Estrellas de Neutrones y Pulsares

Estrellas de Neutrones y Pulsares
Conferencia para todo
público. Ciudad de Córdoba
7 de noviembre de 2008
René D. Rohrmann
Observatorio Astronómico
Univ. Nac. de Córdoba
Crónicas de un nacimiento - año 1054
En Sung-shih (crónicas de la dinastía Sung) se lee:
“En el 1er año del reinado de Chi-ho, mes quinto, chi-chou [día 4, julio 1054], una estrella
visitante apareció varias pulgadas al sur-este de Tian-kuan [Aldelbaran]. Después de un
año y algo más, ésta desapareció gradualmente”.
1er año del reinado de Chih-ho, mes séptimo, día 22 (17-agosto-1054)
Yang Wei-te escribió:
“Observé modestamente que una estrella nueva apareció. Arriba tiene una débil
incandescencia amarilla. Si se analizan cuidadosamente los pronósticos concernientes al
emperador, la interpretación es la siguiente: el hecho que la estrella forastera no rebase a
Pi y a su brillo, significa que [el emperador] es una persona de gran valor y dignidad.”
En el 3er mes del 1er año del reinado de Chia-yu, se escribió:
“Durante el 5to mes del 1er año del rein. de Chi-ho, la estrella nueva apareció en la
mañana al este de Tian-kuan. Fue visible a la luz del día, similar a Venus. Tenía rayos en
cuatro direcciones y su color era blanco-rojizo. Fue visible a la luz del día durante 23
días.”
Nebulosa del
Cangrejo
Constelación del Taurus,
cerca de Aldebarán y de
las Pléyades
6 años luz
Distancia: 6000 años luz
Imagen óptica
Chandra-Nasa
Otros nacimientos
11 nov. 1572: Tycho Brahe
α = 0h 25,3m
Su libro “The Nova Stella”
dió origen al término nova.
Pero lo que Brahe observó se
conoce como supernova. Lo
que hoy vemos en su lugar es
un remanente de supernova.
δ = +64° 9’
Constelación de Casiopea
Magnitud visual de la SN: -4 !!
Distancia: 10000 años luz
Chandra
NASA
2 años luz
Nebulosa de Kepler
9 oct. 1604: otros + Kepler
α = 17h 30,6m
δ = -21° 29’
Constelación de Ophiuchus
Mag. visual de la SN: -2.5 !
Distancia: > 20000 años luz
Observada durante 18 meses
En el pie de Ofiuco
Imagen óptica
Chandra-Nasa
Hacia 1934:
Proc. N.A.S.
Vol. 20, pag 254
Novas: fenómeno relativamente común en la Galaxia (10 a 20 por año)
Supernovas en la Galaxia (registro actual):
Año
Fecha
Const
A.R.
Declin. Mag
1932-1939:
Supernova: Explosión de
una estrella de gran masa,
resultado de un proceso de
evolución, dando origen a
un objeto colapsado llamado
estrella de neutrones. La
existencia de tales objetos se
confirmaría unos 30 años
después.
Magnitudes visuales
Sol: -26,8 Luna llena: -12,6
de comparación:
Venus: -4,4 (máx)
Sirio: -1,5
Primer pulsar detectado - 1967
Más de 50 citas ese mismo
año en Nature y Phys. Rev.
Letter
PSR 1919+21 (α = 19h 22m, δ = +21° 53’)
Señal cada 1.33730113 segundos obtenida por
Anthony Hewish & Jocelyn Bell (1967) con el
Radiotelescopio del Observatorio de Mullard. En 1968
Thomas Gould identifica la fuente como originaria de
una estrella de neutrones y propone el modelo de faro.
Distancia del radio-pulsar
a la Tierra: 2283 años luz
Emisión Sincrotrón
Tierra: cinturón de van Allen,
da origen a las auroras.
B=1012gauss = 1 billón B⊕ (B⊕ =0.6 gauss)
Emisión sincrotrón de un pulsar: radiación
producidad por electrones que se mueven
en las líneas de un campo magnético
intenso.
Auroras
Foto satélite IMAGE-NASA (2005)
Modelo de Faro
El período mejor medido:
Pulsar: B1937+21
Mediciones durante 9 años
Exactamente: 165.711.423.279 giros
Período: 1.557806488197945
Error:
ms
±0.0000000000000004 ms
Compite con la precisión de un reloj
atómico!
Propuesto por Thomas Gould
en 1968
[ms = milisegundos]
¿Que más emite un pulsar?
El espectro electromagnético
Radiotelescopio
Parkes Australia
Observatorio
Chandra-NASA
Radiación electromagnética
Emisiones de
un pulsar
Ondas de radio (+importante)
Luz visible (detección difícil)
Rayos X (pulsar milisegundos)
Rayos gamma (idem anterior)
Radiación no-electromagnética
Neutrinos (detección muy difícil)
Ondas gravitacionales (aún no
detectadas)
Detecciones en el óptico
Pulsares ópticos mB
Vela
D[kpc]
P[ms]
Cangrejo
17
2
33
PSR 0540-69
23
49
50
Vela
24
0.5
89
Geminga
25.5
0.16
237
PSR 0656+14
26
0.76
385
Geminga
Shearer & Golden, MPE Report 278, 44 (2002)
Cangrejo
Imagen en 800 nm (Univ. Cambridge)
¿Cuántos Pulsares hay?
Total detectados: 1600
Casi todos dentro de la Vía Láctea,
y cerca de su disco.
