ESTRELLAS DE NEUTRONES: PEQUEÑAS, DENSAS Y SUPERFLUIDAS

Boletín UNAM-DGCS-325
Ciudad Universitaria.
13:30 hrs. 1 de junio de 2011

• Con una masa hasta dos veces mayor que la del Sol, tienen apenas 20 kilómetros de diámetro, y una de ellas, cabría en una ciudad, afirmó Dany Page, del Instituto de Astronomía de la UNAM
• En su interior tienen un singular estado de la materia, superfluido, donde no hay viscosidad ni fricción
• De ellas, escapan los neutrinos, partículas elementales sin carga eléctrica, cuya masa es tan pequeña que no ha podido medirse

Dany Pierre Page Rollinet, del Instituto de Astronomía de la UNAM.

Las estrellas de neutrones son pequeñas, densas, muy energéticas y dentro de ellas, la materia tiene un singular estado: la superfluidez, donde no hay viscosidad ni fricción, afirmó Dany Page, investigador del Instituto de Astronomía (IA) de la UNAM.

Tienen una masa hasta dos veces mayor que la del Sol, pero son del tamaño de una urbe, como de 20 kilómetros de diámetro.

ScienceCasts: Superfluids

Superfluid and superconductor discovered in a star's core

Royal Astronomical Society

The discovery of the rapid decline in the temperature of an ultradense star has provided the first evidence for a bizarre state of matter in the core of a star. Two independent research teams have used data from NASA's Chandra X-ray Observatory to show that the interior of a neutron star contains superfluid and superconducting matter, a conclusion with important implications for understanding nuclear interactions in matter at the highest known densities. The teams publish their research separately in the journals Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters and Physical Review Letters.

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This image presents a beautiful composite of X-rays from Chandra (red, green, and blue) and optical data from Hubble (gold) of Cassiopeia A, the remains of a massive star that exploded in a supernova. Evidence for a bizarre state of matter has been found in the dense core of the star left behind, a so-called neutron star, based on cooling observed over a decade of Chandra observations. The artist’s illustration in the inset shows a cut-out of the interior of the neutron star where densities increase from the crust (orange) to the core (red) and finally to the region where the “superfluid” exists (inner red ball). Credit: X-ray: NASA/CXC/UNAM/Ioffe/D.Page,P.Shternin et al; Optical: NASA/STScI; Illustration: NASA/CXC/M.Weiss

This news comes from studies of the supernova remnant Cassiopeia A (Cas A), the remains of a massive star that exploded about 330 years ago in Earth's time-frame. A sequence of Chandra observations of the neutron star, the ultra-dense core that remained after the supernova, shows that this compact object has cooled by about 4% over a ten-year period.

"This drop in temperature, although it sounds small, was really dramatic and surprising to see," said Dany Page of the National Autonomous University in Mexico, leader of one of the two teams. "This means that something unusual is happening within this neutron star."

Neutron stars contain the densest known matter that is directly observable. One teaspoon of neutron star material has a mass of six billion tons. The pressure in the star's core is high enough that most of the electrons there are forced to merge with protons, producing neutrons. This leaves a star composed mostly of neutrons, with some protons, electrons and other particles.

Theoretical physicists have come up with detailed models for how matter should behave at such high densities, including the possibility that superfluids may form. Superfluidity is a friction-free state of matter, and superfluids created in laboratories on Earth exhibit remarkable properties, such as the ability to climb upward and escape airtight containers. Superfluids made of charged particles are also superconductors, which allow electric current to flow with no resistance. (Materials like this on Earth have widespread technological applications like producing the superconducting magnets used for the magnetic resonance imaging (MRI) machines found in hospitals).

"The rapid cooling in Cas A's neutron star, seen with Chandra, is the first direct evidence that the cores of these neutron stars are, in fact, made of superfluid and superconducting material," said Peter Shternin, of the Ioffe Institute in St Petersburg, Russia, leader of the second team.

Both teams show that this rapid cooling is explained by the formation of a neutron superfluid in the core of the neutron star, within about the last 100 years as seen from Earth. Theory predicts a neutron star should undergo a distinct cool-down during the transition to the superfluid state as nearly massless, weakly interacting particles, called neutrinos, are copiously formed and then escape from the star, taking energy with them. The rapid cooling is expected to continue for a few decades and then it should slow down.

The onset of superfluidity in materials on Earth occurs at extremely low temperatures near absolute zero, but in neutron stars, it can occur at temperatures near a billion degrees because interactions of particles are via the strong nuclear force (this force binds quarks together to make protons and neutrons, and protons and neutrons together to make the nuclei of atoms). However, until now there was a very large uncertainty in estimates of this critical temperature. This new research constrains it to between half a billion and just under a billion degrees Celsius.

