Estos objetos peculiares tienen una masa entre una y dos veces la del Sol, pero se empaquetan en un espacio de sólo 20 kilómetros de diámetro (70, 000 veces más pequeño que el diámetro del Sol). La densidad media de una estrella de neutrones por lo tanto puede exceder unos pocos cientos de billones de gramos por centímetro cúbico, una densidad varias veces la que se encuentran dentro de los núcleos atómicos más pesados. Las condiciones extremas que prevalecen en el interior de las estrellas de neutrones están tan lejos de las encontradas en los experimentos de laboratorio que las propiedades de sus núcleos siguen siendo ampliamente desconocidas, y la descripción teórica de la materia de la estrella de neutrones es actualmente uno de los temas más desafiantes de la física nuclear y de partículas. En un artículo que aparece en la revista Physical Review Letters, Dany Page de la Universidad Autónoma Nacional de México y sus colegas en los EE.UU , sostienen que hay una fuerte evidencia de que los neutrones en los núcleos de las estrellas de neutrones forman un superfluido. Esta conclusión, la cual fue alcanzada de forma independiente por otro grupo encabezado por Dima Yakovlev del Instituto de Física Técnica en San Petersburgo, Rusia , se basa en las recientes observaciones de la emisión termal de rayos X desde de la jóven estrella de neutrones ubicada en Cassiopeia A la cual es el remanente de una supernova (ver Fig).
Desde el descubrimiento fortuito de los púlsares de radio por Jocelyn Bell Burnell y Anthony Hewish en 1967, cerca de dos mil estrellas de neutrones se han detectado. Muchas más probablemente hay en nuestra galaxia. Como fué predicho por William Baade y Fritz Zwicky en 1933, las estrellas de neutrones nacen del catastrófico colapso gravitacional del núcleo de hierro de las estrellas masivas en el punto final de su evolución. Durante los diez primeros segundos después de la explosión de la supernova, la recientemente formada estrella protoneutrón tiene un radio de unos 50 km y se mantiene muy caliente, con temperaturas internas del orden de unos pocos billones de grados. Aproximadamente un minuto más tarde, la estrella protoneutrón se hace transparente a las partículas casi sin masa llamadas neutrinos que se producen abundantemente en su interior. Esto permite que los neutrinos escapen fácilmente y se lleven la energía, de modo que la estrella protoneutrón se enfría rápidamente y se contrae en una estrella de neutrones ordinaria. Cuando la temperatura cae por debajo de unos mil millones de grados, las capas externas de la estrella se cristalizan en una corteza sólida. En este punto, el núcleo es mucho más frío que la corteza debido al enfriamiento energético producido por los neutrinos que escapan. Después de varias décadas, el interior de la estrella alcanza una temperatura uniforme de unos cientos de millones de grados (a excepción de una delgada envoltura exterior, cubriendo de calor). La última etapa de enfriamiento se lleva a cabo después de unos cientos de miles de años, cuando el calor se difunde desde el interior a la superficie y se disipa en forma de radiación térmica electromagnética [más información aquí y aquí].
Cassiopeia A en la constelación de Cassiopeia es la más jovén estrella de neutrones conocida.Basados en la velocidad de enfriamiento observada de la estrella los astrofísicos creen que los neutrones en su núcleo están en un estado superfluido .En la parte superior se muestra una imágen de Cassiopeia A en rayosX en la parte inferior se muestra una ilustración indicando las diferentes capas de una estrella de neutrones.Crédito: (Top) NASA/Chandra X-ray Observatory; (Bottom) redrawn with permission from Fridolin Weber, San Diego State University.
