Estrellas de neutrones

Hace mucho tiempo, en el Grand Nuage de Magellan, a 150,000 años luz de nosotros, una estrella gigante terminó con su vida. Su colapso fue observado por los astrónomos en 1987: este cataclismo, que se llama supernova, fue el primero de su tipo visible a simple vista desde la época de Tycho Brahe y Johannes Kepler ! Hoy, el corazón colapsado de sn1987a probablemente continúa su vida en forma de una estrella de densidad colosal; el equivalente a un sol comprimido en el perímetro de una gran ciudad, una montaña reducida al volumen de una cucharadita, en resumen, una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones son, por supuesto, «cadáveres de las estrellas», pero tampoco son inertes. Imagine una estrella más densa que un núcleo atómico, volviéndose sobre sí misma varias decenas de miles de veces por minuto, con un campo magnético un millón de veces más intenso que cualquier cosa que hagamos en nuestros laboratorios. Las estrellas de neutrones viven en los territorios más extremos de la física. Estrellas más masivas que las que dieron origen a sn1987a, de varias decenas de masas solares, colapso en agujeros negros, estrellas extrañas donde la gravedad prevaleció sobre las otras fuerzas de la naturaleza. Las estrellas de neutrones, por el contrario, se rigen por las cuatro fuerzas fundamentales al mismo tiempo (electromagnetismo, interacciones nucleares débiles y fuertes, y gravitación). Hoy, gracias a los avances en física teórica y nuevas observaciones, estamos comenzando a modelar este reino exótico.

Originalmente, una partícula

Si el término estrellas de neutrones se ha convertido en una denominación genérica bajo la cual se almacenan muchos modelos posibles, algunos de los cuales contienen entidades más exóticas que los neutrones, la historia de estas estrellas comienza con el descubrimiento del neutrón por James Chadwick, en 1932. La noticia dio la vuelta al mundo por el telégrafo y la leyenda quiere que, la misma tarde, el físico Lev Landau concibió la existencia de estrellas muy densas, compuestas esencialmente de neutrones. Dos años después, los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky asociaron estos objetos teóricos con las explosiones de supernovas. A diferencia de la mayoría de sus colegas, creían en las estimaciones colosales que los observadores atribuían a la energía emitida durante las supernovas, y postularon que provenía del colapso de una estrella de neutrones. En 1939, Julius Oppenheimer y George Volkoff calcularon los primeros modelos de estrellas de neutrones que buscaban una fuente de energía que explicara el funcionamiento de las estrellas normales. Su trabajo perdió temporalmente interés en comprender la fusión termonuclear y las estrellas de neutrones fueron olvidadas durante 30 años, especialmente porque su pequeño tamaño parecía prohibir su observación.

Todo cambió en 1967, cuando Jocelyn Bell y Antony Hewish descubrieron una estrella de un nuevo tipo, un púlsar, que emitía bocanadas muy regulares de radiación de radio. Pronto se entendió que un púlsar era una estrella rotativa de neutrones, equipada con un poderoso campo magnético que barría el cosmos como un faro en la noche. Al año siguiente, el descubrimiento de un púlsar analógico, psr b0531 + 21, dentro de la nebulosa del Cangrejo, es decir, los restos de la supernova observada por los astrónomos chinos en 1054, confirmó la hipótesis de Baade y Zwicky de que se forman estrellas de neutrones durante estos estelares explosiones. La idea se vio reforzada por la detección, en febrero de 1987, de una docena de neutrinos emitidos durante la supernova sn1987a de la Gran Nube de Magallanes. Estos neutrinos son prueba de que el material de la estrella en el origen de esta supernova fue «neutronizado»: los protones y los electrones se han combinado para dar neutrones y neutrinos de acuerdo con una reacción nuclear inversa a la que causa la radiactividad beta ver Figura 6) .

Hoy conocemos más de 1.300 púlsares. Las estrellas de neutrones observables en esta forma (aquellos cuyos haces escanean regularmente nuestra línea de visión) emiten pulsos de amplitud estable, lo que indica que la emisión de las señales está vinculada a la rotación de la fuente. Además, la frecuencia de estas bocanadas disminuye lentamente con el tiempo.

