República de ZPO-3XPV/WNB-QSGP

Después de pensar un poco en un nombre para mi micronación, logré pensar en uno. El nombre es en realidad la primera letra de los nombres de las estrellas exóticas que elegí para mi "imperio o nación", que son la enana blanca ZTF J190132.9+145808.7, la estrella de neutrones PSR J0952-0607, el agujero negro OGLE-2011-BLG-0462, la "estrella de quarks" 3C58, la "estrella extraña" XMMU J173203.3−344518, el "agujero gris" V404 Cygni, y una "estrella de preones" (puse los nombres de estas últimas cuatro estrellas entre comillas porque todavía son bastante hipotéticas, al menos hasta la fecha de este artículo).

Para evitar tener un nombre muy largo, tomé la primera letra de cada estrella que mencioné anteriormente y, en caso de que alguien piense que mi ensayo de micronación es malo, agregué la primera letra del tipo de estrella compacta, que conforman un proyecto de nación ficticia. En su totalidad sería este el nombre de mi micronación: ZPO-3XPV/WNB-QSGP.

Además del nombre, también creé una bandera, pero creo que ambos no son muy llamativos o interesantes. En el caso de la bandera, utilicé una mezcla de elementos que detallaré en los siguientes párrafos, pero voy a empezar explicando por qué elegí cada uno de los objetos que mencioné al principio del texto, empezando por la enana blanca.

Enana blanca ZTF J1901+1458

ZTF J1901+1458 (apodado Z; formalmente ZTF J190132.9+145808.7; ID de Gaia 4506869128279648512) es una enana blanca a unos 135 años luz de distancia, aproximadamente en la dirección de Epsilon Aquilae, descubierta por la Instalación Transitoria de Zwicky alrededor de 2021.

Es la enana blanca más masiva jamás encontrada, con 1,35 veces la masa del Sol, casi la mayor masa esperada para un objeto de este tipo. Su radio es de unos 2.140 km (1.330 mi), aproximadamente el tamaño de la Luna de la Tierra, y gira una vez cada 7 minutos.

Ilustración que muestra la enana blanca ZTF J190132.9+145808.7 y la Luna.

ZTF J1901+1458 se encuentra a aproximadamente 130 años luz de distancia, en la constelación del Águila. Esta enana blanca tiene unos 100 millones de años y posee un campo magnético extremo, casi mil millones de veces más intenso que el de nuestro Sol.

Tiene un período de rotación de 6,94 minutos, inusualmente corto para una enana blanca, ya que los períodos de rotación de las enanas blancas suelen ser de más de horas.

“ZTF J1901+1458 es pesado, ya que concentra una masa mayor que la de nuestro Sol en un cuerpo aproximadamente del tamaño de nuestra Luna”, afirmó la Dra. Ilaria Caiazzo, astrónoma de la División de Física, Matemáticas y Astronomía del Instituto Tecnológico de California (Caltech), ubicado en Pasadena, Estados Unidos.

“Puede parecer contradictorio, pero cuanto más pequeñas sean las enanas blancas, más masivas serán”.

Esto se debe a que las enanas blancas carecen de la combustión nuclear que mantiene a las estrellas normales contra su propia gravedad, y su tamaño está regulado por la mecánica cuántica.

Esta enana blanca fue descubierta por la Instalación Transitoria Zwicky (ZTF), que opera en el Observatorio Palomar de Caltech.

ZTF J190132.9+145808.7 es sin duda un poseedor de un récord universal: es tan denso que bordea el límite de masa permitido para una enana blanca, y eso significa que podría explotar.

Además de ser muy denso, este remanente estelar arde a 46.000 °C, mucho más caliente que nuestro Sol, que tiene una temperatura de 5772 K (alrededor de de 5500 °C). Pero lo que realmente causó asombro fue su tamaño: algo menos de 4.300 kilómetros de ancho, lo que la convierte en la enana blanca más pequeña jamás vista, un poco más grande que nuestra Luna.

