Webb detecta elements pesats en la fusió d'estrelles

Clic a la imatge per engrandir.  Aquesta imatge de l'instrument NIRCam (Càmera d'Infraroig Proper) del Telescopi Espacial James Webb de la NASA destaca l'Esclat de Raigs Gamma (ERG) 230307A i la seva kilonova associada, així com la seva antiga galàxia d'origen, al seu entorn local d'altres galàxies i estrelles en primer pla. L'ERG probablement va ser impulsat per la fusió de dues estrelles de neutrons. Les estrelles de neutrons van ser expulsades de la seva galàxia d'origen i van recórrer una distància d'aproximadament 120.000 anys llum, aproximadament el diàmetre de la Via Làctia, abans de fusionar-se finalment centenars de milions d'anys després. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, A. Levan (Radboud University and University of Warwick).

Un equip de científics ha utilitzat múltiples telescopis espacials i terrestres, inclòs el Telescopi Espacial James Webb, el Telescopi Espacial de Raigs Gamma Fermi i l'Observatori Neil Gehrels Swift de la NASA, per observar un esclat de raigs gamma excepcionalment brillant, GRB 230307A, identificar la fusió d'estrelles de neutrons que va generar l'explosió que va crear l'esclat. Webb també va ajudar els científics a detectar l'element químic tel·luri després de l'explosió.

És probable que també estiguin presents entre el material expulsat de la kilonova altres elements propers al tel·luri a la taula periòdica, com el iode, necessari per a gran part de la vida a la Terra. Una kilonova és una explosió produïda per la fusió d'un estel de neutrons amb un forat negre o amb un altre estel de neutrons.

"Fa poc més de 150 anys des que Dmitri Mendeleiev va escriure la taula periòdica d'elements, i ara finalment estem en condicions de començar a omplir aquests últims espais en blanc per comprendre on es va originar tot, gràcies al Webb", va dir Andrew Levan de la Universitat de Radboud al Països Baixos i la Universitat de Warwick al Regne Unit, autor principal de l'estudi.

Si bé durant molt de temps s'ha teoritzat que les fusions d'estrelles de neutrons són les “olles de pressió” ideals per crear alguns dels elements més rars i substancialment més pesats que el ferro, els astrònoms s'han trobat anteriorment amb alguns obstacles per obtenir proves sòlides.

Les kilonoves són extremadament rares, cosa que dificulta l'observació d'aquests esdeveniments. Els esclats curts de raigs gamma (GRB), tradicionalment considerats aquells que duren menys de dos segons, poden ser subproductes d'aquests infreqüents episodis de fusions. (Al contrari, les explosions llargues de raigs gamma poden durar uns quants minuts i solen estar associades amb la mort explosiva d'una estrella massiva).

El cas de GRB 230307A és particularment destacable. Detectat per primera vegada per Fermi al març, és el segon GRB més brillant observat en més de 50 anys d'observacions, aproximadament 1.000 vegades més brillant que un esclat típic de raigs gamma que observa Fermi. També va durar 200 segons, cosa que el situa fermament en la categoria d'esclats de raigs gamma de llarga durada, malgrat el seu origen diferent.

“Aquest esclat entra a la categoria de llarga durada. No és a prop del límit. Però sembla que prové d'una estrella de neutrons en fusió”, va afegir Eric Burns, coautor de l'article i membre de l'equip Fermi de la Universitat Estatal de Louisiana.

La col·laboració de molts telescopis terrestres i espacials va permetre als científics recopilar una gran quantitat d'informació sobre aquest esdeveniment tan bon punt es va detectar l'explosió per primera vegada. És un exemple de com els satèl·lits i els telescopis treballen junts per presenciar els canvis a l'univers a mesura que es desenvolupen. Després de la primera detecció, es va posar en marxa una sèrie intensiva d'observacions des de la Terra i des de l'espai, fins i tot amb Swift, per localitzar la font al cel i rastrejar com canviava la brillantor. Aquestes observacions en raigs gamma, raigs X, òptics, infrarojos i de ràdio van mostrar que la contrapart òptica/infraroja era feble, va evolucionar ràpidament i es va tornar molt vermella: les característiques distintives d'una kilonova.

"Aquest tipus d'explosió és molt ràpida i el material de l'explosió també s'expandeix ràpidament", explica Om Sharan Salafia, coautor de l'estudi a l'INAF (Observatori Astronòmic de Brera) a Itàlia. "A mesura que tot el núvol s'expandeix, el material es refreda ràpidament i el pic de la seva llum es torna visible en infrarojos i es torna més vermell en escales de temps de dies a setmanes".