Deducimos que el púlsar se ralentiza: pierde energía precisamente porque las señales emitidas transportan una pequeña cantidad. El púlsar más rápido que conocemos, psr b1937 + 21, tiene un período de 1,56 milisegundos. Sin embargo, a tal velocidad, la fuerza centrífuga en el ecuador sería mayor que la gravedad y el material se arrancaría, si psr b1937 + 21 tuviera una densidad mayor que la de los núcleos atómicos ! Este resultado confirma que es una estrella compuesta de neutrones comprimidos en un gigantesco «núcleo» de tamaño macroscópico. Además, se cree que las ondas de radio son producidas por el intenso campo magnético causado por la rotación de la estrella. La desaceleración observada permite estimar la energía transportada por las señales y, por lo tanto, la intensidad del campo. Por lo tanto, el campo de púlsar de cangrejo es del orden de varios cientos de millones de teslas, en comparación con el campo magnético de la Tierra, del orden de 10-5 teslas y con los campos de 100 teslas producidos en el laboratorio.

El modelo propuesto por Baade y Zwicky simplemente explica las altas frecuencias rotacionales y el intenso campo magnético que acompañan a las estrellas de neutrones. En efecto, todas las estrellas normales giran sobre sí mismas y, si lo hacen mucho más lento que los púlsares, Esto se ve compensado por el hecho de que sus tamaños son al menos 100,000 veces mayores: como un patinador que acelera su rotación cuando acerca los brazos a su cuerpo, las estrellas, colapsando, adquirir prodigiosas velocidades rotacionales. Del mismo modo, el campo magnético de la estrella se amplifica enormemente durante el colapso.

Los cálculos de Oppenheimer y Volkoff, basados en la relatividad, han demostrado la existencia de una masa máxima, que no aparece en la teoría de Newton, más allá de la cual las estrellas de neutrones colapsan en agujeros negros. De hecho, la presión es una forma de energía mecánica almacenada en la estrella. Sin embargo, la energía es equivalente a la masa y genera un campo gravitacional. Por lo tanto, más allá de cierto umbral, el aumento de la presión se vuelve contraproducente: la presión no puede oponerse a la fuerza de gravitación que se genera y el objeto debe colapsar irreparablemente . La existencia de una masa tan máxima es muy importante, ya que limita los posibles comportamientos de la materia que forman las estrellas de neutrones. Como hemos visto, también hay un límite en la velocidad de rotación de las estrellas de neutrones y se ha determinado un máximo similar para su campo magnético (cuando la presión magnética excede la presión del material, la estrella se vuelve inestable).

La ecuación de estado

Para construir modelos de estrellas de neutrones, necesitamos saber cómo el material que los constituye responde a tensiones mecánicas o térmicas. Como no podemos calcular las interacciones de las miríadas de partículas que constituyen la estrella, estamos buscando un «resumen» de sus propiedades microscópicas en equilibrio: es la ecuación de estado la que conecta los parámetros de equilibrio, como la densidad, la presión y la temperatura. Al nacer, las estrellas de neutrones alcanzan temperaturas superiores a los 100 mil millones de Kelvin, pero se enfrían rápidamente al emitir neutrinos. Por sorprendente que parezca, esta temperatura puede considerarse cero un año después de su formación, cuando cae por debajo… mil millones de Kelvin ! De hecho, la energía promedio de las partículas, la definición de la temperatura, es mucho más baja que la energía de Fermi de la estrella. Esta energía de Fermi proviene del principio de exclusión de Pauli que prohíbe la ocupación del mismo estado cuántico por dos partículas de materia. Cuando una temperatura corporal es cero, las partículas que la constituyen no pueden permanecer en el nivel mínimo de energía y deben «apilarse», por así decirlo, una encima de la otra, por lo que su energía total es gigantesca cuando hay muchas ver Figura 4) . De hecho, la energía de Fermi es aún mayor ya que el número de partículas por unidad de volumen es grande, y en el caso de neutrones con la densidad del material nuclear, alcanza alrededor de 1,034 julios, lo que corresponde a una temperatura de 100 mil millones de Kelvin. Para una temperatura de este orden, se encuentra un número significativo de partículas en estados excitados por encima de la energía de Fermi. Por otro lado, para una temperatura 100 veces más baja, las partículas ocupan casi solo los niveles ubicados debajo de la energía de Fermi, es decir, están en una configuración poco diferente del estado correspondiente a temperatura cero. Por lo tanto, debido a que son extraordinariamente densas, las estrellas de neutrones se comportan como cuerpos muy fríos, incluso cuando su temperatura alcanza los mil millones de Kelvin.