"It turns out that Cas A may be a gift from the Universe because we would have to catch a very young neutron star at just the right point in time," said Page's co-author Madappa Prakash, from Ohio University. "Sometimes a little good fortune can go a long way in science."

The observed rate of cooling strongly suggests that the relatively few remaining protons in the core of the neutron star made the transition to the superfluid state much earlier. Because the protons are charged they will also be superconducting.

"Previously we had no idea how extended superconductivity of protons was in a neutron star," said Shternin's co-author Dmitry Yakovlev, also from the Ioffe Institute in St Petersburg, Russia.

Team member Wynn Ho, of the University of Southampton in the UK, adds, "Depending on their composition, superconductors created in laboratories on Earth stop working at anything warmer than -100 to -200 degrees Celsius. In contrast the incredible densities in neutron stars allow superconductivity at close to a billion degrees Celsius."

Since models for superfluidity in neutron stars incorporate the physics of the strong nuclear force, the detailed features of the strong interaction in ultradense matter can be tested in the Cas A neutron star. These results are also important for understanding a range of behaviour in neutron stars, including glitches (these are small sudden changes in highly magnetized rotating neutron stars, objects known as pulsars), neutron star precession and pulsation, magnetar outbursts and the evolution of neutron star magnetic fields.

Glitches have previously given evidence for superfluid neutrons in the crust of a neutron star where densities are below the nuclear values seen in the core of the star. The research on Cas A provides the first direct evidence for superfluid neutrons and protons in the core of a neutron star.

The cooling in the Cas A neutron star was first discovered by co-authors Craig Heinke, from the University of Alberta, Canada, and Wynn Ho from the University of Southampton in 2010. It was the first time that astronomers have measured the rate of cooling of a young neutron star.

Dany Page's team recently had their paper accepted in Physical Review Letters. His co-authors were Madappa Prakash, James Lattimer from the State University of New York at Stony Brook and Andrew Steiner, from Michigan State University. Peter Shternin's team submitted their paper only two days after the Page team and it was recently accepted in the journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: letters. His co-authors were Dmitry Yakovlev, Craig Heinke, Wynn Ho and Daniel Patnaude from the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Wynn Ho's work was partly funded by the UK's Science and Technology Facilities Council.

CONTACTS

Wynn Ho
School of Mathematics
University of Southampton
United Kingdom
Tel: +44 (0)2380 593 679
Email: wynnho@slac.stanford.edu

Peter Shternin
Ioffe Institute
St Petersburg
Russia
Tel: +7 812 292 7180
Email: pshternin@gmail.com

Dany Page
National Autonomous University in Mexico (UNAM)
Tel: +52 55 5622 4016
Email: page@astro.unam.mx

Robert Massey
Royal Astronomical Society
Tel: +44 (0)20 7734 3307 x214
Mob: +44 (0)794 124 8035
Email: rm@ras.org.uk

IMAGES AND CAPTIONS

Images available from http://chandra.harvard.edu/photo/2011/casa/ and http://www.ras.org.uk/

FURTHER INFORMATION

Chandra on Cas A

http://chandra.harvard.edu/photo/2011/casa/

MNRAS letters preprint

http://arxiv.org/abs/1012.0045

Phys. Rev. Lett. preprint

http://arxiv.org/abs/1011.6142

Boletín en español emitido por el IA-UNAM

Cassiopeia A - 3D Fly-through

Superfluidez en la estrella de neutrones Cas A

Foto: NASA

Boletín emitido por Chandra:
http://chandra.harvard.edu/photo/2011/casa/

Boletín emitido por la NASA
http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/multimedia/casa2011.html

Boletín emitido por el IA-UNAM
http://institutodeastronomia.blogspot.com/2011/02/se-comprueba-el-estado-de-superfluidez.html

Se comprueba el estado de superfluidez en la estrella de neutrones de Cassiopeia A

• La conclusión, producto del análisis de las observaciones realizadas a lo largo de 10 años con el telescopio de rayos X Chandra

• La superfluidez en las estrellas de neutrones acentúa la emisión de neutrinos y su rápido enfriamiento

• El modelo mínimo de enfriamiento pasa la prueba para explicar la evolución térmica de las estrellas de neutrones

Aunque por más de 50 años se ha teorizado sobre la naturaleza física de las estrellas de neutrones, es hasta ahora que dos grupos independientes —el primero lidereado por Dany Page del Instituto de Astronomía de la UNAM y sus colegas*, y el segundo grupo conformado por Peter S. Shternin del Ioffe Physical Technical Institute, en St. Petersburgo, Rusia y sus colaboradores**— comprueban con observaciones el estado de superfluidez en una estrella de neutrones.