En èpoques posteriors hauria estat impossible estudiar aquesta kilonova des de la Terra, però aquestes eren les condicions perfectes perquè els instruments NIRCam (càmera d'infraroig proper) i NIRSpec (espectrògraf d'infraroig proper) del Webb observessin aquest entorn tumultuós. L'espectre té línies àmplies que mostren que el material és expulsat a altes velocitats, però una característica és clara: la llum emesa pel tel·luri, un element més rar que el platí a la Terra. Les capacitats infraroges altament sensibles del Webb van ajudar els científics a identificar la direcció de les dues estrelles de neutrons que van crear la kilonova: una galàxia espiral a uns 120.000 anys llum de distància del lloc de la fusió.

Abans de la seva aventura, alguna vegada van ser dues estrelles massives normals que van formar un sistema binari a la seva galàxia espiral d'origen. Atès que el duo estava unit gravitacionalment, les dues estrelles van ser llançades juntes en dues ocasions diferents: quan una de les dues va explotar com una supernova i es va convertir en una estrella de neutrons, i quan l'altra estrella va fer el mateix.

En aquest cas, les estrelles de neutrons van romandre com un sistema binari malgrat dues sacsejades explosives i van ser expulsades de la seva galàxia d'origen. La parella va viatjar aproximadament a l'equivalent al diàmetre de la Via Làctia abans de fusionar-se diversos centenars de milions d'anys després.

Els científics esperen trobar encara més kilonoves en el futur a causa de les creixents oportunitats que els telescopis espacials i terrestres treballin de manera complementària per estudiar els canvis a l'univers. Per exemple, encara que Webb pot observar més profundament a l'espai que mai, el notable camp de visió del proper Telescopi Espacial Nancy Grace Roman de la NASA permetrà als astrònoms explorar on i amb quina freqüència tenen lloc aquestes explosions.

"Webb proporciona un impuls fenomenal i pot trobar elements encara més pesats", va dir Ben Gompertz, coautor de l'estudi de la Universitat de Birmingham al Regne Unit. “A mesura que obtinguem observacions més freqüents, els models milloraran i l'espectre podrà evolucionar més amb el temps. Sens dubte, Webb ha obert la porta per fer-ne molt més, i les seves capacitats seran completament transformadores per a la nostra comprensió de l'univers”.

Espectre d'emissió de kilonova

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta presentació gràfica compara les dades espectrals de la kilonova del GRB 230307A observades pel telescopi espacial James Webb i un model de kilonova. Tots dos mostren un pic distintiu a la regió de l'espectre associada amb el tel·luri, amb l'àrea ombrejada en vermell. La detecció de tel·luri, més rar que el platí a la Terra, suposa la primera observació directa d'un element pesat individual d'una kilonova. Crèdit: NASA, ESA, CSA, Joseph Olmsted (STScI)
 
Tot i que els astrònoms han teoritzat que les fusions d'estrelles de neutrons són l'entorn ideal per crear elements químics, inclosos alguns essencials per a la vida, aquests esdeveniments explosius -coneguts com a kilonoves- són rars i ràpids. L'espectrògraf NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) del Webb va adquirir un espectre de la kilonova de GRB 230307A, ajudant els científics a obtenir proves de la síntesi d'elements pesants a partir de fusions d'estrelles de neutrons.

Amb l'extraordinària capacitat del Webb per mirar més lluny a l'espai que mai, els astrònoms esperen trobar encara més kilonoves i adquirir més proves de la creació d'elements pesants.

Kilonova i galàxia amfitriona

Clic a la imatge per engrandir. Galàxies brillants i altres fonts de llum de diferents mides i formes es troben disperses per una franja negra de l'espai: petits punts, taques el·líptiques amb halos i taques en forma d'espiral. El color dels objectes varia: blanc, blanc blavós, blanc groguenc i vermell ataronjat. Cap al centre a la dreta es veu de front una galàxia espiral blanca blavosa més gran que les altres fonts lluminoses de la imatge. La galàxia està etiquetada com a "antiga galàxia d'origen". Cap a la part superior esquerra hi ha un petit punt vermell, que té un cercle blanc al seu voltant i està etiquetat com a "GRB 230307A kilonova". Crèdits: NASA, ESA, CSA, STScI, A. Levan (IMAPP, Warw), A. Pagan (STScI)

Aquesta imatge de l'instrument NIRCam (Near-Infrared Camera) del telescopi Webb mostra la kilonova GRB 230307A i la seva antiga galàxia d'origen en un entorn local d'altres galàxies i estels en primer pla. Les estrelles de neutrons van ser expulsades de la seva galàxia d'origen i van recórrer una distància d'uns 120.000 anys llum, aproximadament el diàmetre de la Via Làctia, abans de fusionar-se finalment diversos centenars de milions d'anys després.