Este descubrimiento en 2021 es muy interesante y también importante para los astrónomos, ya que prueba muchas teorías y modelos sobre los límites de una enana blanca. Además, como dije en mi último artículo, acerca del 95% de todas las estrellas del universo algún día se convertirán en enanas blancas (incluido el Sol), y la mitad de ellas están en sistemas binarios, como ya se mencionó, por lo que debe haber muchos objetos como ZTF J190132.9+145808.7 en el universo esperando ser descubiertos y analizados. Lo más probable es que sea un objeto común, pero esta es la primera oportunidad de estudiar este tipo de cuerpo en estas condiciones.

Estrella de neutrones PSR J0952-0607

PSR J0952–0607 es un púlsar masivo de milisegundos en un sistema binario (un sistema estelar binario son dos estrellas que orbitan un centro de masa común debido a la gravedad), ubicado entre 3200 y 5700 años luz (970–1740 pc) de la Tierra, en la constelación de Sextante.

Ostenta el récord de ser la estrella de neutrones más masiva conocida hasta 2022, con una masa 2,35 ± 0,17 veces la del Sol, potencialmente cercana al límite superior de masa de Tolman-Oppenheimer-Volkoff para estrellas de neutrones.

Descubierto por primera vez en 2017, se le conoce como púlsar "viuda negra", una analogía con la tendencia de las arañas viudas negras hembra a consumir al macho, mucho más pequeño, después del apareamiento.

Impresión artística de un sistema de púlsar viuda negra, donde un compañero de masa estelar está siendo ablacionado por la intensa radiación de su púlsar anfitrión.

PSR J0952-0607 se encuentra en una órbita de 6,42 horas alrededor de su compañera estelar, que tiene una masa muy baja.

En algún momento de la historia del sistema, la materia comenzó a fluir desde la compañera hacia el púlsar, aumentando gradualmente su rotación a 707 rotaciones por segundo e incrementando considerablemente sus emisiones. Finalmente, el púlsar comenzó a evaporar a su compañera, proceso que continúa en la actualidad.

El peso de esta estrella de neutrones, que bate récords y que encabeza las listas con 2,35 veces la masa del Sol, ayuda a los astrónomos a comprender el extraño estado cuántico de la materia dentro de estos objetos densos, que colapsan por completo y desaparecen como un agujero negro estelar.

“Conocemos aproximadamente cómo se comporta la materia a densidades nucleares, como en el núcleo de un átomo de uranio”, afirmó el profesor Alex Filippenko, de la Universidad de California en Berkeley, Estados Unidos.

“Una estrella de neutrones es como un núcleo gigante, pero cuando se tienen masas solares y media de este material, que equivalen a unas 500.000 masas terrestres de núcleos unidos, no está del todo claro cómo se comportarán”.

“Las estrellas de neutrones son tan densas (una pulgada cúbica pesa más de 10 mil millones de toneladas) que sus núcleos son la materia más densa del Universo, salvo los agujeros negros, que, al estar ocultos tras su horizonte de sucesos, son imposibles de estudiar”, dijo el profesor Roger Romani de la Universidad de Stanford.

La medición de la masa de PSR J0952-0607 fue posible gracias a la extrema sensibilidad del telescopio Keck I de 10 m en Maunakea, en Hawái, que apenas logró registrar un espectro de luz visible de la brillante estrella compañera.

La compañera era probablemente una estrella antigua que se había encogido al tamaño de un gran planeta gigante gaseoso o una enana marrón, con una masa actual de 0,032 ± 0,002 masas solares o 34 ± 2 masas de Júpiter, según las mediciones de velocidad radial.

Debido a la intensa irradiación y calentamiento del púlsar anfitrión, el radio del compañero se infla al 80% de su lóbulo de Roche y brilla intensamente con una luminosidad térmica de aproximadamente 10 luminosidades solares, lo que representa gran parte del brillo óptico del sistema. Como resultado de la hinchazón, el compañero alcanza una densidad baja, probablemente alrededor de 10 g/cm³ (con una incertidumbre significativa debido a la distancia desconocida del sistema desde la Tierra), lo que lo hace susceptible a la deformación por marea del púlsar.