Restos para determinar la evolución de la presión en función de la densidad. Tenemos que considerar cómo interactúan los componentes de la materia con las densidades nucleares. Las partículas que encontraremos son las del modelo estándar de física de partículas y se dividen en dos familias de seis miembros, leptones (en particular electrones y neutrinos) y quarks (llamados u, d, s, c, b ] y 018. Cuando se agrupan, los quarks forman mesones, que consisten en dos quarks y bariones, compuestos por tres quarks, entre los cuales se encuentran el protón (uud) y el neutrón (udd) . Los quarks y los bariones obedecen el principio de exclusión de Pauli (se llaman fermiones), mientras que los mesones pueden condensarse en el mismo estado cuántico (se llaman bosones). Nuestro último ingrediente es una reacción debido a la interacción nuclear débil: es la desintegración beta radiactiva (un neutrón se desintegra en un protón, un electrón y un antineutrino), así como la reacción opuesta (un electrón y un protón se combinan en un neutrón y un neutrino ). Estamos hablando, de hecho, de «balance beta», las combinaciones y desintegraciones que tienen lugar permanentemente mientras se mantienen las poblaciones de neutrones, protones y electrones numéricamente estables. Como primera aproximación, las estrellas de neutrones están formadas por neutrones, protones y electrones con un equilibrio beta (mientras tanto, los neutrinos escapan de la estrella). Veamos esto con más detalle para una estrella de neutrones promedio. Su masa es un 40 por ciento mayor que la del Sol, su diámetro es de unos veinte kilómetros y hace frío.

En la superficie, donde la presión es cero, los neutrones libres no existen (debido a reacciones beta) y el material consiste en hierro, El elemento más estable de la tabla periódica, en forma de metal sólido , es decir, una red de cristal compacta rodeada por un mar de electrones libres. La superficie de esta corteza metálica es muy lisa debido a la abrumadora intensidad de la gravitación, y cualquier «montaña» no puede exceder unos pocos milímetros de altitud ! La corteza se extiende sobre unos pocos cientos de metros de profundidad y la densidad crece rápidamente.

La densidad creciente, los electrones comienzan a acercarse a los protones y vienen «dentro del rango» de la interacción nuclear débil: se combinan cada vez más con los protones de los núcleos para dar neutrones. Los núcleos se enriquecen con neutrones a medida que se hunde. Finalmente, la densidad se vuelve tal que los neutrones comienzan a «seguir» fuera de los núcleos.

Aquí comienza la corteza interna, donde la densidad es alrededor de una milésima parte de la densidad nuclear, para un espesor de uno a dos kilómetros. Forma una capa de transición entre la parte cristalina compuesta de núcleos atómicos ricos en neutrones y el líquido subyacente que consiste en neutrones, protones y electrones en equilibrio beta (líquido neutrónico). Esta transición tiene lugar a través de cambios en la geometría que recuerdan platos italianos. Primero, las albóndigas líquidas aparecen en el medio del cristal. A mayor profundidad, estas albóndigas se estrellan y se encuentran para formar «espaguetis» de líquido de neutrones. Estos espaguetis a su vez se unen en una estructura de «lasañas» donde los planos líquidos alternos y los planos del núcleo atómico en forma cristalina. La lasaña se vuelve más y más gruesa hasta que ocupa todo el volumen en el que algunas burbujas de cristal finalmente desaparecen cuando se alcanza la densidad nuclear (ver Figura 5) .

Desde esta profundidad hasta aproximadamente tres veces la densidad nuclear (durante varios kilómetros), la estrella está compuesta principalmente por neutrones, protones, electrones, pero también muones que comienzan a aparecer un poco antes de la densidad nuclear. La estrella está muy fría, los neutrones forman un superfluido y los protones una fase superconductora. Cuando alcanzas la densidad nuclear tres veces, alcanzas el corazón de la estrella y nuestros modelos se vuelven más especulativos.

Se cree que aparecen nuevas partículas, especialmente hipons (tipos de nucleones que contienen quarks s cuyas interacciones son poco conocidas, entonces, quizás, bosones (peones o kaons) OMS, como todos los bosones a temperatura cero, condensarse en un solo estado cuántico, un condensado Bose-Einstein que prácticamente no ejerce presión sobre el peso de las capas superiores. En ese caso, parte del material sería, más o menos, «Rescamado» de la estrella y, disminuyendo la presión mientras la masa permanece idéntica, la formación de este condensado podría, en las estrellas de neutrones más pesadas, causar un nuevo colapso causando un agujero negro. Finalmente, si la densidad es lo suficientemente alta cerca del centro de la estrella, la materia puede sufrir una transición de fase que la transforma en una sopa de quarks libres: así como los neutrones han abandonado los núcleos, los quarks saldrían de mesones y bariones para formar un líquido quark puro. Tenga en cuenta aquí que la física de los quarks es bastante poco conocida, ciertas teorías predicen que esta transición ocurre desde el comienzo de la corteza interna. La estrella consistiría en quarks u , d y s (hablamos de una estrella extraña).