Aquesta imatge és una composició de diverses exposicions adquirides pel telescopi espacial James Webb amb l'instrument NIRCam. Es van utilitzar diversos filtres per mostrar una àmplia gamma de longituds d'ona. El color és assignar diferents tons (colors) a cada imatge monocromàtica (escala de grisos) associada a un filtre individual. En aquest cas, els colors assignats són Blau: F115W + F150W Verd: F277W Vermell: F356W + F444W.

Ho he vist aquí i aquí.

Descobriment del primer esclat llarg de raigs gamma provocat per una kilonova

Clic per engrandir. Recreació artística de la kilonova darrere de la font d'ones gravitatòries GW170817. Crèdit: Obra d'art: Elizabeth Wheatley (STScI)

Els esclats de raigs gamma són els fenòmens més intensos que es poden trobar a l'Univers. Aquests esclats d'energia poden ser més o menys llargs. Fins ara, els anomenats esclats "llargs" estaven associats a les hipernoves, aquestes morts d'estrelles molt massives. Però un nou estudi canvia la situació: aquest esclat de raigs gamma prové d'una fusió d'estrelles de neutrons, anomenada kilonova!

Esclats de raigs gamma: les col·lisions d'estrelles de neutrons il·luminen l'Univers  Els esclats de raigs gamma són els esdeveniments més lluminosos de l'Univers en el camp de les ones electromagnètiques. En podem observar una per dia de mitjana a la volta celeste i es produeixen en galàxies llunyanes. N'hi ha de dos tipus, curts i llargs. Aquest vídeo explica la naturalesa de les ràfegues curtes.

El desembre de 2021, els telescopis espacials Swift i Fermi de la NASA, van detectar una llarga explosió de raigs gamma. Anomenada GRB211211A, i d'una durada de 50 segons, pertany a les fonts nomenades "llargues". La seva font, situada a la galàxia SDSS J140910.47+275320.8, es troba a 1.100 milions d'anys llum de nosaltres, convertint-lo en un dels esclats de raigs gamma més propers mai observats!

El senyal complet es va poder capturar mitjançant l'Observatori Gemini, situat a Hawaii, per un equip d'astrònoms, detalls dels quals es van publicar a la revista Nature. No és estrany detectar un esclat llarg de raigs gamma, però, per primera vegada, aquest senyal s'associa amb una fusió d'estrelles de neutrons, anomenat kilonova!

La paraula "kilonova" es va establir l'any 2010, en referència a l'energia que alliberen aquestes col·lisions, més enèrgiques que les noves (aquestes estrelles que brillen intensament durant poc temps), però menys que la supernova (aquelles explosions d'estrelles massives), s'han atribuït kilonoves a fusions d'estrelles molt denses, però no massiva. O dues estrelles de neutrons, o una estrella de neutrons i un forat negre estel·lar. Aquests esdeveniments generen emissions electromagnètiques, suposadament especialment intenses i breus. D'aquí la sorpresa dels astrònoms davant GRB211211A!

Clic per engrandir. Recreació artística de l'esclat de raigs gamma GRB 080319B, tan intens que es podria haver vist breument a ull nu tot i haver-se produït a l'altra banda de l'Univers. Crèdit: ESO

Els esclats de raigs gamma es van descobrir per casualitat

També anomenat GRB, per Gamma Ray-Burst,  que literalment significa "esclat de raigs gamma", els esclats de raigs gamma es coneixen des del 1967, quan es va detectar el primer. En aquell moment, els satèl·lits equipats amb detectors gamma monitoritzaven les explosions atòmiques, que generaven llampecs de raigs gamma. El sorprenent descobriment no es va fer públic fins al 1973, quan es va donar el sobrenom d'esclat de raigs gamma  a aquest misteriós senyal.

Segueixen altres descobriments, i destaquen dues categories de ràfegues de raigs gamma: les curtes que no superen els 2 segons de durada, les emissions màximes de les quals es troben a una energia molt alta més enllà del MeV (megaelectronvolt), i les llargues que duren fins a uns quants minuts, amb un espectre energètic més aplanat, i un màxim al voltant del keV (kiloelectronvolt).

Des dels anys 2000, s'han identificat els orígens dels esclats de raigs gamma. En el cas dels esclats llargs de raigs gamma, la teoria és que provenen de la mort d'estrelles massives, anomenades supernoves. L'estrella al final de la seva vida, amb una massa superior a 10 masses solars, expulsa les seves capes superiors en una explosió violenta, mentre el seu nucli es contrau sobre si mateix per convertir-se en una estrella de neutrons o un forat negre. És en aquest darrer cas que es pot produir un esclat de raigs gamma.

