La estructura de una estrella electrodébil. Separamos el núcleo de la estrella en tres regiones: 1: núcleo central donde la simetría electrodébil se restaura, 2: región donde los neutrinos de alta energía son atrapados, 3: región de la cual los neutrinos de alta energía pueden escapar. Los neutrinos se emiten entre las regiones 2. y 3. Los fotones son emitidos en la superficie de la la estrella.Es probable que la muerte de las estrellas, al menos a través de uno de los finales posibles, sea más complejo de lo que se creía hasta hoy. Para algunos objetos estelares, la fase final, antes de colapsar, o en lugar de colapsar en un agujero negro, puede ser lo que un grupo de astrofísicos está llamando una estrella electrodébil.
Glenn Starkman, un profesor de física en la Universidad Case Western Reserve, junto con los ex estudiantes de postgrado y postdoctorado De-Chang Dai y Dejan Stojkovic, ahora en la Universidad Estatal de Nueva York en Buffalo, y Arthur Lue, en el Lincoln Lab del MIT, ofrece una descripción de la estructura de una estrella electrodébil en un documento presentado a la revista Physical Review Letters y publicado en línea en:
http://arxiv.org/abs/0912.0520.
Las estrellas ordinarias son alimentadas por la fusión de núcleos ligeros en otros más pesados, tales como el hidrógeno en helio en el centro de nuestro sol, en este caso a través del proceso llamado "cadena protón-protón" (en estrelllas más masivas la fuente de la energía es el "ciclo del carbono", en el que también el hidrógeno se convierte en helio en la etapa inicial). Las estrellas electrodébiles, de acuerdo a la teoría de este grupo de astrofísicos, serían alimentadas por la conversión total de los quarks de las partículas que conforman los bloques básicos, los protones y neutrones de los núcleos, en partículas mucho más ligeras llamadas leptones. Estos leptones incluyen los electrones, pero especialmente los muy difíciles de alcanzar -y casi sin masa- neutrinos (en este proceso se pueden liberar en 1053 ergios en unos 10-3 a 10-2 segundos en forma de estallidos de neutrinos-antineutrinos).
"Este es un proceso previsto por el bien probado modelo estándar de la física de partículas", dijo Starkman. A temperaturas ordinarias es tan increíblemente raro que probablemente no ha sucedido en el universo visible en cualquier momento en los últimos 10.000 millones de años, excepto tal vez en el núcleo de estas estrellas electrodébil y en los "laboratorios de algunas civilizaciones alienígenas", dijo.
En sus últimos días, las estrellas más pequeñas que 2,1 veces la masa de nuestro sol mueren y colapsan en las estrellas de neutrones -objetos suficientemente densos oara que los neutrones y protones se empujen mutuamente. Las estrellas más masivas se cree que se dirigen hacia el colapso en un agujero negro. Pero a las temperaturas y densidades extremas que se pudiera llegar cuando una estrella comienza a colapsar en un agujero negro, la conversión electrodébil de quarks en leptones debe proceder a un ritmo rápido, dicen los científicos.
La energía generada podría detener la caída, tanto como la energía generada por fusión nuclear impide que las estrellas ordinarias como el Sol se derrumben. En otras palabras, una estrella electrodébil es el siguiente paso posible antes del colapso total en un agujero negro. Si la combustión electrodébil es eficiente, podría consumir la suficiente masa para evitar que lo que queda llegue a ser un agujero negro.
La mayor parte de la energía emitida por las estrellas electrodébiles finalmente se libera en la forma de neutrinos, que son difíciles de detectar. Una pequeña fracción sale como luz y aquí es donde el patrón que identifica a la estrella electrodébil probablemente se encontrará, dijo Starkman. Pero, "para entender esa pequeña fracción, tenemos que entender a la estrella mejor de lo que la entendemos actualmente."
Y hasta que lo hagan, es difícil saber cómo podemos diferenciar estrellas electrodébiles de otras estrellas.
Hay tiempo, sin embargo, para aprender. Los teóricos han calculado que esta fase de la vida de una estrella puede durar más de 10 millones de años, un largo tiempo para nosotros, pero sólo un instante en la vida de una estrella.
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