Remanente de supernova Cassiopeia A, foto: Chandra, NASA

La estrella de neutrones ubicada al centro del remanente de la supernova Cassiopeia A, en la constelación del mismo nombre, fue descubierta en 1999 cuando el telescopio satelital de rayos X, Chandra apuntó por vez primera al cielo. Este remanente es de las fuentes de rayos X más interesantes por su proximidad al Sistema Solar, a unos 11,000 años luz de distancia, y por su juventud, pues se estima que la explosión sucedió hace unos 330 años, lo que hace a su estrella, apodada Cas A, candidata idónea para el estudio de este tipo de fuentes energéticas.

Las estrellas de neutrones son producto de la explosión en supernova de estrellas gigantes que expulsan violentamente al final de su vida sus capas más externas, dejando al centro un núcleo superdenso que en ocasiones puede convertirse en agujero negro. Se trata de objetos que revelan una amplia fenomenología y cuya naturaleza desafía nuestra imaginación. Poseen masas comparables a la del Sol, concentradas en una decena de kilómetros que rota a altísimas velocidades, dando hasta 600 vueltas por segundo.

Estrella de neutrones Cas A ubicada al centro del remanente de supernova Cassiopeia A, foto: Chandra, NASA

Además de encontrarse a temperaturas de más de 500 millones de grados (el Sol tiene unos 15 millones de grados en su núcleo), el campo gravitacional al interior de estas estrellas es millones de millones de veces más intenso que el de la Tierra, alcanzando densidades del orden de mil millones de toneladas por centímetro cúbico —comprimida a esta densidad, la Ciudad de México cabría dentro de una cucharita. En estas condiciones, los átomos se rompen, y su núcleos fusionan, formando lo que se conoce como un líquido cuántico dando lugar a posibles fenómenos de lo más extraños como puede ser un plasma de partículas elementales llamadas quarks o un líquido superfluido de neutrones.

La estrella de neutrones Cas A concentra la masa del Sol en un diámetro de unos 20 km. Su núcleo interno es un superfluido de neutrones. Imagen: Dany Page, IA-UNAM

La superfluidéz ha sido producida en laboratorio a muy bajas temperaturas, de unos cuantos grados Kelvin, y se caracteriza por la ausencia total de viscosidad, de manera que en un tubo cerrado, un superfluído correría ininterrumpidamente sin perder energía por fricción. En entrevista, Dany Page explica que la superfluidéz es posible a altas temperaturas gracias a la enorme densidad y alta energía del sistema.

Por otro lado, el tiempo que las estrellas de neutrones permanecen visibles es relativamente corto, alrededor de un millón de años, pues tienen una taza alta de enfriamiento debida a la emisión térmica de radiación de la superficie y a una gran emisión de neutrinos (partículas subatómicas sin carga). “La emisión de neutrinos depende de manera muy notable del tipo de materia presente en el núcleo interno de la estrella. Cada modelo de materia densa también nos permite hacer predicciones sobre la temperatura de la estrella en función del tiempo transcurrido desde su formación, y la comparación de estas predicciones con los datos abre la posibilidad de eliminar algunos modelos teóricos”

Diez años después del descubrimiento de la estrella Cas A, dos astrónomos, Craig Heinke y Wynn Ho se dieron cuenta de que la superficie de la estrella se estaba enfriando rápidamente. Fue entonces cuando el Dr. Page cayó en cuenta de que dicho comportamiento encajaba con uno solo de los múltiples modelos existentes de evolución térmica de estrellas de neutrones: el Modelo Mínimo de Enfriamiento, descartando diversos procesos exóticos.

Se trata de un modelo conservador, “pesimista”, que supone que no hay nuevas formas de materia como quarks extraños en el interior de las estrellas de neutrones, y que en éstas sólo se encuentran algunos protones y electrones, y gran cantidad de neutrones acomodados en pares y en estado de superfluidez.

“Con las observaciones de Chandra, pudimos medir el parámetro más importante para este modelo mínimo que es cuándo y a qué temperatura los neutrones se vuelven superfluidos.” Antes de tener estos datos, estos parámetros eran libres, dejando la posibilidad de acomodar muchas teorías a las diversas combinaciones posibles de temperatura, edad y densidad de las estrellas de neutrones. “Con los valores apropiados, el modelo mínimo funciona. Si la temperatura es más alta o más baja, entonces no funciona el modelo mínimo. La razón de enfriamiento de esta estrella es una firma característica de que está ocurriendo la superfluidez ahora mismo. Lo estamos viendo en tiempo real.”