En el cas dels esclats de raigs gamma curts, que solen durar unes dècimes de segon, el fenomen a l'origen seria una kilonova, una col·lisió entre dues estrelles de neutrons, o una estrella de neutrons i un forat negre. Aquests cataclismes també poden generar ones gravitatòries, i són capaços d'alliberar en menys de dos segons més energia que el Sol durant la seva vida!

Clic per engrandir. Recreació artística d'una col·lisió entre dues estrelles de neutrons. Crèdit: Mark Garlick, Universitat de Warwick

Les kilonoves poden contra tot pronòstic, ser la causa de breus esclats de raigs gamma!

Per tant, en teoria és possible distingir quin esdeveniment és a l'origen de cada esclat de raigs gamma, segons les característiques del senyal. Però problema, els astrònoms es van trobar aquesta vegada davant d'un senyal llarg, però corresponent a una kilonova!. “Hi ha molts objectes al nostre cel nocturn que s'esvaeixen ràpidament", va dir Wen-fai Fong, coautor de l'estudi i astrofísic de la Northwestern University, en un comunicat .

“Imaginem una font en diferents filtres per obtenir informació sobre els seus colors, que ens ajuda a determinar la identitat de la font. En el nostre cas, el color vermell es va imposar i els colors més blaus es van esvair més ràpidament. Aquesta evolució és una signatura reveladora d'una kilonova, i les kilonoves només poden provenir de fusions d'estrelles de neutrons"

Una altra gran sorpresa: la galàxia amfitriona, de la qual prové el senyal, encara és jove i forma noves estrelles. En fort contrast amb NGC4993, la galàxia que allotja la primera fusió provada d'estrelles de neutrons, que correspon al senyal  GW170817. Descobert el 2017, és el primer senyal pel qual s'han detectat ones gravitatòries i electromagnètiques, confirmant la teoria que les kilonoves produeixen esclats de raigs gamma curts.

Clic per engrandir. El telescopi òptic ultraviolat de Swift va fotografiar la kilonova produïda per la fusió d'estrelles de neutrons a la galàxia NGC 4993 (caixa) el 18 d'agost de 2017, unes 15 hores després que es detectessin les ones gravitacionals i l'esclat de raigs gamma. Crèdit: Nasa/Swift

"Després de la detecció de GW170817 i la seva associació amb una galàxia hoste massiva, vermella i morta, molts astrònoms han suposat que els amfitrions d'estrelles de neutrons que es fusionen a l'univers s'assemblen molt a NGC4993", diu Anya Nugent, estudiant de postgrau a la Northwestern University i coautora de l'estudi. "Però aquesta galàxia és bastant jove, està formant estrelles activament i no és tan massiva. De fet, s'assembla més als amfitrions GRB curts que es veuen més a fons a l'Univers. Crec que això canvia la nostra visió dels tipus de galàxies que hem de vigilar quan busquem kilonoves properes".

Així, GRB211211A demostra no només que els esclats de raigs gamma llargs es poden originar a partir de kilonoves, sinó que es poden trobar en entorns molt diferents! "Aquest esdeveniment és diferent a tot el que hem vist abans d'un llarg esclat de raigs gamma", va dir entusiasmada Jillian Rastinejad, la primera autora de l'estudi, i astrofísica la Universitat Northwestern.

"Els seus raigs gamma s'assemblen als dels esclats produïts pels col·lapse d'estrelles massives. Com que totes les altres fusions d'estrelles de neutrons confirmades que hem observat han anat acompanyades d'esclats de menys de dos segons, teníem totes les raons per esperar que aquest GRB de 50 segons es creés pel col·lapse d'una estrella massiva. Aquest esdeveniment representa un canvi de paradigma emocionant per a l'astronomia d'explosió de raigs gamma".

Ho he vist aquí.

Un nou tipus d'explosió estel·lar: aquí teniu les micronoves!

Clic per engrandir. Aquest recreació artística mostra un sistema de dues estrelles on es poden produir
micronoves. El disc blau que gira al voltant de la nana blanca brillant al centre de la imatge està fet
de matèria, principalment hidrogen, robada a la seva estrella acompanyant. Cap al centre de disc, la nana
blanca utilitza els seus potents camps magnètics per canalitzar l'hidrogen cap als seus pols. Quan el
material cau sobre la superfície calenta de l'estrella, desencadena una explosió de micronova, continguda
pels camps magnètics en un dels pols de la nana blanca. Crèdit: M. Kornmesser, L Calçada, ESO.

Les micronoves són explosions semblants a les noves, però a menor escala i més ràpides, que només duren unes poques hores, segons un comunicat de l'ESO que anuncia el descobriment d'una nova classe de noves, que s'afegeix a la més recent de les kilonoves que són col·lisions d'estrelles de neutrons. Les micronoves es troben en algunes nanes blanques amb camps magnètics forts.