Imagen que demuestra PSR J0952-0607 y su compañera.

El hemisferio radiante orientado hacia el púlsar compañero se calienta continuamente hasta una temperatura de 6.200 K (5.926,85 °C), mientras que el hemisferio no radiante del compañero experimenta una temperatura uniforme de 3.000 K (2.726,85 °C). Esta diferencia de temperatura hemisférica corresponde a una diferencia en las luminosidades de los hemisferios, lo que a su vez provoca una variabilidad significativa en el brillo aparente a medida que el compañero orbita el púlsar. Esta variabilidad de brillo se demuestra en la curva de luz óptica de PSR J0952–0607, que muestra una amplitud mayor a una magnitud.

Agujero negro OGLE-2011-BLG-0462

OGLE-2011-BLG-0462, también conocido como MOA-2011-BLG-191, es un agujero negro de masa estelar aislado en el espacio interestelar. OGLE-2011-BLG-0462 se encuentra a una distancia de 1.720 parsecs (5.610 años luz) hacia el bulbo galáctico en la constelación de Sagitario. El agujero negro tiene una masa de aproximadamente 6,03 masas solares. OGLE-2011-BLG-0462 es el primer agujero negro verdaderamente aislado que ha sido confirmado.

La capacidad de encontrar y caracterizar agujeros negros aislados es necesaria para comprender la evolución y la muerte de estrellas masivas. A su vez, las estrellas masivas inciden en la comprensión de una amplia gama de problemas astrofísicos, desde el extremo de alta masa de la función de masa inicial estelar, hasta la evolución química y la retroalimentación galáctica. Sin comprender las propiedades de los agujeros negros aislados, estos problemas no pueden resolverse.

OGLE-2011-BLG-0462 fue descubierto por el sondeo OGLE mediante microlente al pasar frente a una estrella de fondo a 20.000 años luz de la Tierra. La gravedad del agujero negro desvió la luz de la estrella, provocando un brusco aumento de brillo, detectado por el Telescopio Espacial Hubble.

Observaciones astrométricas animadas de la microlente gravitacional de OGLE-2011-BLG-0462/MOA-2011-BLG-191.

Aunque las estrellas masivas, progenitoras de los agujeros negros, suelen nacer en sistemas binarios, se espera que la mayoría de los agujeros negros de nuestra galaxia estén aislados (la Vía Láctea tiene entre 10 millones y mil millones de agujeros negros).

Se espera que entre el 20% y el 30% de las estrellas se fusionen y formen una sola estrella, aún más masiva, y muchos de los sistemas binarios restantes se alteren antes, durante o después de la formación de agujeros negros debido a patadas natales o pérdida de masa. A pesar de esto, casi todos los agujeros negros galácticos conocidos están en sistemas binarios. Este sesgo de detección existe porque, a diferencia de los sistemas binarios de agujeros negros, los agujeros negros aislados no tienen un compañero que pueda identificar electromagnéticamente su presencia, lo que los hace particularmente esquivos.

La detección y caracterización de agujeros negros aislados es un primer paso fundamental, necesario para comprender la población completa de agujeros negros galácticos.

La lente gravitacional es la forma más práctica de detectar agjeros negros aislados, ya que la firma observacional depende únicamente de la masa de la lente, no de su luminosidad.

Se necesitaron seis años para confirmar la existencia de OGLE-2011-BLG-0462. Se ha estimado que su velocidad de impulso inicial tiene un límite superior de 100 km/s. No se ha detectado ninguna emisión significativa de rayos X proveniente del gas que se acrecienta sobre el agujero negro, lo que indica que está realmente aislado.

Estrella de quarks 3C58

3C 58 o 3C58 es un púlsar (designación PSR J0205+6449) y un remanente de supernova (nebulosa de viento de púlsar) dentro de la Vía Láctea.

El objeto figura como número 58 en el Tercer Catálogo de Fuentes de Radio de Cambridge.

