La habitabilidad de un sistema de estrellas de neutrones es la idoneidad de un cuerpo celeste , como un planeta púlsar , en un sistema de estrellas de neutrones para el surgimiento y mantenimiento de la vida .
La presencia de planetas en variedades de estrellas de neutrones - púlsares - se conoce desde 1992 . Hasta hace poco, se creía que la vida en los planetas cercanos a las estrellas de neutrones y, en particular, a los púlsares era imposible. Las razones son que las estrellas de neutrones emiten casi exclusivamente en el rango de rayos X del espectro de radiación electromagnética . La radiación electromagnética en el rango de rayos X duros es perjudicial para las formas de vida conocidas en la Tierra , y en ausencia de radiación en el espectro visible e infrarrojo , la radiación electromagnética no puede penetrar lo suficientemente profundo en la atmósfera , proporcionando iluminación y calor directamente a la superficie de el planeta [1] .
Para evaluar la influencia de la estrella madre en sus planetas, su interacción entre sí y la consiguiente viabilidad del planeta en el sistema púlsar, es necesario comprender cómo y de qué se forma el planeta.
Hay varios escenarios teóricamente posibles para la formación de planetas en un sistema púlsar. Según uno de ellos, los planetas surgen incluso antes de la explosión de una estrella en forma de supernova y su transformación en púlsar . Es decir, inmediatamente después de la formación de una estrella masiva que precede a la supernova, a partir de la misma nube de gas y polvo a partir de la cual se formó la estrella madre. De acuerdo con este escenario estándar, se formaron la Tierra y muchos otros planetas formados en el sistema de la mayoría de las estrellas. En este escenario, para una estrella de neutrones formada después de la explosión de una supernova, las órbitas de los planetas podrían verse interrumpidas o los planetas podrían ser expulsados del sistema planetario por completo. Los planetas restantes sufrirían una evaporación parcial. Por lo tanto, este escenario de formación se considera improbable, al menos para los planetas púlsares conocidos. Según otro escenario, como el material del que se forman los planetas púlsares, actúan discos de la sustancia expulsada por una supernova durante su explosión. Según el tercer escenario, los planetas se forman a partir de discos de fragmentación formados durante la absorción por una estrella de neutrones de su estrella compañera que existía antes de la explosión de la supernova. Los dos últimos escenarios son más probables. Según estimaciones generalmente aceptadas, aproximadamente la mitad de las estrellas se originan en sistemas de pares , por lo que el tercer escenario de formación parece ser el más probable. A favor de este último escenario, también dice que el púlsar de Leach (PSR B1257+12) , que tiene un sistema planetario, se refiere a púlsares de milisegundos que aparecen como resultado de la absorción de materia de una estrella gemela destruida [1] .
Se sabe que en las reacciones termonucleares que ocurren en las supernovas se sintetiza la mayor parte de los elementos químicos pesados , más pesados que el helio en el Universo , llamados metales en astronomía , incluidos los que componen nuestro cuerpo . Después de una explosión de supernova, los metales se rocían en el espacio circundante. Llegan a los planetas mediocremente, al principio entran en la nube de gas y polvo y la enriquecen, y los planetas ya se forman a partir de este último. Los discos a partir de los cuales se forman los planetas púlsares se verán directamente afectados por elementos pesados, y la concentración de metales en ellos es correspondientemente alta, ya que la fuente está muy cerca. En un sistema binario, la estrella compañera de la tercera se enriquecerá con una cantidad significativa de estos elementos químicos del material liberado durante la explosión de la supernova. Tras la destrucción del compañero, serán liberados y participarán en la formación de planetas . Se espera que la cantidad de oxígeno y agua sea grande. Una situación similar se supone en el segundo escenario. Aunque, debido a la ausencia de una estrella compañera que atraiga parte de la materia de la supernova a su superficie, se esperan elementos químicos algo menos pesados de los planetas púlsares [1] .