Cualquiera que sea el modelo, el material de las estrellas de neutrones esencialmente contiene partículas que interactúan a través de las fuerzas nucleares. Para describir adecuadamente estas interacciones, use la teoría cuántica que describe estas fuerzas (cromodinámica). Desafortunadamente, la complejidad de la tarea la hace impracticable. La mayor parte de lo que sabemos proviene de la física nuclear y los experimentos realizados en núcleos atómicos terrestres, en particular durante colisiones de iones pesados (por ejemplo, en el ganil, en Caen) que nos informan sobre la compresibilidad del material nuclear. Sin embargo, existen muchas diferencias entre las propiedades de los núcleos en la Tierra y las de la materia de las estrellas de neutrones. En la Tierra, el material nuclear es simétrico (hay casi tantos neutrones como protones en núcleos grandes), cargado (positivamente debido a protones), caliente (en relación con la energía de Fermi) y no contiene quarks s . En una estrella de neutrones, es probable que haya quarks s a altas densidades, la materia es fría, globalmente neutral (los electrones y muones son parte del fluido y compensan la carga de protones) y contiene muchos más neutrones que protones. Además, en los núcleos atómicos, las partículas permanecen unidas, porque la interacción nuclear es atractiva en su escala, mientras que en las estrellas de neutrones, es la gravedad la que garantiza la cohesión del todo. Entonces, las estrellas de neutrones no son solo grandes pozos. Además, al aumentar la densidad, aparecen nuevas partículas (muones, hipones) que solo hemos estudiado en un estado aislado en aceleradores: en las estrellas de neutrones, su comportamiento es ciertamente diferente. Por todas estas razones, ignoramos la ecuación de estado de la materia en las estrellas de neutrones.

Incertidumbres

Distinguimos los diferentes modelos por la «dureza» de su ecuación de estado. Una ecuación de estado es aún más difícil ya que la presión aumenta rápidamente con la densidad. Cuanto más dura es la ecuación de estado y mayor es la masa máxima más allá de la cual la estrella no puede existir. Por lo tanto, un modelo que admite la presencia de un condensado de mesón en el corazón conduce a una ecuación de estado muy suave (estos bosones participan poco en la presión) y prohíbe la existencia de estrellas de neutrones de altas masas. Si observamos una estrella de neutrones en masa mayor que el máximo previsto por dicho modelo, concluiremos que la ecuación de estado en la que descansa es falsa (y, en este caso, que no hay condensado en las estrellas de neutrones).

Este razonamiento muestra que se pueden usar observaciones distantes para invalidar ciertos modelos. Por lo tanto, la hipótesis según la cual las estrellas de neutrones son gases de Fermi, es decir, cuerpos cuya presión proviene solo de la repulsión generada por el principio de exclusión de Pauli, conduce al cálculo de una masa máxima del 70 por ciento de la masa del Sol. Sin embargo, comúnmente observamos estrellas de neutrones de 1.4 masa solar, y deducimos que, en las estrellas de neutrones, no es el principio de Pauli el que se opone a la gravitación, sino la interacción nuclear fuerte, repulsiva a la escala de las partículas consideradas.

Es esencial vincular estos modelos teóricos a cantidades observables. La primera de estas cantidades es la masa de la estrella (que se mide fácilmente en sistemas binarios, donde la estrella de neutrones tiene una estrella compañera). Hasta ahora, todos los resultados han sido compatibles con las ecuaciones estatales convencionales. El satélite sensible xxmm- Newton estimó la compacidad, es decir, la relación de masa al radio de una estrella de neutrones (exo 9748-676). Esta compacidad (expresada en unidades donde la constante gravitacional y la velocidad de la luz valen uno) está justo por debajo de un cuarto, muy por encima de los valores de la Tierra o el Sol (10-10 y 10-6), pero cerca de la de agujeros negros (0.5). Este resultado está en muy buen acuerdo con los modelos habituales.