Se encuentra a 2° al noreste de ε Cassiopeiae y se estima que se encuentra a 10 000 años luz de distancia. Su período de rotación es de 65,7 ms (por lo que PSR J0205+6449 no pertenece a la clase de púlsares de milisegundos).

Una imagen del Observatorio Chandra de 2014 que muestra el centro de 3C58, que contiene una estrella de neutrones que gira rápidamente rodeada por un anillo grueso, o torus, de emisión de rayos X.

Varios métodos para estimar la edad del remanente han demostrado tener una incertidumbre tan grande que no son útiles; estos métodos incluyen aquellos que involucran la energética del púlsar, la masa barrida, el desplazamiento del púlsar desde el centro de 3C 58 y el cambio del brillo de radio nebular.

La edad de decrecimiento del púlsar es de 5380 años, mientras que la edad de enfriamiento de la estrella de neutrones es de más de 5000 años. Según toda la evidencia disponible, 3C 58 tiene una edad de entre 3500 y 5500 años.

De 1971 a 2021, se ha especulado sobre la conexión de 3C 58 con la supernova de 1181, según lo informado por observadores chinos y japoneses. Esto se basaba en que 3C 58 era el único remanente de supernova conocido en la extensa región histórica antigua de la SN 1181. Sin embargo, diversos factores, como la edad (3500 a 5500 años) y la energía del remanente, apuntan a que 3C 58 no es el remanente de la SN 1181.

Otra imagen de rayos X de 3C 58 del Observatorio de rayos X Chandra, con el resaltado mostrando la nebulosa interna con forma toroidal.

Los investigadores aprovecharon la ubicación de algunas estrellas de neutrones en el estudio en remanentes de supernova, incluyendo 3C 58. Dado que los astrónomos cuentan con estimaciones de la edad de los remanentes de supernova, también conocen la edad de las estrellas de neutrones que se formaron durante las explosiones que generaron tanto los remanentes como las estrellas de neutrones.

Los astrónomos descubrieron que la estrella de neutrones en 3C 58 y otras dos eran mucho más frías que el resto de las estrellas de neutrones del estudio. El púlsar se caracteriza entonces por tener una altísima tasa de enfriamiento, inexplicable según los modelos estándar de formación de estrellas de neutrones.

Se plantea la hipótesis de que las condiciones extremas en el interior de la estrella provocan un alto flujo de neutrinos, que disipa la energía y provoca el enfriamiento de la estrella. 3C 58 se ha propuesto como una posible estrella de quarks, también conocida como estrella extraña.

Estrella extraña XMMU J173203.3−344518

Una estrella extraña o estrella de materia extraña es una estrella de quarks hecha de materia extraña, cuyo nombre se debe a estar formada por una fracción sustancial quarks extraños. Forman un subgrupo bajo la categoría de estrellas de quarks.

Las estrellas extrañas son un tipo hipotético de estrellas, aun no confirmado experimentalmente de manera positiva y definitiva como estrella extraña, aunque se conjetura teóricamente que pueden existir estrellas extrañas sin tener en cuenta la suposición de Bodmer-Witten de estabilidad a temperaturas y presiones cercanas a cero, ya que la materia extraña de quarks podría formarse y permanecer estable en el núcleo de las estrellas de neutrones, de la misma manera que podría hacerlo la materia ordinaria de quarks.

Ilustración del interior de una estrella de neutrones y una estrella de quarks extraños.

Las estrellas con una masa superior a aproximadamente ocho veces la del Sol terminan su existencia de unas decenas de millones de años con una explosión potente y luminosa llamada supernova. En este evento, que marca el final del proceso de generación de energía a través de la fusión nuclear, la estrella moribunda expulsa sus capas más externas y la materia restante puede seguir dos caminos.

Si la masa total inicial de la estrella es mayor que la de 25 soles, el núcleo inerte continúa colapsando y se convierte en un agujero negro. Si tiene entre 10 y 25 masas solares, el núcleo central sobrevive a la explosión y forma un objeto compuesto por un solo tipo de partícula: una estrella de neutrones.