Va ser a finals del segle XVI que els astrònoms Tycho Brahe i Johaness Kepler van introduir el terme "nova stella", que en llatí vol dir nova estrella. De fet, això es va fer necessari arran de l'aparició transitòria de noves estrelles a la volta celeste, estrelles que no van ser esmentades per cap dels catàlegs estel·lars heretats de la ciència grega. Però no va ser fins als desenvolupaments de l'astrofísica al segle XX que vam començar a entendre què s'amagava darrere d'aquests curiosos fenòmens, gràcies al treball de Walter Baade i Fritz Zwicky durant la dècada de 1930. Va ser poc després que també es van descobrir les primeres subclasses de supernoves ara famoses, les SN I i SN II de la famosa classificació dissenyada per l'astrònom alemany-americà Rudolph Minkowski. i Fritz Zwicky, el famós astrònom suís.

Però, tornem a la dicotomia inicial de les “novae stellae”.

Fragment del documental "Du Big bang au Vivant" (Del Big Bang a la vida). Jean-Pierre Luminet
parla de l'evolució de les estrelles de tipus solar, la seva transformació en una gegant vermella i després
en una nana blanca. Crèdit: Jean-Pierre Luminet (ECP Productions, 2010)
 

"Novas" clàssiques, explosions recurrents en un sistema binari

Per tant, avui sabem que, a diferència de les supernoves, les noves són explosions que no condueixen (o rarament) a la destrucció de l'estrella mare o que no produeixen una estrella de neutrons o un forat negre. En el cas d'una nova, tot comença amb una nana blanca en un sistema binari que acumula hidrogen de la seva estrella acompanyant fins que la pressió i la temperatura superficials esdevenen suficients per iniciar una reacció de fusió explosiva termonuclear. Recordeu que una nana blanca és un cadàver estel·lar que és el destí final de totes les estrelles que contenen menys de 8 masses solars. El nostre Sol acabarà en aquest estat com una estrella hiperdensa que conté la seva massa en un volum de la mida de la Terra, descrit per efectes quàntics i relativistes.

Quan es produeix una nova, la lluminositat de la nana blanca es multiplica per 10.000 durant uns dies. El procés es pot repetir: sabem per exemple que RS Ophiuchi va explotar sis vegades en un segle. Per tant, les noves són recurrents perquè, com dèiem, l'explosió no destrueix la nana blanca.

Avui s'acaba d'ampliar el catàleg de les noves arran d'una publicació a la revista Nature realitzada per un equip d'astrònoms que, amb l'ajuda del Very Large Telescope de l'Observatori Europeu Austral (VLT de l'ESO), van observar un nou tipus de explosió estel·lar que els investigadors van anomenar micronoves. Es produeixen com els seus cosins amb nanes blanques acumulant material d'una estrella a un sistema binari.

Tal com explica Nathalie Degenaar, astrònom de la Universitat d'Amsterdam als Països Baixos, en un comunicat de premsa de l'ESO, va ser gràcies al satèl·lit TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) que tot va començar per a ella i els seus col·legues. "Recollit pel TESS de la NASA , vam descobrir una cosa inusual: un brillant flaix de llum òptica que va durar unes quantes hores. Cercant més enllà, hem trobat diversos senyals similars".  TESS va revelar altres tres micronoves, dues de les quals estaven clarament associades amb nanes blanques, però es va haver d'utilitzar l'instrument X-shooter al VLT de l'ESO per determinar l'origen de la tercera explosió i confirmar que, de nou, hi havia una nana blanca.

Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del video. Els astrònoms han descobert un
nou tipus d'explosió que es produeix en nanes blanques en sistemes de dues estrelles. Aquest vídeo
resumeix el descobriment. Crèdit: ESO

Explosions termonuclears mal enteses

També a la nota de premsa de l'ESO, ens assabentem que els investigadors han determinat que l'explosió termonuclear que es produeix a la superfície de les nanes blanques, tot i que menys potent que la d'una nova clàssica, es converteix, no obstant això, en l'equivalent a la massa de 3.500 milions de grans piràmides de Gizeh en energia i en poques hores. Recordem que la massa de la gran piràmide de Keops a l'altiplà de Gizeh al Caire és d'aproximadament 5.900.000.000 kg.

"El fenomen desafia la nostra comprensió de com es produeixen les explosions termonuclears a les estrelles. Ens pensàvem que ho sabíem, però aquest descobriment ofereix una manera totalment nova de fer-ho". La coautora de l'article a Nature, Nathalie Degenaar explica que ja sabem, però, que en el cas de les micronoves: " Aquestes explosions fan que tota la superfície de la nana blanca es cremi i brilli durant diverses setmanes". El seu col·lega, Paul Groot, astrònom de la Universitat Radboud als Països Baixos, afegeix que, "Per primera vegada, hem vist que la fusió d'hidrogen també es pot produir de manera localitzada. L'hidrogen pot estar contingut a la base dels pols magnètics d'algunes nanes blanques, de manera que la fusió només es produeix en aquests pols magnètics. Això condueix a l'explosió de bombes de micro-fusió, que són aproximadament una milionèsima part de la força d'una explosió de nova, d'aquí el nom de micronova".

