13/2/2012 - DJ:

Materia oscura dentro de una estrella

T.E.L: 5 min. 16 seg.

¿Puede haber materia oscura en una estrella? ¿De qué modo alteraría la evolución estelar?


Desde el fantástico blog Astrobites, Maria Drout nos trae un paper realizado por tres investigadores del Instituto de Astrofísica de París.

Como ella señala, hemos escuchado hablar de materia oscura en galaxias, cúmulos de galaxias y la estructura en gran escala del universo. Pero Maria Drout, estudiante de astronomía en Harvard, nos trae un trabajo que aborda el tópico desde otro ángulo: ¿qué efectos tendría la presencia de materia oscura en la estructura y las propiedades visibles de una estrella? Específicamente el trabajo examina el caso de una estrella de masa solar en un entorno con una cierta densidad de WIMPs.

Como hace Maria en su post, conviene alguna introducción.
¿Qué es la materia oscura?
No sería incorrecto decir que por ahora es una idea. La idea surge porque hay una diferencia entre los modelos y las observaciones. En este caso los modelos son aquellos vinculados con la gravedad (Kepler, Newton, Einstein) y las observaciones son de galaxias y cúmulos de galaxias.
Pongamos el caso de una galaxia. Las ideas actuales sobre la gravedad permiten saber que se acumula mucha más materia en los núcleos de las galaxias que lejos del corazón de las mismas. Por gravedad, las estrellas más cercanas al núcleo deberían tener una velocidad mayor que las que están más lejos. Por aquello de que la gravedad es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. Pero muchas observaciones empezaron a decir lo contrario hace ya muchos años. Efectivamente los objetos más cercanos a los núcleos tienen velocidades mayores que aquellos que se encuentran en los exteriores, pero la diferencia no es la que debería. En particular, parece que los objetos exteriores tuvieran una mayor velocidad de la debieran. El ejemplo fue puesto con galaxias para que sea más simple, pero la idea viene de observaciones de galaxias y de grupos, cúmulos de galaxias. En este punto conviene citar el trabajo pionero de astrónomos como Fritz Zwicky y Vera Rubin. Un gráfico ilustrativo lo podemos encontrar en Astroverada. [1]
También puede ser útil el Interactivo de Materia Oscura.

Esta discrepancia se podría explicar de dos grandes maneras:
A) Los modelos son parcialmente erróneos/incompletos
B) Los modelos son buenos, pero hay algo más.

Podríamos agregar C) La discrepancia podría explicarse, al menos en algunos casos, por campos magnéticos [2].

Los físicos vienen trabajando en ambas hipótesis. Para el caso de A) tenemos la Dinámica newtoniana modificada (MOND).
Pero entre aquellos que abonan la hipótesis B) hay algunas diferencias:
B1) Eso "extra" es materia normal (materia bariónica)
B2) Eso "extra" NO es materia normal (materia no bariónica)

Incluso dentro de B2) hay distinciones entre materia caliente y fría.

En B1 se encontraría la materia compuesta por bariones, como los protones. Se ha propuesto que podrían existir objetos compactos y masivos en los halos de las galaxias, como agujeros negros, o bien enanas marrones o planetas vagabundos. Es decir, objetos masivos que, a diferencia de las estrellas, no emiten luz, para decirlo vulgarmente.

En B2 se han propuesto diferentes alternativas, por ejemplo las WIMPs que serían "partículas masivas de interacción débil". Es una hipótesis que plantea la existencia de partículas que no tienen interacción electromagnética, pero sí con la fuerza débil y la gravedad.
Con estas características sería difícil detectarlas en forma directa como a las estrellas, pero sí develarían su presencia gravitatoriamente, haciendo que las estrellas o galaxias alejadas de los núcleos tengan mayor velocidad.

Son hipótesis, ideas, suposiciones basadas en teorías y observaciones.

Ahora bien. Aunque estas WIMPs no tengan interacción con los fotones, sí lo hacen con otras partículas por gravedad y la fuerza nuclear débil. Por lo tanto, señala Maria, al viajar una estrella por la galaxia y a través de los halos de materia oscura, hay una pequeña probabilidad de capturar partículas de materia oscura en su interior. Una estrella que viaje por sectores del cosmos con mayor densidad de materia oscura, por ejemplo el centro de la galaxia, capturaría más partículas en el curso de su vida estelar.