Más de un tercio de todas las estrellas de neutrones jóvenes asociadas con remanentes de supernova se observan como objetos compactos centrales. Estas fuentes puntuales de rayos X se caracterizan por espectros de rayos X térmicos con kT ~ 0,2 y 0,5 keV y no se han encontrado hasta ahora en otras bandas de ondas electromagnéticas. Los CCOs se consideraron por primera vez como una clase separada de estrellas de neutrones aisladas después de su caracterización con el observatorio Chandra. Hasta el momento se conocen alrededor de una docena de CCOs, incluidos candidatos.

Las propiedades geométricas y físicas de la estrella se pueden estudiar modelando las propiedades espectrales y temporales de su emisión de rayos X. La masa y el radio de la estrella compacta que pueden estimarse a partir del modelo están directamente relacionados con la naturaleza de la materia superdensa en su interior.

Nuevos estudios sugieren que una estrella de neutrones de baja masa puede ser un objeto aún más exótico, predicho en teoría pero nunca observado de forma inequívoca: una estrella compuesta de quarks sueltos, un tipo de partícula elemental e indivisible que es un componente fundamental de la materia.

Un artículo publicado por astrofísicos de la Universidad de São Paulo (USP) y de la Universidad Federal del ABC (UFABC), ubicadas en Brasil, en la edición de abril de 2023 de la revista científica Astronomy & Astrophysics, indica que la masa, el radio y la temperatura superficial del objeto compacto XMMU J173203.3−344518, nombre oficial de la estrella, coinciden con los modelos teóricos que predicen la existencia de esta clase de cuerpo celeste. Estos modelos utilizan la relatividad general para inferir la gravitación y trabajan con diferentes escenarios para el enfriamiento del núcleo de las supernovas.

El CCO XMMU J173203.3−344518 fue descubierto con el observatorio espacial de rayos X XMM-Newton en 2007 como una fuente de rayos X puntual aproximadamente en el centro del emisor de TeV, el SNR HESS J1731−347.

El objeto compacto XMMU J173203.3−344518 (amarillo, centro) puede ser una extraña estrella formada por quarks.

“No estamos diciendo que sea una estrella extraña, sino que sus parámetros son compatibles con esta categoría de objeto”, comenta el astrónomo Jorge Horvath, de la USP, coordinador del grupo que realizó el estudio.

Estrella extraña es el nombre técnico que se le da a un objeto resultante de una supernova formada por materia extraña, que contiene quarks, especialmente los del tipo extraño, no confinados dentro de partículas ordinarias.

Todas las partículas clasificadas como hadrones, de las cuales las más estables son los protones y los neutrones, están compuestas por al menos dos o más quarks unidos por la fuerza nuclear fuerte. Hay seis tipos o sabores de quarks, cada uno con una carga eléctrica y una masa específicas: arriba, abajo, extraño, encanto, fondo y cima.

Al igual que las estrellas de neutrones, las estrellas extrañas no emiten luz visible. La principal pista de su existencia son fuertes emisiones en frecuencias de rayos X, restos de la actividad de las supernovas que las originaron.

En la naturaleza, los quarks no deberían existir sueltos, están atrapados en las entrañas de los protones y neutrones. Sin embargo, en objetos celestes hipotéticos aún más pequeños y densos que las estrellas de neutrones, los quarks, especialmente los del tipo extraño, podrían existir de forma aislada. “En una estrella extraña, los neutrones se habrían disuelto y generado una sopa de quarks”, explica Horvath.

El principal argumento a favor de la idea de que el objeto compacto XMMU J173203.3−344518 podría estar hecho de materia extraña es el valor revisado de su masa, que, en un estudio publicado a finales de 2022 en la revista Nature Astronomy, se redujo de 1,4 a 0,77 masas solares.

Decidí no escribir más sobre XMMU J173203.3−344518 porque en mi artículo o publicación anterior ya había hablado de ello, y buscando en internet, las fuentes son las mismas.