La superficie metálica, que está compuesta principalmente de hierro, generalmente se ve obstaculizada por una delgada atmósfera. A pocos metros bajo la superficie, la materia está tan comprimida que los núcleos atómicos, que están dispuestos en un enrejado regular de Coulomb, están completamente ionizado y por lo tanto conviven con un gas cuántico de electrones.En lo más profundo de la estrella, los núcleos se vuelven más y más ricos en neutrones, hasta que los neutrones empiezan a salir fuera de los núcleos, formando un océano subterráneo de neutrones. Considerando que la composición de la corteza exterior es casi completamente determinada por las masas atómicas experimentales, la corteza interior, donde los neutrones no están consolidados, no tiene equivalente en la Tierra y por lo tanto sólo puede ser estudiada teóricamente. La corteza se disuelve en un líquido uniforme de neutrones, protones y electrones cuando la densidad alcanza cerca de la mitad de la que se encuentra dentro de los núcleos atómicos pesados. En la corteza-núcleo, la transición del núcleo puede adoptar formas muy inusuales, tales como barras o placas que son la llamada "pasta" nuclear y podrían ser responsable de la mitad de la masa de la corteza. La composición y las propiedades de la materia densa en el núcleo interno de una estrella de neutrones aún siguen siendo poco conocidos
En particular, se sugirió en 1959, antes de las observaciones reales de los primeros púlsares, que el interior de las estrellas de neutrones podría contener un superfluido de neutrones-un líquido sin fricción con propiedades muy inusuales. La superfluidez es una de las manifestaciones macroscópicas más llamativas de la mecánica cuántica. Los nucleones son fermiones, y debido alprincipio de exclusión de Pauli, por lo general tienden a evitarse ellos mismos. Este comportamiento individualista de los nucleones, junto con la fuerte interacción repulsiva nucleón-nucleón a corta distancia, proporcionan la presión necesaria para contrarrestar la enorme fuerza gravitacional de una estrella de neutrones, lo que impide que se colapse. Sin embargo, a suficientemente bajas temperaturas, los nucleones pueden formar parejas. Estas parejas son bosones que pueden comportarse de forma coherente en una escala muy grande y el nucleón condensado puede fluir sin viscosidad, análogo a la superfluidez del helio-3. (Es interesante notar que, mientras que el helio-3 se convierte en un superfluido sólo por debajo de unos pocos mK , la superfluidez es sostenible, incluso a una temperatura de millones de grados en una estrella de neutrones, debido a la enorme densidad involucrada). A pesar de que el emparejamiento nuclear ha sido teóricamente estudiado durante varias décadas [ver aquí], las región del núcleo de una estrella de neutrones donde este fenómeno podría ocurrir es todavía muy incierta. Como se muestra en los dos grupos de astrofísicos , las observaciones de la joven estrella de neutrones en refrigeración en Cassiopeia A podría arrojar luz sobre este problema de larga data.
Cassiopeia A, que debe su nombre a su ubicación en la constelación de Cassiopeia, es el remanente de una estrella que explotó hace 330 años a una distancia de unos 11 000 años luz de nosotros. Este objeto central compacto ha sido recientemente identificado como una estrella de neutrones con una atmósfera de carbono y una temperatura superficial de cerca de dos millones de grados [ ver aquí]. La estrella de neutrones en Cassiopeia A no es sólo la más jóven conocida,emitiendo térmicamente en forma aislada en nuestra galaxia, sino también es la primera estrella de neutrones en el que ha sido el enfriamiento observado directamente. Diez años de seguimiento de este objeto, han revelado que su temperatura ha disminuido en alrededor del 4% desde su descubrimiento en 1999 por el Observatorio de Rayos X Chandra [ ver aquí]. Esta velocidad de enfriamiento es mucho más rápida que el esperado por las teorías estándar de enfriamiento de estrella de neutrones. De acuerdo con los dos equipos de científicos que analizaron los datos de rayos X del Observatorio Chandra para determinar la velocidad de enfriamiento, estas observaciones proporcionan una fuerte evidencia de la superfluidez en los núcleos de estrellas de neutrones. De hecho, el inicio de la superfluidez de neutrones abre un nuevo canal para la emisión de neutrinos del continuo fraccionamiento y formación de pares de neutrones. Este proceso, que es más eficaz con temperaturas ligeramente por debajo de la temperatura crítica de la transición de superfluido, mejora el enfriamiento de la estrella durante varias décadas. Basándose en las observaciones de Cassiopeia A, Dany Page y sus colaboradores determinan la temperatura crítica del superfluido de neutrones a la mitad de mil millones de grados y argumentan que los protones en los núcleos de estrellas de neutrones son superconductores. El grupo de Yakovlev llegó a conclusiones similares, pero su temperatura crítica inferida para el superfluido de neutrones es unos pocos cientos de millones de grados más alta, ya que asumen diferentes entradas microscópicas. Este enfriamiento rápido se prevé que continuará durante unas cuantas décadas más a la misma velocidad. Si la interpretación de Page se ve confirmada por las observaciones futuras, sus resultados pondrán restricciones estrictas en las teorías microscópicas de la materia nuclear densa.
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fuente de la información:
http://physics.aps.org/articles/v4/14
