Stelele neutronice sunt obiecte cosmice fascinante care se formează atunci când o stea masivă ajunge la sfârșitul vieții și suferă o explozie de supernovă. După această explozie, miezul rămas este comprimat la o densitate extremă, creând un obiect dens și compact: steaua neutronică. Majoritatea acestor stele neutronice au o masă între 1,4 și 2 ori mai mare decât cea a Soarelui, dar o întrebare îi frământă pe astrofizicieni: ar putea exista stelele neutronice cu o masă mai mică decât cea a unei pitice albe, un alt tip de stea moartă? Deși pare contraintuitiv, cercetările recente sugerează că această ipoteză poate fi mai plauzibilă decât se credea anterior. O stea neutronică este reziduul dens al unei stele masive care a explodat într-o supernova. Aceste stele sunt formate în principal din neutroni, care sunt particule subatomice care sunt stabile în interiorul stelei, dar instabile în exterior. O stea neutronică este incredibil de densă: o lingură din materialul său ar cântări aproximativ 400 de milioane de tone pe Pământ.
Masa tipică a stelelor neutronice variază între 1,4 și 2 mase solare, interval care rezultă din procesele de formare a acestor obiecte. Dacă o stea are o masă mai mică de 1,4 ori mai mare decât cea a Soarelui, se transformă în general într-o pitică albă, mai degrabă decât într-o stea neutronică. O pitică albă este o stea moartă care nu are suficientă masă pentru a deveni o stea neutronică și rămâne stabilă datorită presiunii electronilor. Limita Chandrasekhar, stabilită la aproximativ 1,4 mase solare, determină masa maximă a unei pitice albe înainte ca aceasta să sufere colaps gravitațional. Pe de altă parte, dincolo de această masă, presiunea electronilor nu mai este suficientă pentru a susține steaua, iar aceasta se transformă într-o stea neutronică sau, dacă masa ei este și mai mare, într-o gaură neagră. Stelele neutronice se formează în urma prăbușirii unei stele într-o supernovă, un eveniment cataclismic. O supernova eliberează o cantitate imensă de energie care poate, în unele cazuri, comprima nucleul stelei rămase într-o stea neutronică. Cu toate acestea, este posibil ca unele nuclee de supernove să fie mai ușoare decât masa minimă estimată în general pentru a forma o stea neutronică.
Întrebarea este dacă aceste nuclee ar putea fi stabile ca stele neutronice, în ciuda masei lor mai mici decât o pitică albă. Acest scenariu depinde de ecuația de stare care guvernează materia stelelor neutronice, cunoscută sub numele de ecuația Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV). Această ecuație complexă ajută la descrierea modului în care materia din interiorul unei stele neutronice este ținută sub presiune de forțele gravitaționale și nucleare. Conform ecuației TOV, masa unei stele neutronice poate coborî teoretic la aproximativ 1,1 mase solare și, în unele cazuri extreme, cercetările sugerează că limita inferioară ar putea coborî chiar la 0,4 mase solare. Această ipoteză rămâne un subiect de dezbatere în comunitatea științifică, deoarece stabilitatea materiei neutronice la aceste mase mici nu este încă bine înțeleasă.
Pentru a testa această ipoteză, astrofizicienii apelează la observatoare de unde gravitaționale, precum Virgo și LIGO. Aceste instrumente de ultimă oră sunt capabile să detecteze undele gravitaționale, valuri în spațiu-timp cauzate de evenimente violente din univers, cum ar fi fuziunile stelelor neutronice sau găurile negre. În timpul acestor fuziuni, sunt emise unde gravitaționale, care pot fi detectate de aceste observatoare.
Un studiu recent, prezentat într-o postare pe serverul de preprinturi arXiv, a încercat să modeleze semnale de fuziune între stele neutronice de masă mică, prin simularea deformării mareice a acestor stele în timpul fuziunii. Cu toate acestea, deși studiul nu a găsit nicio dovadă directă a stelelor neutronice de masă mică, a ajutat la limitarea existenței lor. În special, cercetătorii au descoperit că nu pot exista mai mult de 2.000 de fuziuni observabile care implică o stea neutronică mai mică de 0,7 mase solare. Această descoperire nu dovedește inexistența acestor stele, dar ajută la rafinarea limitelor teoretice ale masei lor.
Această cercetare este încă în faza preliminară, dar astronomia undelor gravitaționale continuă să avanseze. Pe măsură ce detectoarele se îmbunătățesc în următorii ani, este posibil ca stele neutronice de masă mică să fie observate sau se va dovedi că ele nu pot exista.
