el equipo utilizó el superordenador Pléyades de la NASA y reconstruyó los procesos en más de 100 simulaciones con una amplia variedad de configuraciones de campos magnéticos. Proporcionan la visión más detallada hasta el momento de los momentos finales antes de una kilonova. Para ser más precisos: especialmente en los últimos 7,7 milisegundos antes de la colisión de dos estrellas de neutrones, cada una con 1,4 masas solares y 12 kilómetros de diámetro. El equipo publicó sus resultados en la revista científica “The Astrophysical Journal”.
“Poco antes de la colisión de las estrellas de neutrones, sus alrededores altamente magnetizados y llenos de partículas cargadas, las llamadas magnetosferas, comienzan a interactuar con mucha fuerza entre sí”, afirma Skiathas, autor del trabajo y candidato a doctorado en la Universidad de Patras. Cuando se encuentran, se produce la reconexión magnética: las líneas de campo se reconectan, rompen y recombinan constantemente. «Las simulaciones muestran que las magnetosferas de las estrellas de neutrones se comportan como un enorme circuito magnético», explica Constantinos Kalapotharakos, coautor del artículo del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA. «¡Seguir esta evolución no lineal en alta resolución es exactamente la razón por la que necesitamos una supercomputadora!»
Campos magnéticos interactivos | La simulación muestra las líneas del campo magnético de las estrellas de neutrones modeladas (esferas grises) unos 30 milisegundos antes de que sus superficies entren en contacto. Ambos tienen campos magnéticos igualmente fuertes pero orientados de manera diferente, marcados con flechas magenta. El rojo y el amarillo indican líneas de campo que comienzan y terminan en la misma estrella. Las líneas naranjas conectan ambas estrellas, el gris muestra las líneas de campo abierto que se encuentran detrás de los cuerpos celestes mientras orbitan. A medida que te acercas, las líneas del campo cerrado se rompen y reorganizan. Esto genera fuertes corrientes en el plasma que son casi tan rápidas como la luz.
La energía se convierte constantemente en partículas mediante la llamada producción de pares magnéticos, que posteriormente se mueven a lo largo de líneas de campo curvas con energías ultrarelativistas. Las cargas aceleradas emiten radiación electromagnética en forma de fotones, la llamada radiación warp. Es una variante de la radiación electrónica síncrona y debe su nombre a las líneas curvas del campo magnético. Representa el proceso dominante para la generación de radiación gamma de alta energía en las magnetosferas de púlsares y estrellas de neutrones en fusión. De esta forma se puede liberar una enorme cantidad de energía en un periodo de tiempo muy corto, similar a las erupciones solares, pero en condiciones desigualmente extremas.
Atrapado en el campo magnético
La simulación muestra intensos estallidos de radiación en el rango de rayos X duros y rayos gamma apenas milisegundos antes de la colisión real, incluso antes de que las ondas gravitacionales alcancen su punto máximo y mucho antes de que se encienda la kilonova real. Algunos fotones pueden alcanzar energías entre tera y peta electronvoltios. Esto es billones o cuatrillones de veces más energético que el que se transporta en el espectro de energía visual.
Sin embargo, estos fotones de alta energía normalmente no pueden salir del sistema porque inmediatamente se convierten nuevamente en partículas en fuertes campos magnéticos, como los pares electrón-positrón. Esto los hace inadecuados para cualquier observación. En cambio, los rayos gamma de baja energía, del orden de los megaelectronvoltios, “sólo” millones de veces más energéticos que los del espectro visual, representan el candidato más prometedor para la observación de la radiación precursora. Pueden penetrar el caos magnético y así ser detectables por futuros telescopios.
Una cuestión de perspectiva
Sin embargo, las simulaciones muestran que la cantidad y dirección de la energía emitida depende en gran medida de la orientación del campo magnético de la respectiva estrella de neutrones. El equipo examinó más de 100 configuraciones diferentes: si los polos magnéticos apuntan en direcciones opuestas, las líneas de campo pueden conectarse directamente, lo que conduce a un flujo de energía aproximadamente cuatro veces mayor que en una alineación paralela. En el caso contrario, los campos magnéticos tienden a repelerse y curvarse entre sí, reduciendo así la radiación de energía. Esto significa que el flujo de energía procedente del sistema también puede tener una fuerte anisotropía, es decir, una dirección preferida.
Jaula magnética | La instantánea de una simulación de fusión de estrellas de neutrones (esferas grises) muestra las regiones con los fotones más energéticos; los colores más claros representan emisiones más fuertes. Aquí se genera radiación gamma de muy alta energía, que probablemente no puede escapar debido a los fuertes campos magnéticos y se convierte en partículas. Sólo los rayos gamma y X de baja energía abandonan el sistema. La emisión es altamente direccional, cambia rápidamente y sigue las líneas del campo magnético.
En el caso de magnetares extremadamente magnetizados, estos campos asimétricos pueden generar fuerzas mecánicas tan fuertes que el plano orbital de todo el sistema puede inclinarse ligeramente o incluso romperse la corteza de las estrellas de neutrones. Esto, a su vez, provoca enormes explosiones de radiación en el rango de los rayos X.
En todos los canales
Estos resultados son de particular importancia para la astronomía de múltiples mensajeros. Esto significa que los fenómenos cósmicos producen formas de radiación y partículas de diversas especies que podrían detectarse. La «sacudida» de la órbita causada por la interacción de campos magnéticos deja pequeñas huellas en las ondas gravitacionales, que podrían ser detectadas por detectores futuros como el proyecto de satélite LISA (antena espacial de interferómetro láser) planeado por la Agencia Espacial Europea (ESA) o el telescopio terrestre Einstein. De esta manera los astrónomos pueden estar informados sobre los sistemas que están a punto de fusionarse. Una vez encontradas, los observatorios de rayos X y gamma de campo amplio podrían comenzar a buscar señales precursoras. Las simulaciones ayudan a comprender qué señales electromagnéticas específicas buscar.
A su vez, las emisiones permiten sacar conclusiones sobre la intensidad del campo magnético, la densidad de partículas y la rotación de las estrellas de neutrones. Al mismo tiempo, proporcionan importantes condiciones iniciales para modelos de explosiones cortas de rayos gamma y ayudan a reconstruir con mayor precisión el momento de las fusiones de estrellas de neutrones. Sólo la combinación de ondas gravitacionales, radiación electromagnética (y quizás incluso neutrinos) proporciona una imagen completa de tales catástrofes cósmicas.
Las simulaciones del equipo terminan en el momento en que las superficies de la estrella de neutrones se tocan. El video está disponible en el sitio web del Scientific Visualization Studio de la NASA. Lo que sigue a la fusión de dos estrellas de neutrones, así como a una de las explosiones más poderosas del universo, sólo lo presencia el más oscuro de todos los objetos: un agujero negro aún más extremo que una estrella de neutrones.