Así que, para evitar que parezca un extracto duplicado, solo dejaré las partes de arriba, y como siempre, las fuentes de todo lo que escribo en este blog estarán al final y algunos términos o palabras que considero confusos para quienes no están familiarizados con este tema, los dejaré como hipervínculos o hiperlinks, que son las palabras subrayadas y resaltadas en azul.

Agujero gris V404 Cygni

V404 Cygni es un microcuásar y un sistema estelar triple en la constelación de Cygnus. Contiene un agujero negro con una masa de aproximadamente 9 masas solares y una estrella gigante compañera de clase K temprana con una masa ligeramente menor que el Sol y un componente terciario evolucionado.

La estrella interior y el agujero negro se orbitan entre sí cada 6,47129 días a una distancia bastante cercana, mientras que la estrella terciaria exterior tarda 70.000 años en orbitar el sistema binario interior.

Debido a su proximidad y a la intensa gravedad del agujero negro, la estrella secundaria pierde masa en un disco de acreción alrededor del agujero negro y, en última instancia, en el propio agujero negro.

Este sistema saltó a la vista por primera vez durante una explosión de nova hace más de 80 años, en 1938.

También produjo una erupción en 1989, descubierta por el satélite japonés de rayos X Ginga y los instrumentos de alta energía a bordo de la estación espacial Mir.

Conocida como Nova Cygni 1989, la erupción de 1989 fue crucial en el estudio de los agujeros negros.

Hasta entonces, los astrónomos solo conocían unos pocos objetos que creían que podían ser agujeros negros, y V404 Cygni era uno de los candidatos más convincentes.

El 15 de junio de 2015, el observatorio espacial Swift de la NASA detectó las primeras señales de actividad renovada. Se inició una campaña mundial de observación y, el 17 de junio, el observatorio de rayos gamma INTEGRAL de la ESA (Agencia Espacial Europea) comenzó a monitorizar el estallido. INTEGRAL detectaba repetidos destellos brillantes de luz con escalas de tiempo inferiores a una hora, algo poco frecuente en otros sistemas de agujeros negros. Durante estos destellos, V404 Cygni fue el objeto más brillante en el cielo de rayos X, hasta cincuenta veces más brillante que la Nebulosa del Cangrejo. Este estallido fue el primero desde 1989.

Ecos de luz de rayos X de la erupción de la nova de 2015.

En abril de 2019, los astrónomos anunciaron que los chorros de partículas que emanaban del agujero negro oscilaban de un lado a otro durante unos pocos minutos, algo nunca antes observado en los chorros de partículas que emanaban de un agujero negro.

Los astrónomos creen que la oscilación se debe al efecto Lense-Thirring, debido a la deformación del espacio-tiempo causada por el enorme campo gravitacional en las proximidades del agujero negro.

En abril del año pasado, los astrónomos anunciaron que se descubrió que V404 Cygni formaba parte de un sistema estelar triple jerárquico, con su compañera terciaria a al menos 3500 UA del sistema binario interior. Este descubrimiento evidenció que V404 Cygni se formó con una mínima fuerza de impacto de un agujero negro, del orden de menos de 5 km/s.

También se encontró que el componente terciario había evolucionado, lo que indica que el sistema triple ha permanecido limitado durante la formación del agujero negro y que la edad del sistema está restringida a entre 3 y 5 mil millones de años.

Se cree que los agujeros negros se forman a partir de la violenta explosión de una estrella moribunda, un proceso conocido como supernova, mediante el cual una estrella libera una enorme cantidad de energía y luz en un estallido final antes de colapsar en un agujero negro invisible.

Sin embargo, el descubrimiento del equipo sugiere que si el agujero negro recién observado fue el resultado de una supernova típica, la energía que habría liberado antes de colapsar habría expulsado cualquier objeto débilmente unido en sus alrededores.

Por lo tanto, la segunda estrella, la más externa, no debería seguir presente. En cambio, los autores sospechan que el agujero negro V404 Cygni se formó mediante un proceso más suave de colapso directo, en el que una estrella simplemente se derrumba sobre sí misma, formando un agujero negro sin un último destello dramático.

