Joven y enfriándose: Los inicios de la vida de una estrella de neutrones

Cassiopeia ALos científicos pueden utilizar las observaciones de los cambios de temperatura para investigar qué está pasando en el núcleo de una estrella de neutrones.

Las observaciones de cómo la estrella de neutrones más joven conocida se ha enfríado en la última década está dando a los astrónomos nuevas pistas sobre el interior de estas superdensas y moribundas estrellas.

Wynn Ho, de la Universidad de Southampton, y Craig Heinke, de la Universidad de Alberta, en Canadá, midieron la temperatura de la estrella de neutrones en el remanente de supernova  Cassiopeia A, usando datos obtenidos por el Observatorio Chandra de rayos X de la NASA, entre el año 2000 y el 2009.

“Esta es la primera vez que los astrónomos han tenido la posibilidad de mirar una joven y fresca estrella de neutrones con constancia a través del tiempo”, dijo Ho. “En la última década, Chandra nos ha dado una fotografía de la temperatura, cada 2 años aproximadamente,  y hemos visto alrededor de un 3% de la caída de la temperatura durante ese intervalo de tiempo”.

Las estrellas de neutrones están compuestas principalmente por el choque de neutrones a causa de la gravedad, comprimidos a más de un millón de millones de veces la densidad del plomo. Son los núcleos densos de las estrellas masivas que se han quedado sin combulstible nuclear y han colapsado en explosiones de supernova. La explosión de la supernova de Cassiopeia A, que tuvo lugar probablemente en el año 1680, habría calentado la estrella de neutrones a temperaturas cercanas a  miles de millones de grados centígrados, de lo que se ha enfríado alrededor de dos millones de grados.

“Las jovenes y frías estrellas de neutrones se enfrían por la emisión de neutrinos de alta energía – partículas similares a los fotones, pero que no interectúan mucho con la materia normal, lo que las hace difíciles de detectar”, dijo Ho. “Dado que la mayoría de los neutrinos son producidos en el  interior de la estrella, podemos usar las observaciones de los cambios de temperatura para examinar qué está pasando en el núcleo de la estrella de neutrones. La estructura de la estrella de neutrones determina cómo se enfrían, así que este descubrimiento nos permitirá entender mejor de qué están hechas.  Nuestros observaciones de las variaciones en la temperatura ya han descartado algunos modelos propuestos para explicar el enfríamiento y nos han dado ideas sobre las propiedades de la materia, que en este caso no pueden estudiarse en los laboratorios de la Tierra”.

Inicialmente, el núcleo de la estrella de neutrones se enfría más rápidamente que las capas exteriores. Después de unos pocos cientos de años, el equilibrio se alcanza, y todo el interior se enfría a un ritmo uniforme. A los 330 años de edad aproximadamente, la estrella de neutrones de Cassiopeia A estuvo cerca del límite de cambio de estado. Si el enfríamento es sólo a causa de la emisión de neutrinos, debe haber una disminución constante de la temperatura. Sin embargo, y a pesar de que Ho y Heinke observaron una tendencia durante el período de 10 años, hubo un gran cambio alrededor del 2006, que sugiere que otros procesos podrían estar activos.

“La estrella de neutrones aún no se ha relajado en la fase de enfríamiento constante, o podríamos estar viendo cómo pasan otros procesos”, dijo Ho. “No sabemos si el interior de la estrella de neutrones contiene más partículas exóticas, como quarks, u otros estados de la materia, tales como superfluídos y superconductores. Esperamos que con más observaciones seamos capaces de explicar, con mucho más detalles, qué está pasando en el interior”.


Fecha Original: 19 de abril de 2010
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Comments (2)

  1. “Las estrellas de neutrones están compuestas principalmente por el choque de neutrones a causa de la gravedad, comprimidos a más de un millón de millones de veces la densidad del plomo. Son los núcleos densos de las estrellas masivas que se han quedado sin combulstible nuclear y han colapsado en explosiones de supernova. La explosión de la supernova de Cassiopeia A, que tuvo lugar probablemente en el año 1680, habría calentado la estrella de neutrones a temperaturas cercanas a miles de millones de grados centígrados, de lo que se ha enfríado alrededor de dos millones de grados.”

    Los mismos autores del trabajo vienen a reconocer que no esta todo tan claro y que podrian estar presentes otros elementos:

    “La estrella de neutrones aún no se ha relajado en la fase de enfríamiento constante, o podríamos estar viendo cómo pasan otros procesos”, dijo Ho. “No sabemos si el interior de la estrella de neutrones contiene más partículas exóticas, como quarks, u otros estados de la materia, tales como superfluídos y superconductores. Esperamos que con más observaciones seamos capaces de explicar, con mucho más detalles, qué está pasando en el interior”.

    Por otro lado, en condiciones en regimen de bajas temperaturas y altas densidades (T << µ) podria aparecer tambien la materia extraña, que se conformaria en el interior de las ENs y produciria la conversion de la misma en Estrellas de Quarks. Esta transicion de fase estaria ocurriendo en el Universo cada vez que una estrella masiva en forma de supernova, con la consecuente aparicion de una Estrella de Neutrones.

    En 1971 propuso que la Materia Extraña es mas estable que el 56Fe, que es el mas estable de todos los nucleos ordinarios. Por tanto, segun su hipotesis, la Materia Extraña constituiria el estado mas fundamental de la materia. En la Naturaleza, la presencia de nucleos atomicos ordinarios no se halla en contradiccion con la mayor estabilidad que presenta la ME. Esto se debe a que la conversion de un nucleo atomico en ME, requiere que se transfor4men quark u y d, en quarks extraños s.

    La probabilidad de que esato ocurra involucra una transicion debil que hace que los nucleos con peso atomico ¡A ± 6 sean estables por mas de 10 exp. 60 años. De manera que si la hipotesis de ME es correcta, estariamos en presencia del estado mas estable de la materia hadronica y para su formacion se necesitaria un ambiente rico en quarks s o la formacion de un Plasma-Quarks-Gluones. Y, no parece descabellado pensar que se podria alcanzar dicho estado en colisiones de iones pesados relativistas, segundos despues del Big Bang en el Universo primordial y en el interior de las estrellas de Neutrones.

    A todo esto, hay que tener en cuenta que debido al hecho de que la materia en las estrellas compactas es electricamente neutra. Por el Principio de exclusion de Pauli, seria energeticamente mas favorable para los quarks d decaer en quarks s hasta restablecer el equilibrio entre sabores via interacciones debiles. Dado que la densidad barionica de la materia de quark en el interior de la estrella seria ≥ 5ρo exp. 5 los potenciales quimicos de los quark deberian ser grandes respecto de las masas. Esto implicaria que las densidades de los quarks fueran practicamente iguales. De esta forma, la configuracion mas estable en el interior de la Estrella de Neutrones, seria un nucleo de materia extraña con una densidad barionica muy alta.

    Y, si el interior de una EN estuviese compuesto de ME, cabe entonces preguntarse: ¿Podria transformarse una estrella de neutrones en una estrella de quarks?.

    Para los astronomos ha quedado bien establecido que el remanente estelar despues de la explosion de una supernova podria resultar ser una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro, dependiendo de la masa de la estrella de origen. Observaciones astronomicas recientes sugieren un remanente aun mas exotico: las estrellas de Quarks. La idea de la existencia de estas estrellas aparecio en 1969, cinco años despues de la prediccion de Gell-Mann de la existencia de los quarks.

    Aqui lo dejo, el tema es mas extenso pero me salgo del guion.

  2. [...] Joven y enfriándose: Los inicios de la vida de una estrella de neutrones [...]

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