Encara tenim moltes coses per aprendre sobre les micronoves que probablement estan més esteses del que pensem, la qual cosa hauria de permetre moltes altres observacions al respecte. Com finalment explica Simone Scaringi: “La ràpida resposta de telescopis com el VLT o el New Technology Telescope de l'ESO i el conjunt d'instruments disponibles ens permetran descobrir amb més detall quines són aquestes misterioses micronoves".

 

Ho he vist aquí.

Les ones gravitacionals podrien revelar la presència de quagma en les estrelles de neutrons

Quan dues estrelles de neutrons es fusionen, les pressions i temperatures assolides poden fer que quarks i gluons confinats en protons i neutrons es converteixin, a vegades, en un plasma anomenat quagma. Aquesta fase de transició produiria ones gravitacionals característiques que demostren la seva ocurrència.

Clic per engrandir. Recreació artística d'una col·lisió de dues estrelles de neutrons.
Crèdit: Dana Berry, Sky Works Digital Inc.

L’univers observable és un laboratori de física d’alta energia on la natura ens porta d’alguna manera experiències que no podem fer a la Terra ni amb dificultat. Per exemple, els astrofísics relativistes han estat intercanviant idees amb físics nuclears durant dècades per entendre millor la física de les estrelles de neutrons i els nuclis de la Terra en condicions de temperatures i pressions extremes que també prevalien al moment del Big Bang.

Per a aquests investigadors, l’obertura de l’era de l’astronomia gravitatòria, amb la detecció directa a la Terra d’ones gravitacionals per part de membres de les col·laboracions LIGO i VIRGO, va ser una gran notícia. Sens dubte, la seva emoció va arribar al seu màxim quan aquests mateixos membres van anunciar la detecció de la font GW170817, perquè es va veure ràpidament que es tractava d'una col·lisió d'estrelles de neutrons que produïa una kilonova.

 

De kilonoves a quarks

 

De fet, aquestes estrelles són transparents a les ones gravitacionals que emeten, i contenen molta informació sobre la seva estructura i composició. Molt compactes, i amb un diàmetre d’unes poques desenes de quilòmetres, són tan denses que una culleradeta del seu material pot arribar a pesar fins a uns mil milions de tones. Perquè cal descriure tant l'ús de les equacions de la relativitat general i dels models astrofísics de la relativitat -es poden trobar en el famós llibre  "Gravitation"  que el Nobel de física Kip Thorne ha co-escrit i publicat el 1973 amb els seus companys John Wheeler i Charles Misner- com els models que descriuen el que s’anomena l’equació de l’estat de la matèria nuclear. Les estrelles de neutrons es converteixen aleshores en una espècie de banc de proves a on provar la teoria de la relativitat general d’Einstein i obtenir més detalls sobre l’equació de l’estat de la matèria nuclear i la física que la determina.

 

La història de la detecció de GW170817. Podeu triar l'idioma dels subtítols a la
configuració del vídeo. © Ciència vs Cinema. 

 

En aquest cas, aquesta física es basa en la teoria dels quarks proposada independentment per George Zweig i Murray Gell-Mann el 1964. Aquesta teoria va ser completada a principis dels anys 70 per Gell-Mann i  Harald Fritzsch, mentre que les dades experimentals va començar a proporcionar proves indiscutibles de l'estructura en quarks de protons i neutrons en particular, i més generalment del que anomenen hadrons. De fet, el 1972, els dos físics van descobrir finalment les equacions de la QCD (cromodinàmica quàntica) que governa les forces nuclears entre quarks, introduint als "cosins" del fotó, els gluons.

L’any següent al 1973, Gross, Politzer i Wilczek també van descobrir la llibertat asimptòtica derivada d’aquestes equacions i implicant que les forces entre quarks només augmenten si s’intenta separar-les, tant que l’energia que s’utilitza per intentar-ho provoca la formació de nous quarks que s’uneixen ràpidament creant hadrons.

Això posarà fi als dubtes sobre la teoria dels quarks perquè, curiosament en els experiments, aquestes noves partícules no podien ser aïllades ni observades per separat com és el cas dels components dels àtoms, els electrons i els nucleons. Les col·lisions d’hadrons, suposadament constituïdes per quarks, mai no van produir més que hadrons.