Un origen tan suave apenas perturbaría ningún objeto débilmente unido y lejano.

Dado que V404 Cygni incluye una estrella muy lejana, esto sugiere que el agujero negro del sistema se formó mediante un colapso directo más suave.

Y aunque los astrónomos han observado supernovas más violentas durante siglos, el sistema triple podría ser la primera evidencia de un agujero negro formado a partir de este proceso más suave.

Además de proporcionar pistas sobre el origen del agujero negro, la estrella exterior también ha revelado la edad del sistema.

Los astrofísicos observaron que la estrella exterior se encuentra en proceso de convertirse en una gigante roja, una fase que ocurre al final de la vida de una estrella.

Además, la "V" en su nombre indica que es una estrella variable, cuyo brillo se intensifica y se debilita repetidamente con el tiempo. También se considera una nova, ya que produjo un estallido de energía brillante al menos en tres ocasiones durante el siglo XX. Finalmente, es un transitorio de rayos X suaves, ya que emite periódicamente breves ráfagas de rayos X.

En 2009, el agujero negro del sistema V404 Cygni se convirtió en el primer agujero negro en tener una medición de paralaje precisa para su distancia desde nuestro sistema solar; La distancia es de 2,39 ± 0,14 kiloparsecs, o (7,80 ± 0,46)×10³ años luz.

La compañera del agujero negro se ha propuesto como candidata a estrella "Q" o agujero gris.

Estrella de preones

Una estrella de preones es una hipotética estrella compacta formada por preones, unas partículas subatómicas teóricas que compondrían los quarks y leptones. Se predice que las estrellas de preones poseerían enormes densidades, del orden de 10²⁰ g/cm³, una densidad intermedia entre las estrellas de quarks y los agujeros negros.

Las densidades son tan gigantescas que una estrella de preones que tuviera la masa de la Tierra tendría el tamaño de una pelota de tenis.

Densidad aproximada de varios cuerpos cósmicos supermasivos: enanas blancas, estrellas de neutrones y quarks, etc.

Esta clase de objetos podrían ser detectados, en principio, mediante lentes gravitacionales o con rayos gamma. La existencia de las estrellas de preones podría explicar algunas incongruencias observacionales que actualmente se solucionan mediante la hipótesis de la materia oscura.

Las estrellas de preones se originarían a causa de explosiones de supernova o en el big bang, aunque sería bastante complicado explicar la formación de estos objetos tan pesados y compactos.

En la relatividad general, si la estrella colapsa a un tamaño más pequeño que su radio de Schwarzschild, un horizonte de eventos existirá en ese radio y la estrella se convertiría en un agujero negro. Así, el tamaño de una estrella de preones puede variar alrededor de 1 metro con una masa absoluta de 100 tierras al tamaño de un guisante con una masa aproximadamente igual a la de la Luna.

A diferencia de los otros tipos de estrellas compactas que mencioné anteriormente, todavía no hay candidatos para este tipo de estrella, por lo tanto, todavía se consideran bastante hipotéticas y teóricas (como dije también al principio de este texto), e igual a los párrafos sobre XMMU J173203.3−344518, no hay muchas fuentes sobre estrellas de preones, así que decidí utilizar la misma fotografía que utilicé en mi artículo anterior, que es de mi colaboración en el blog Scientia est Potentia, que, además, es una imagen muy bien ilustrativa para describir este tipo de objeto ultradenso que podría existir en nuestro universo.

Creo que leyendo el texto completo comprenderéis por qué elegí estos 7 objectos compactos para componer mi proyecto de nación: ZTF J190132.9+145808 y PSR J0952-0607 porque son, respectivamente, la enana blanca y la estrella de neutrones más pesadas y densas catalogadas hasta la fecha (recordando que, cuanto más masa tienen estos tipos de estrellas, menor es su diámetro, es decir, mayor es su densidad final), y siempre me han gustado los objetos densos, como por ejemplo barras o piezas hechas de metales como platino, oro, tungsteno, renio, iridio, osmio, etc.