La mayoría de ellos son:
Normales: períodos 0.05-8.5 seg
Pero hay unos 90 de períodos muy
cortos:
Milisegundos: 1.5-30 miliseg.!
Intermedio: fuerzas y estabilidad
electrón
electrón
Escalas: pasos de 10000
Comparación de fuerzas entre dos e-
1 metro
atracción gravitatoria
repulsión electrostática
=10-48
(un uno seguido de 48 ceros)
10 micras
1 Angstrom
1 fermi
Las fuerzas electrostáticas (unas atractivas
y otras repulsivas) tienden a equilibrarse a
distintas escalas macroscópicas. Pero la
gravedad es sólo atractiva y su efecto es
acumulativo. Sobre extensiones grandes de
materia (planetas, estrellas) la gravedad
resulta una fuerza dominante.
Como resistir a la gravedad...
Con electrostática
Sol
Con
agitación
térmica
Con exclusión
de Pauli
¿Porqué neutrones?
Principio de exclusión
de Pauli
Dos partículas elementales con la misma
velocidad no pueden compartir el “mismo lugar”.
Límite de
Chandrasekhar
Con electrones se frena el colapso gravitatorio de
un fósil estelar de hasta 1,44 la masa del Sol.
Evaluación de Landau
Con neutrones se frena el colapso gravitatorio de
un fósil estelar de hasta 2,5 la masa del Sol.
Estrella de
neutrones
Reacción básica:
Tierra
Protón
+
Enana Blanca
Electrón
Neutrón
+
Neutrino (escapan)
Pulsares “normales”
Supernova
Estrella
con núcleo
agotado
8 M o más
≈
3.000.000 km
Protón + Electrón
Neutrón + Neutrino
Densidad ≈ núcleo atómico
1.4 M
Pulsar
Temperatura superficial ≈ millón de grados
Gravedad ≈ un billón de veces la de la Tierra
Rotación: varios giros por segundo
≈
15 km
Campo magnético: billón de veces el de la Tierra
Supernovas: progenitoras de estrellas de neutrones
Tipo I
Binaria, enana
blanca recibe
masa de la
compañera
Tipo II
estrella de
gran masa
aislada
En ambos casos
la masa superó
el límite de
Chandrasekhar
Pulsares de milisegundos
Algunos se han
detectado con el
radiotelescopio
de Arecibo.
Se originan en sistemas binarios. La secundaria,
de menor masa, evoluciona más lentamente, y
puede finalizar como una enana blanca.
Durante la captura de
material el pulsar emite
gran cantidad de rayos X
Pulsares binarios
La detección del primer
pulsar doble se anunció
el 8 de enero de 2004,
fue descubierto por un
equipo internacional
con el radiotelescopio
de Parkes (Australia).
PSR J0737-3039
P1 = 23 ms, P2 = 2,8 s
Distancia: 1600-2000 años luz
Separación: 800000 km
Período orbital: 2,4 horas
Fusión: 85 millones de años
Visión artística (no a escala) del pulsar doble actual
Nacimiento de un pulsar binario (ilustrativo)
Distorción del espacio y del tiempo
...por efecto de la gravedad
Einstein 1916
estrella
Sol
Telescopio
Deflección de la luz
Foto del eclipse solar de 1919,
expedición de Eddington en
Africa, primera prueba de la
teoría general de la relatividad
Ilustración de un fondo
estelar ditorsionado junto
a una estrella de neutrones
Retardo de Shapiro
Ondas de radar se envían
desde la Tierra y se
hacen rebotar en Marte
o Venus. Se mide el
tiempo de retorno.
Las primeras pruebas las
realizó Irwin Shapiro en
1964.
El efecto es ampliamente
usado en el estudio de
pulsares en binarias,
permite evaluar las
masas estelares.
Avance del periastro
Mercurio-Sol:
43’’ arco/año
Orbitas de Kepler:
alteradas
PSR 1913+16
4,2° /año
El avance del periastro en
PSR 1913+16 es en un día lo
que para Mercurio en un siglo
Hulse & Taylor
Ondas gravitacionales
Pulsar+NS: PSR 1913 + 16
1974: primera detección NS doble
P1= 59 ms
Distancia: años luz
Separación: 1,1-4,8 R
Período orbital: 7,75 horas
actual
Fusión: 300 millones de años
Retraso del período orbital: 75
millonésimas de seg/año
250 millones
de años
.
.
Prueba indirecta de la existencia de
ondas gravitacionales
Sol
Hulse & Taylor, Premio Novel 1993
Orbitas
Estructura de una estrella de neutrones
¿Neutrones o quarks?
Concepción actual:
Núcleos atómicos
y electrones
Neutrones libres,
protones y electrones
Subpartículas
Vida media de un neutrón
aislado: 886,7 seg
corteza
núcleo
externo
núcleo
interno
≈ 15 km
El estudio de estrellas de neutrones y pulsares, con la identificación de
sus masas y radios, ayuda a comprender las propiedades de la materia a
enormes presiones y el comportamiento de las partículas subatómicas.
Cronología parcial
1054 Crónicas Chinas (nebulosa del Cangrejo)
1572 Brahe
1604 Kepler
1932 Landau (núcleo estelar condensado)
1939 Oppenheimer & Volkoff (primer modelo)
1967 Hewish (primera detección de un pulsar)
1982 Desde Arecibo (primer pulsar de milisegundos)
Estrellas de Neutrones y Pulsares
Laboratorios naturales de la materia y
de la energía en condiciones extremas
FIN