Una presentació del quagma. Podeu triar l'idioma de la subtitulació a la
configuració del vídeo. © Fermilab

Quarks i gluons confinats en hadrons

Tot i això, la QCD també ens diu que en un gas de protons i de neutrons comprimits i portats a una temperatura 100.000 vegades superior a la que hi ha dins del Sol, aquests nucleons encara es "fondran". El resultat serà un líquid ultra dens en què els quarks i els gluons es comportaran com si estiguessin lliures. Però tan aviat com la temperatura baixa per sota de prop de mil mil milions de graus, el plasma de quarks-gluons, de vegades anomenat quagma o QGP, es condensarà en una miríada d'hadrons generalment inestables, en la que els quarks i gluons seran confinats novament.

Els físics estudien des de fa diverses dècades quin dels quagma ha demostrat l’existència, en particular en experiments realitzats al CERN amb el LHC. D’aquesta manera, poden remuntar-se a un període de la història de l’univers observable amb una edat de menys d'una mil·lèsima de segon. Aquesta fase de la matèria encara no ha revelat tots els seus secrets i hauria de permetre’ns retrocedir més en el passat del Cosmos. Per això es compta amb l'estudi de les estrelles de neutrons.

Aquesta simulació mostra la densitat de la matèria ordinària (principalment neutrons)
en groc-vermell. Poc després de la fusió de les dues estrelles, el centre extremadament
dens es torna verd, representant la formació del plasma quark-gluó. © Lukas R. Weih
i Luciano Rezzolla (2019)

Avui (7 de maig 2020), un grup de físics de la Universitat Goethe de Frankfurt i del Frankfurt Institute for Advanced Studies acaba de publicar un article a  Physical Review Letters, que es pot consultar a arXiv, a on anuncien que han obtingut un resultat interessant pel que fa a estructures de quagma i neutrons mitjançant supercomputadors.

De fet, els investigadors van simular no només la fusió d’estrelles de neutrons i el producte de la fusió per explorar les condicions en les que una transició de fase dels hadrons podria conduir a un plasma de quarks-gluons, sinó també com aquest fenomen podria afectar l’emissió d’ones gravitacionals, acompanyant la fusió de les dues estrelles compactes fins al punt de deixar-hi una signatura.

Un dels autors de l'article, el professor Luciano Rezzolla de la Universitat de Goethe, va presentar aquests resultats: "En comparació amb simulacions anteriors, vam descobrir una nova signatura en les ones gravitacionals que és clarament més clar de detectar. Si aquesta signatura es produeix en les ones gravitacionals que rebrem de les futures fusions d’estrelles de neutrons, tindrem una prova clara de la creació de plasma de quarks-gluons a l’Univers actual”.

* Més informació publicada al blog sobre els forats negres i les ones gravitacionals.

Ho he vist aquí.

Primera identificació d'un element pesat nascut d'una col·lisió d'estrelles de neutrons

Estronci de nova creació, un element utilitzat en focs artificials, detectat en l'espai per primera vegada després de les observacions fetes amb el telescopi d'ESO.

Nota de premsa del 23 octubre 2019

Clic per engrandir. Un equip d'investigadors europeus, utilitzant dades de l'instrument X-shooter
en el Very Large Telescope del ESO, ha trobat firmes d'estronci formades en una fusió
d'estrelles de neutrons. La imatge artística mostra dues petites però molt denses estrelles de
neutrons en el punt en què es fusionen i exploten com kilonovas. En primer pla, veiem una
representació del estronci acabat de crear. Crédit: ESO/L. Calçada/M. Kornmesser

Per primera vegada s'ha detectat en l'espai un element pesat acabat de crear, després de la fusió de dues estrelles de neutrons, l'estronci. Aquesta troballa va ser observada per l'espectrògraf X-shooter d'ESO al "Very Large Telescope" (VLT) i ha estat publicat avui mateix a Nature. La detecció confirma que els elements més pesats de l'Univers poden formar-se en les fusions d'estrelles de neutrons, proporcionant una peça que falta en el trencaclosques de la formació d'elements químics.

El 2017, després de la detecció de les ones gravitatòries que passen per la Terra, ESO va apuntar els seus telescopis a Xile, incloent el VLT, a la font: una fusió d'estrelles de neutrons anomenada GW170817. Els astrònoms sospitaven que, si es formaven elements més pesats en les col·lisions d'estrelles de neutrons, les firmes d'aquests elements podien ser detectades en kilonovas, les explosives seqüeles d'aquestes fusions. Això és el que ha fet un equip d'investigadors europeus, utilitzant dades de l'instrument X-shooter del VLT d'ESO. 