En cuanto al agujero negro OGLE-2011-BLG-0462, lo elegí porque es un agujero negro aislado en el espacio, y soy una persona que es aislada y le gusta el aislamiento por naturaleza, en cuanto a 3C58 y XMMU J173203.3−344518 los elegí porque son los principales candidatos a estrellas de quarks e estrellas extrañas, respectivamente.

Yo también puse las estrellas "Q" o agujero grises, y las estrellas de preones porque me pareció muy interesante sus conceptos, ya que como dije antes, me encantan todo lo que es compactos y densos.

Siempre me ha interesado esto de la densida porque, por ejemplo, comparando una pieza rectangular hecha de tungsteno y otra hecha de hierro del tamaño de la palma de una mano, mientras que la de hierro la puedes sostener con cierta facilidad, la de tungsteno no es tan fácil, pues una pieza hecha de este material y dimensiones suele pesar más de 5 kg, y la de hierro sólo 2 kg.

Esto sucede, como dije antes, por la densidad, pues el tungsteno o wolframio ronda los 19,3 g/cm³, la del hierro ronda los 7,87 g/cm³, es decir, el tungsteno es casi 2,5 veces más denso que el hierro, lo que quiere decir que, si comparamos dos piezas con las mismas dimensiones, pero con una hecha de hierro y la otra hecha de tungsteno, la de tungsteno será mucho más pesada, aun teniendo las mismas dimensiones que la pieza de hierro.

Este tema de la densidad siempre me ha fascinado muchísimo. Siempre pensaba y reflejaba, desde la infancia, cuando alguien hacía las famosas preguntas, tanto en la televisión o en la escuela: "¿Qué pesa más, 1 kg de algodón o 1 kg de plomo?", o "¿Una sandía en el agua flota o se hunde?", y la respuesta a estas dos preguntas, a pesar de ser muy sencilla, siempre me parecía muy interesante: 1 kg de algodón y 1 kg de plomo tienen el mismo peso, pero el plomo parece más pesado al colocarlo en una balanza porque el plomo es más denso que el algodón, es decir, ocupa menos espacio al tener la misma masa, lo mismo ocurre con la sandía, que siempre flota porque es menos densa que el agua.

Es un tema muy interesante que hace pensar, pero hablando más de altas densidades y del porqué me gusta este tema, en los dos párrafos anteriores creo haber explicado de forma sencilla pero concisa porqué me gusta tanto. Sin embargo, puedo añadir que siempre veo las cosas más pesadas y densas como si tuvieran un aspecto más resistente, firme y duradero, en comparación con los objetos hechos de materiales más ligeros o menos densos, como madera, plástico o poliestireno.

Un claro ejemplo de eso de densidad, durabilidad y resistencia lo tenemos en relación a los tocadiscos de vinilo (que vuelven a estar de moda, para mi particular alegría) pues, los tocadiscos fabricados en metal tienen a ser mejores que los tocadiscos que no estan hechos de metal, debido al hecho de que los metales, como el aluminio o acero, son mucho más resistentes a las vibraciones externas y a la acción del tiempo que los discos fabricados de madera o simplemente de plástico.

Sin embargo, conviene aclarar que los tocadiscos de madera eran bastante comunes y eran prácticamente estándar en los hogares desde la década de 1890, hasta la de 1970 (cuando empezaron a aparecer los primeros tocadiscos modernos, especialmente con la aparición de la serie Technics SL-1200 en 1972), pero con el tiempo la madera se quedaba podrida, ya sea por la ación del tiempo o por las termitas, lo que llevaba la gente a tirar el aparato o intentar renovarlo (considero que la segunda opción siempre la mejor, aunque es mucho más cara que la primera).

Bueno, creo que ya es suficiente, ya he dicho mucho, porque empecé el texto hablando de estrellas exóticas y lo terminé hablando de tocadiscos. Por eso, dejaré para mi próxima entrada en este blog las banderas que hice para mi nación y por qué elegí tales diseños y colores para ellas (espero que no hayan quedado demasiado feas o bizarras).

Fuentes:

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