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