La presencia de un disco de fragmentos en el púlsar de Leach (PSR B1257+12) fue demostrada por un grupo de científicos de la Universidad de Leiden basándose en el análisis de datos experimentales. De acuerdo con estos datos, fue posible determinar la energía de radiación total del objeto, que ascendió a alrededor de 3,1 × 10 29 erg / s . Partiendo de esto, así como de la desigual distribución de fotones por energía, los investigadores intentaron estimar la cantidad de materia en la línea de visión entre el observador terrestre y la fuente de esta radiación, que absorbería parcialmente el flujo de sus fotones . . Para estimar la radiación esperada se utilizó el modelo “bbodyrad”, que en este caso describe la radiación de una estrella de neutrones. Según el modelo obtenido, la distribución de las energías de los fotones en el rango de 0,3-8,0 keV debería haber sido más uniforme de lo que se observó experimentalmente. Prácticamente toda la materia entre una estrella de neutrones y un observador terrestre se concentra principalmente alrededor de esta estrella en la vecindad, y la fracción restante es extremadamente pequeña. Los autores demostraron que un disco de fragmentación, similar en masa a discos similares de estrellas de secuencia principal [1] [2] , puede ser responsable de esta extinción .
Así, se demostró que un púlsar Leach particular (PSR B1257+12) tiene un disco de fragmentos y los planetas de su sistema planetario podrían haberse formado a partir de él.
La amenaza para la viabilidad de los planetas es la pérdida de la hidrosfera y la envoltura gaseosa del planeta , así como el impacto de los rayos X duros y la radiación gamma en los organismos vivos. [1] .
La mayor parte de la energía que el púlsar transmite al planeta recae en la parte dura del espectro electromagnético y el viento púlsar . El viento púlsar se forma a partir de partículas cargadas aceleradas por el poderoso campo magnético de una estrella de neutrones en rotación a velocidades relativistas . Cuando llegan a la atmósfera del planeta, chocan con sus partículas, ionizándolas . En el camino, nacen fotones de radiación gamma que se propagan en todas las direcciones y transfieren gradualmente su energía a las partículas vecinas. Si la energía del viento púlsar es igual o superior a 4 × 10 32 erg / s , entonces se considera improbable que el planeta púlsar retenga su atmósfera a largo plazo. Los fotones de rayos X juegan un papel similar al viento púlsar. Entrando en las capas exteriores de la atmósfera de un planeta púlsar, ionizan sus átomos . Sin embargo, la radiación de rayos X por sí sola no es suficiente para calentar el planeta. Si el impacto del viento púlsar es demasiado pequeño, entonces la temperatura de la atmósfera del planeta puede caer por debajo de la temperatura del agua líquida en la superficie. Hablando de la relación entre la energía del viento púlsar y la luminosidad del púlsar, entonces, con base en las observaciones del viento púlsar cerca de los púlsares, donde hay pleriones formados por tal viento, es difícil determinar su energía total. Sin embargo, se sabe por su efecto sobre los pleriones que esta energía supera en órdenes de magnitud la luminosidad de una estrella de neutrones. Por un lado, ambos procesos, la radiación y el viento púlsar, calientan la envoltura gaseosa del planeta púlsar, lo que aumenta su viabilidad. Por otro lado, la ionización de las partículas en la atmósfera hace que muchas de ellas puedan tomar la segunda velocidad cósmica del planeta y abandonarla para siempre. El hidrógeno se disipa de la atmósfera demasiado rápido, por lo que es importante cuántos gases más pesados retendrá el planeta después de una larga estancia cerca de una estrella de neutrones y cuánto de ellos posee inicialmente el planeta [1] .
Durante la formación del planeta, a medida que crece su masa, en el caso general, su atmósfera gana su masa exponencialmente [1] . En cuerpos varias veces más masivos que la Tierra, su envoltura de gas debe ser cientos de miles o incluso millones de veces más masiva que la de la Tierra. Los investigadores construyeron un modelo para la interacción de la radiación de púlsares con las atmósferas de las súper-Tierras . En el escenario más pesimista, cuando los planetas no tienen campo magnético alguno , para un cuerpo con masa y atmósfera comparables a las de la Tierra, sin campo magnético girando alrededor de una estrella de neutrones, la atmósfera se disipa bastante rápido. En general, la envoltura de gas se perderá en 1-10 millones de años, dependiendo de la distancia al púlsar y la fracción atmosférica inicial en la masa del planeta. En presencia de un campo magnético, el proceso se ralentizará, pero en este momento es difícil estimar cuánto. En cuanto a las súper-Tierras más masivas con atmósferas poderosas, retendrán la mayor parte de sus capas gaseosas en un billón de años. Aquí, sin embargo, debe tenerse en cuenta que durante tanto tiempo, el flujo de radiación y el viento púlsar de una estrella de neutrones se debilitarán tanto que la temperatura en los planetas próximos será demasiado baja. Sin embargo, este cálculo muestra que los planetas púlsares pueden permanecer en la zona habitable de un púlsar durante miles de millones de años [1] [2] .
