Estrellas de Neutrones y PulsaresConferencia para todo público. Ciudad de Córdoba 7 de noviembre de 2008

René D. RohrmannObservatorio Astronómico Univ. Nac. de Córdoba

Crónicas de un nacimiento - año 1054En 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.”

Constelación del Taurus, cerca de Aldebarán y de las Pléyades

Nebulosa del Cangrejo

6 años luz

Imagen óptica Chandra-NasaDistancia: 6000 años luz

Otros nacimientos

11 nov. 1572: Tycho Braheα = 0h 25,3m δ = +64° 9’

Constelación de Casiopea

Magnitud visual de la SN: -4 !!

Distancia: 10000 años luz

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.

ChandraNASA

2 años luz

Nebulosa de Kepler

9 oct. 1604: otros + Keplerα = 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 de comparación: Sol: -26,8 Luna llena: -12,6 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)Auroras

Emisión sincrotrón de un pulsar: radiación producidad por electrones que se mueven en las líneas de un campo magnético intenso.

Foto satélite IMAGE-NASA (2005)

Modelo de Faro El período mejor medido:

Pulsar: B1937+21Mediciones durante 9 años

Exactamente: 165.711.423.279 giros

Período: 1.557806488197945 ms

Error: ±0.0000000000000004 ms

Compite con la precisión de un reloj atómico!

Propuesto por Thomas Goulden 1968

[ms = milisegundos]

¿Que más emite un pulsar?

El espectro electromagnético

Radiotelescopio Parkes Australia

Observatorio Chandra-NASA

Radiación electromagnética Radiación no-electromagnética

Ondas de radio (+importante)Luz visible (detección difícil)Rayos X (pulsar milisegundos)Rayos gamma (idem anterior)

Emisiones de un pulsar

Neutrinos (detección muy difícil)

Ondas gravitacionales (aún no detectadas)

Detecciones en el óptico Vela

Pulsares ópticos mB 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: 1600Casi 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 estabilidadelectrón electrón

Escalas: pasos de 10000

1 metro

10 micras

1 Angstrom

(un uno seguido de 48 ceros)

Comparación de fuerzas entre dos e-

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.

atracción gravitatoriarepulsión electrostática =10-48

1 fermi

Como resistir a la gravedad...

Con electrostática

Sol

Con agitación térmica

Con exclusión de Pauli

¿Porqué neutrones?

Principio de exclusión de Pauli

Límite de Chandrasekhar

Evaluación de Landau

Dos partículas elementales con la misma velocidad no pueden compartir el “mismo lugar”.

Con electrones se frena el colapso gravitatorio de un fósil estelar de hasta 1,44 la masa del Sol.

Con neutrones se frena el colapso gravitatorio de un fósil estelar de hasta 2,5 la masa del Sol.

Enana Blanca

Estrella de neutrones

Reacción básica:Tierra Protón

Electrón

Neutrón

Neutrino

+

+(escapan)

Pulsares “normales”

≈ 15 km

≈ 3.000.000 km

Densidad ≈ núcleo atómico

Temperatura superficial ≈ millón de grados

Gravedad ≈ un billón de veces la de la Tierra

Rotación: varios giros por segundo

Campo magnético: billón de veces el de la Tierra

Estrella con núcleo agotado

Supernova

1.4 M

8 M o más

Pulsar

Protón + Electrón Neutrón + Neutrino

Supernovas: progenitoras de estrellas de neutrones

Tipo IBinaria, enana blanca recibe masa de la compañera

Tipo IIestrella de gran masa aislada

En ambos casos la masa superó el límite de Chandrasekhar

Algunos se han detectado con el radiotelescopio de Arecibo.

Pulsares de milisegundos

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

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

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).

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

Hulse & TaylorOrbitas de Kepler: alteradasMercurio-Sol:

43’’ arco/añoPSR 1913+164,2° /año

El avance del periastro en PSR 1913+16 es en un día lo que para Mercurio en un siglo

Ondas gravitacionales

Pulsar+NS: PSR 1913 + 161974: primera detección NS doble

P1= 59 ms

Distancia: años luz

Separación: 1,1-4,8 R

Período orbital: 7,75 horas

Fusión: 300 millones de años

Retraso del período orbital: 75 millonésimas de seg/año

Prueba indirecta de la existencia de ondas gravitacionales

Hulse & Taylor, Premio Novel 1993Sol

Orbitas

actual

250 millones .

. de años

Estructura de una estrella de neutrones

¿Neutrones o quarks? Concepción actual:

corteza

núcleo externo

núcleo interno

Subpartículas

Neutrones libres, protones y electrones

Núcleos atómicos

≈ 15 km

y electrones

Vida media de un neutrón aislado: 886,7 seg

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