Després de la fusió de GW170817, la flota de telescopis d'ESO va començar a monitoritzar l'emergent explosió de kilonova en una àmplia gamma de longituds d'ona. X-shooter en particular va prendre una sèrie d'espectres des de l'ultraviolat fins a l'infraroig proper. L'anàlisi inicial d'aquests espectres va suggerir la presència d'elements pesants en la kilonova, però els astrònoms no van poder identificar elements individuals fins ara.

Aquest muntatge d'espectres presos utilitzant l'instrument X-shooter en el Very
Large Telescope de l'ESO mostra el comportament canviant del kilonova en
la galàxia NGC 4993 durant un període de 12 dies després que l'explosió fos detectada
el 17 d'agost de 2017. Cada espectre cobreix un rang de longituds d'ona des de l'infraroig
proper al ultraviolada fins al infraroig proper i revela com l'objecte es va tornar
dramàticament més vermell a mesura que s'esvaïa. Crèdit: ESO/I. Pian et al./S. Smartt i ePESSTO

"En tornar a analitzar les dades de 2017 de la fusió, ara hem identificat la signatura d'un element pesat d'aquesta bola de foc, l'estronci, el que demostra que la col·lisió d'estrelles de neutrons crea aquest element en l'Univers", diu l'autor principal de l'estudi, Darach Watson, de la Universitat de Copenhaguen a Dinamarca. A la Terra, l'estronci es troba naturalment al terra i es concentra en certs minerals. Les seves sals s'utilitzen per donar als focs artificials un color vermell brillant.

Els astrònoms han conegut els processos físics que creen els elements des de la dècada de 1950. Durant les dècades següents han descobert els llocs còsmics de cadascuna d'aquestes grans forges nuclears, excepte un. "Aquesta és l'etapa final d'una recerca de dècades per determinar l'origen dels elements", diu Watson. "Ara sabem que els processos que van crear els elements van ocórrer majorment en estrelles ordinàries, en explosions de supernoves, o en les capes externes de velles estrelles. Però, fins ara, no sabíem la ubicació del procés final no descobert, conegut com captura ràpida de neutrons, que va crear els elements més pesats en la taula periòdica".

La captura ràpida de neutrons és un procés en el qual un nucli atòmic captura neutrons prou ràpid com per permetre la creació d'elements molt pesats. Encara que molts elements es produeixen en els nuclis de les estrelles, la creació d'elements més pesats que el ferro, com l'estronci, requereix ambients encara més calents amb molts neutrons lliures. La captura ràpida de neutrons només passa naturalment en ambients extrems on els àtoms són bombardejats per un gran nombre de neutrons.

Clic per engrandir. El cel al voltant de la galàxia NGC 4993. Aquesta imatge de camp ample
generada a partir de Digitized Sky Survey 2  mostra el cel al voltant de la galàxia
NGC 4993. Aquesta galàxia va ser l'amfitrió d'una fusió entre dues estrelles de neutrons, que
va conduir a una detecció d'ones gravitacionals, una curta ràfega de raigs gamma i
a una identificació òptica d'un esdeveniment de kilonova. Crèdit: ESO i Digitized Sky Survey 2

"Aquesta és la primera vegada que podem associar directament material de nova creació format a través de la captura de neutrons amb una fusió d'estrelles de neutrons, confirmant que les estrelles de neutrons estan fetes de neutrons i vinculant el procés de captura ràpida de neutrons, llargament debatut, a aquests fusions", diu Camilla Juul Hansen, de l'Institut Max Planck d'Astronomia de Heidelberg, que va exercir un paper important en l'estudi.

Els científics estan començant a comprendre millor les fusions d'estrelles de neutrons i les kilonoves. A causa de la comprensió limitada d'aquests nous fenòmens i altres complexitats en els espectres que el X-shooter del VLT va prendre de la explosió, els astrònoms no havien estat capaços d'identificar elements individuals fins ara.

Aquesta carta mostra l'extensa constel·lació d'Hydra (La Hidra Femella), la constel·lació
més gran i llarga del cel. La majoria de les estrelles visibles a simple vista en una nit neta
i fosca s'observen. El cercle vermell marca la posició de la galàxia NGC 4993, que es va fer
famosa a l'agost de 2017 com el lloc de la primera font d'ones gravitacionals que també
va ser identificada en llum visible com la kilonova GW170817. NGC 4993 pot ser vist com
una taca molt feble amb un telescopi aficionat més gran. Crèdit: ESO, IAU i Sky & Telescope

"De fet, se'ns va acudir la idea que podríem estar veient estronci bastant ràpid després de l'esdeveniment. No obstant això, demostrar que aquest era el cas va resultar ser molt difícil. Aquesta dificultat es va deure al nostre coneixement altament incomplet de l'aparença espectral dels elements més pesats en la taula periòdica", diu l'investigador de la Universitat de Copenhaguen Jonatan Selsing, que va ser un autor clau en l'article.

Ho he vist aquí.