La radiación de rayos X es absorbida bastante bien por la atmósfera, no pasándola a la superficie del planeta. Ya que, como sabes, cuanto mayor es la energía del fotón, más fácil se absorbe [1] . Según los cálculos de los científicos, incluso en la Tierra, con su atmósfera relativamente delgada, los fotones de rayos X más energéticos serían absorbidos a una altura de 50 a 70 kilómetros de la superficie [2] . Sin embargo, para los planetas púlsares, la absorción debería ocurrir en las capas superiores de la atmósfera, ya que los planetas púlsares se forman en un disco de materia con una mayor concentración de metales y deberían ser inicialmente mucho más ricos en oxígeno y otros gases. Por lo tanto, la atmósfera y la hidrosfera en ellos pueden ser mucho más poderosas que las de la Tierra. Se sabe a partir de cálculos y observaciones que en presencia de una capa gaseosa densa, la energía que ingresa desde el exterior se transfiere finalmente de manera efectiva a las capas inferiores . Por ejemplo, Titán y Venus en el sistema solar tienen una atmósfera mucho más densa que la terrestre, por lo tanto, en estos cuerpos, en todos los puntos de su superficie, las fluctuaciones de temperatura son insignificantes que en la Tierra. Y esto a pesar del hecho de que casi toda la radiación que les llega es absorbida en las capas superiores de la atmósfera, y no pasa a la superficie del planeta, como ocurre en la Tierra en áreas sin nubes [1] .
En el ejemplo del púlsar Lich (PSR B1257 + 12), la luminosidad total supera la luminosidad total del Sol en 7,2 veces , pero no más del 0,003 % cae sobre la radiación en el rango visible y la radiación infrarroja cercana . La mayor parte de la energía se emite en forma de rayos X, con una energía de radiación de alrededor de 3,1×10 29 erg / s y viento púlsar, con una energía de radiación de 4×10 32 erg / s , sin embargo, exactamente valor no se conoce en este momento. La atmósfera e hidrosfera de sus dos planetas puede ser especialmente poderosa, ya que ambos son súper-Tierras, Poltergeist (PSR B1257+12 c) tiene una masa de 4.3 M ⊕ , y Phoebetor (PSR B1257+12 d)3.9 M ⊕ . En base a esto, estos planetas son capaces de estar en la zona habitable de un púlsar durante miles de millones de años [1] .
Una de las condiciones para la viabilidad de un planeta púlsar es una atmósfera densa. Se espera que la superficie sea muy oscura y que la presión sea mayor que la de la Tierra. Debido a la alta presión, la temperatura en la capa cercana a la superficie del planeta será uniforme en todas partes, sin fluctuaciones pronunciadas [1] .
La vida puede ser similar a la de los quimiotrofos terrestres . Puede utilizar la radiación infrarroja de fondo de la atmósfera circundante calentada por el púlsar principal. Según uno de los coautores del estudio [2] de la habitabilidad de tal planeta, la vida puede desarrollarse en regiones similares a la Fosa de las Marianas . Según su punto de vista, tales organismos extraterrestres pueden ser similares a los xenofióforos , que se encuentran típicamente en las profundidades de los mares. El científico tampoco excluye organismos más complejos [1] .
A modo de comparación, en la Tierra, los organismos multicelulares también pueden haber surgido bajo una enorme presión a muchos kilómetros bajo el lecho marino [1] , como, por ejemplo, algunos hongos [3] .