“En un artículo anterior, de 2009, proponemos una temperatura crítica para que se de la superfluidez del orden de 500 millones de grados kelvin, (0.5 x 109oK) necesaria para que el modelo mínimo funcione. Dada la edad de la estrella de Cassiopea A y las observaciones de su temperatura encontramos la combinación justa que necesitábamos.”

Estos resultados confirman nuestro entendimiento de las estrellas de neutrones no exóticas, y permitirá distinguir objetos exóticos con mayor confianza.

Referencias:

*Rapid Cooling of the Neutron Star in Cassiopeia A Triggered by Neutron Superfluidity in Dense Matter.
Dany Page,1 Madappa Prakash,2 James M. Lattimer3 y Andrew W. Steiner4

1Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México, 2Department of Physics and Astrononmy, Ohio University, USA 3Department of Physics and Astronomy, State University of New York at Stony Brook, USA, 4Joint Institute for Nuclear Astrophysics, National Superconducting Cyclotron Laboratory and, Department of Physics and Astrononmy, Michigan State University, USA

http://arxiv.org/abs/1011.6142

**Cooling neutron star in the Cassiopeia A supernova remnant: Evidence for superfluidity in the core
Peter S. Shternin1⋆, Dmitry G. Yakovlev1, Craig O. Heinke2, Wynn C. G. Ho3†, Daniel J. Patnaude4

1Ioffe Physical Technical Institute, St. Petersburg, Russia 2Department of Physics, University of Alberta, Canada 3School of Mathematics, University of Southampton, United Kingdom, 4Smithsonian Astrophysical Observatory, Cambridge, USA.

http://arxiv.org/abs/1012.0045

CON ONDAS DE RADIO ESTUDIAN EN MORELIA EL NACIMIENTO DE ESTRELLAS MASIVAS

Boletín UNAM-DGCS-127
Ciudad Universitaria.
12:30 hrs. 27 de febrero de 2010

• Esas formaciones gigantes aportan elementos esenciales para la vida, pues al morir eyectan calcio y hierro que llega a los seres vivos, dijo Stanley Kurtz, del Centro de Radioastronomía y Astrofísica de la UNAM

• Utilizando radiotelescopios y “faros naturales” llamados máseres, el científico investiga las regiones H II, cunas de estrellas masivas

Las estrellas masivas son astros gigantes, cuyos tamaños son entre ocho y 30 veces más grandes que nuestro Sol. Aunque constituyen minoría en el Universo, son fundamentales en la estructura del medio interestelar y la vida en la Tierra.

Así lo afirmó el doctor Stanley Eugene Kurtz, investigador del Centro de Radioastronomía y Astrofísica (CRyA) de la UNAM, quien en el campus Morelia de esta casa de estudios, indaga cómo nacen esas enormes estrellas y qué características tienen las cunas donde se desarrollan: unas nubes de gas y plasma conocidas como regiones H II.

“El nombre de región H II se refiere al grado de ionización del átomo de hidrógeno, cuando el electrón ya fue quitado de su núcleo y el electrón y el protón andan sueltos”, explicó Kurtz.

Nacidas de un colapso

Las estrellas masivas se forman tras un colapso generado por la gravedad que produce nubes enormes, cientos de veces más grandes que el Sistema Solar y que, aleatoriamente, contienen grumos más densos y fríos en algunos sitios; la fuerza de gravedad provoca que el material se dirija hacia el punto central de la nube.

Cuando la gravedad tiene suficiente tiempo para atraer material hacia el centro se forman protoestrellas que luego se desarrollan como estrellas masivas.

El proceso que da origen a las estrellas masivas tarda en ocurrir unos cien mil años, aunque esos astros viven algunos millones de años, poco tiempo si se les compara con el lapso de vida de estrellas más pequeñas.

Semillas de vida

El impacto de las estrellas masivas sobre el medio interestelar y la galaxia es fundamental, pues en ellas está involucrada una gran cantidad de energía.

“En un sentido podemos decir que estamos aquí gracias a las estrellas masivas, porque elementos como el calcio y el hierro que tenemos en nuestros cuerpos son producidos por las estrellas masivas, que cuando mueren explotan y eyectan todo ese material al sistema interestelar, lo regalan y a veces forman planetas”, detalló Kurtz.

Y aunque estrellas medianas, como el Sol, también contienen ese elementos, cuando mueren los elementos se quedan ahí y no están accesibles en el medio interestelar.

“Es seguro que los átomos de nuestro cuerpo fueron en algún momento parte de una estrella masiva. En su muerte, son semillas de vida”, destacó Kurtz.