El balance estelar
Como regla general, la estructura de una estrella representa un punto de equilibrio entre la gravedad que tiende a colapsar la estructura, hacia adentro, y la presión de radiación que empuja hacia afuera. Este balance dependerá de la cantidad de diferentes elementos/partículas en la estrella, entre otras cosas. En grandes cantidades, las partículas de materia oscura agregan otra variable a la ecuación.

WIMPs
Al considerar el balance antes descripto, hay que recordar que las WIMPs no interaccionan del mismo modo que otras partículas en los interiores estelares. Aunque serían capaces de transportar energía fuera del núcleo de la estrella, al colisionar con otras partículas, no contribuyen a la presión de radiación porque no interaccionan con fotones.

Materia oscura en estrellas
Dicho esto, vayamos al paper en cuestión desarrollado por Fabio Iocco et al.
Lo que dicen los astrónomos es que en entornos con mucha densidad de materia oscura, como cerca de los centros de las galaxias, las estrellas capturarían muchas partículas. Eso podría generar que la energía transportada fuera de los núcleos de las estrellas por las partículas de materia oscura exceda la cantidad de energía creada por las reacciones nucleares. El efecto es disminuir la temperatura en el núcleo interior y bajar la eficiencia de las reacciones que ocurren allí. Esto, a su vez, decrecería la cantidad de presión de radiación producida. Esta sería una consecuencia significativa y el resultado final en la estrella podría ser de dos formas.

1-En el primer caso, la materia oscura sólo transporta del núcleo más energía que la producida en la región más interior del núcleo estelar, pero no de toda la región con fusión nuclear. Bajo esas circunstancias, el núcleo exterior respondería incrementando la temperatura y la tasa de reacción nuclear para crear suficiente presión de radiación que equilibre a la estrella.

2-Sin embargo, si la cantidad de materia oscura presente en la estrella es suficiente, es posible que la temperatura del núcleo baje en toda la región de fusión. En ese caso, la estrella sería incapaz de compensarse y sería forzada a contraerse bajo el tirón gravitacional. Estos dos casos se ilustran con la Fig.2 que sigue a continuación, que muestra el perfil de temperatura en el núcleo de una estrella. La línea negra es el caso sin materia oscura, la línea de puntos azules es el primer caso y la línea de puntos negros, el segundo.


Es interesante, como señala Maria, que en ambos casos la apariencia de la estrella y su localización en los diagramas HR serían alterados. ¿Cuánto? Dependería de la cantidad de materia oscura, que a su vez depende de la densidad del entorno y de las propiedades de la materia oscura en sí misma.

¿Cómo hicieron esto los investigadores?
Con simulaciones. Usaron un código numérico modificado (llamado Darkstars) que resuelve las ecuaciones de captura de WIMPs y la evolución estelar y considerando diferentes entornos. Usaron también ZAMS adoptando un entorno de densidad de materia oscura de 103GeV/cm3, que para un perfil NFW corresponde a Rgal (radio galactocéntrico) ~10pc del Centro Galáctico.

Otra figura en el paper es el gráfico que sigue (Fig.3):



Este es un diagrama HR (Hertzsprung-Russel) para una estrella de 1 Masa Solar para diferentes parámetros de materia oscura. El cuadrado negro sólido es el punto de inicio de la simulación. Los círculos negros marcan una edad de 6 mil de millones de años, no alcanzados para los casos en que la densidad es mayor a 103 GeV/cm3. Los triángulos marcan la caída de la fracción central de hidrógeno debajo de 0,1. Eso tiene lugar a una edad de 6,05; 6,36; y 6,39 mil millones de años para un caso sin materia oscura, con densidad de 102 y 103 respectivamente.


Fuentes y links relacionados

Sobre las imágenes
  • Figura inicial: Anillo de materia oscura en el cúmulo de galaxias Cl 0024+17. Créditos: NASA, ESA, M.J. Jee and H. Ford (Johns Hopkins University). Ver en HubbleSite.
  • Fig. 2 y Fig. 3. Créditos&Copyright: Fabio Iocco et al. Phys. Rev. Lett. 108, 061301 (2012)


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1 comentario:

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