La temperatura de la superficie de las estrellas de neutrones se deduce de su espectro en el rango de rayos X (que solo ha sido posible desde el advenimiento de la astronomía espacial). Recientemente, el satélite Chandra midió la temperatura del púlsar 3c58 en los restos de la supernova 1181. Parece demasiado bajo en comparación con la edad de la estrella. Algunos astrónomos piensan que es una estrella extraña, pero este resultado puede deberse al hecho de que los neutrones se encuentran en una fase súper fluida que se enfría muy rápidamente, lo que no se había tenido en cuenta en los modelos estándar. En cuanto al radio de una estrella de neutrones, es muy difícil de medir (se puede obtener indirectamente, a partir de la temperatura, el brillo aparente y la distancia de la estrella, o incluso de su compacidad y masa).

Cuando el motor es «glitch»

Mientras tanto, otras observaciones han revelado complejidades inesperadas en la vida de una estrella de neutrones. Las señales de ciertos púlsares comienzan: se aceleran repentinamente y luego regresan lentamente a su estado anterior en unos pocos días. Este fenómeno, el «glitch», se ha observado varias veces en cuatro púlsares, incluido el de Cangrejo. La discontinuidad aparente de la señal sugiere que la corteza está en el origen de este fenómeno, porque es la única parte de la estrella que no es fluida. Estaría animado por una especie de «tectónica», cuyo motor no es la convección, como en la Tierra, sino la superfluidez de los neutrones en las capas inferiores.

El superfluido no gira como un fluido ordinario, sino que fluye sin viscosidad, por lo que es imposible darle una rotación integral con el resto de la estrella. Cuando está suficientemente estresado, el superfluido gira un salto, pero de una manera particular: la rotación está ausente en casi todo el volumen y se concentra a lo largo de tubos de origen cuántico llamados vórtice. Estos vórtices se cuelgan en la corteza, al nivel en que los neutrones salen de los núcleos, lo que explicaría el fenómeno de la falla. El interior de la estrella de neutrones está formado por dos fluidos: uno normal (protones, electrones) y el otro superfluido (neutrones). Debido a la emisión de energía cerca de la superficie, la estrella se ralentiza, pero esta desaceleración primero se refiere solo a la corteza y la parte «normal» del fluido. El superfluido no se ralentiza. Como resultado, los vórtices anclados en la corteza interna se tuercen y transmiten a las restricciones de la corteza que, cuando alcanzan cierto umbral, la hacen agrietarse.

Esperamos que las nuevas técnicas enriquezcan pronto la cosecha reciente con resultados de observación, en particular a través de la detección de ondas gravitacionales, es decir, las deformaciones del espacio-tiempo generadas por el movimiento de estrellas densas. Otras observaciones también deben validar o rechazar el modelo de estrellas extrañas formadas por quarks libres. Estas estrellas extrañas son objetos significativamente diferentes de las estrellas de neutrones: están unidos por la interacción nuclear y no por la gravedad. Por lo tanto, si uno «desconectara» la gravitación, una estrella de neutrones explotaría debido a la presión, mientras que una estrella extraña difícilmente se estremecería. Las estrellas extrañas son más pequeñas y pueden rotar mucho más rápido que las estrellas de neutrones. La observación de un púlsar con un período de menos de medio milisegundo sería una indicación a favor de su existencia. En abril de 2002 se habló de dos objetos observados por el satélite Chandra : 3c58, ya mencionado, cuyo enfriamiento parece demasiado rápido, y rxj 18565-3754 cuya luminosidad y temperatura se midieron (600,000 Kelvin) lo que hizo posible determinar su distancia y su radio. Estos elementos indican un radio de cinco a seis kilómetros, demasiado pequeño para una estrella de neutrones. ¿Es una estrella extraña? ? La duda permanece del lado de las observaciones, así como de la teoría: la masa de este objeto sería muy baja y no vemos cómo podría haberse formado. Se requerirán más observaciones y datos sobre el material extraño de los aceleradores en la Tierra para decidir.

Existen diferentes posibilidades para la composición de una estrella de neutrones, lo que no significa que haya varios tipos de estrellas de neutrones en el Universo. Estos diferentes modelos son el signo de nuestra ignorancia actual de las propiedades del material que los constituye. A medida que los avances recientes en nuestras observaciones comienzan a permitirnos resolver los diferentes escenarios, es una apuesta segura que nos traen las estrellas de neutrones

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