Cuando la estrella masiva ya está formada, comienza a emitir muchos fotones en ultravioleta, con suficiente energía para ionizar y hacer la región H II, cuna de donde nacerán nuevas estrellas masivas.

Ondas de radio, donde la mirada no llega

Las estrellas masivas se forman en zonas de nubes moleculares, donde los astrónomos no pueden captar con la luz de los telescopios ópticos, porque el medio está nublado y hay opacidad respecto al brillo de las estrellas.

“En estas zonas el gas de la nube y el polvo es tan denso que es totalmente opaco a la luz. El efecto es parecido a cuando un avión entra a una nube y no vemos nada. Los radares del aeropuerto, que funcionan con ondas de radio, sí pueden traspasar la nubosidad; eso es lo que hacemos con los radiotelescopios: atravesar las zonas opacas y captar señales”, comentó Kurtz.

El radiotelescopio capta números, y voltajes que los científicos introducen a la computadora para traducirlos en datos e imágenes.

“Lo que se capta es la intensidad de la radiación de la estrella, esa es la gran herramienta que utilizamos”, resumió el universitario.

Hay dos formas de trabajar con un radiotelescopio: utilizando una sola antena que capta la intensidad, o captando señales a través de un arreglo de varias antenas, como ocurre con el gran radiotelescopio ALMA, que opera en Chile.

“Equipos grandes como ALMA realizan un proceso matemático que se llama transformada de Fourier; transfiere los datos obtenidos en la computadora para obtener imágenes, siempre distintas y complementarias a las obtenidas con telescopios ópticos e infrarrojos”, detalló el experto.

Con los radiotelescopios se estudia el origen y el campo magnético del Universo, el origen de las galaxias y lo que ocurre con todos los fenómenos físicos que, aunque bajen de frecuencia, pueden detectarse con ondas de radio.

Máseres: faros naturales

En sus estudios, el doctor Stanley Kurtz utiliza unos “faros naturales” llamados máseres.

“Son como láseres, pero naturales. Son haces de luz muy brillantes producidos por varias moléculas como agua, amoniaco, metanol, formaldehído, hidroxilo y óxido de silicio”, detalló el científico.

Algunos máseres se forman donde nacen las estrellas y otros donde éstas mueren. Como son muy brillantes y pequeños, son una herramienta muy útil para estudiar la formación estelar.

“Muchos científicos en el mundo estudian el fenómeno físico del máser, para saber qué produce la emisión máser. Yo me dedico una parte a eso y otra a utilizarlos como herramienta para saber qué pueden decirme de la formación de estrellas”, comentó el investigador del CRyA.

Estos faros naturales se utilizan cuando el gas de una región H II está colapsándose hacia la protoestrella que luego formará una estrella masiva.

“Cuando el gas está colapsándose se forman discos de acresión alrededor de la protoestrella, y dentro del disco se forman máseres. Cuando detecto una línea de máseres con un corrimiento de velocidades puedo inferir la presencia del disco y calcular el tamaño, la masa y la velocidad del disco de acresión que rodea a la protoestrella”, ejemplificó Kurtz.

Las protoestrellas también emiten chorros con flujo de gas molecular desde los polos.

“En esos chorros también se forman máseres. Si yo veo esa configuración con respecto al disco identifico al flujo. Así que los máseres son indicadores de nacimiento de estrellas y permiten hacer varias mediciones. Son trazadores de actividad estelar”, concluyó.

Hoy en el Coloquio: Máseres de Metanol como herramientas para investigar el campo magnético de las regiones de formación estelar

Gabriele Surcis
(Argelander-Institut Alemania)

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Methanol Masers as tools for investigating the magnetic field inmassive star-forming regions.

The term maser is the acronym of microwave amplification by stimulated emission of radiation. An astronomical maser is a naturally occuring source of stimulated emission. These astronomical sources have an important role in the modern astrophysics. In fact they are useful tools in several scenarios both in the Galaxy and in other galaxies (e.g. early stages of star formation, motion of the Local Group). During my talk I will show how one of the maser species (methanol) is becoming an important tool for investigating the magnetic field in massive star-forming regions. In fact, the role of magnetic fields during the protostellar phase of high-mass star-formation is a debated topic. In particular, it is still unclear how magnetic fields influence the formation and the dynamics of disks and outflows. I will present our recent results where we were able to investigate the magnetic field at mas resolution in the massive star-forming region W75N (Surcis et al. 2009) and to observe the 3-dimensional magnetic field structure around the disk of the massive star Cepheus A (Vlemmings et al., in press), in both cases by studying the polarization emissions of the 6.7 GHz methanol masers arising in those regions.