Neutron Stars: Laboratories for the physics of matter at supranuclear densities. The authors outline a brief history of the original idea and later discovery of neutron stars. They go on to present the most widely accepted theory on the formation of these superdense stars, describing the conditions under which neutron stars are born in supernova explosions. The absence of a neutron star in the remnant of SN1987A is interpreted as the collapse of the neutron star into a black hole soon after its formation. They discuss a scenario which might account for this lack of detection.
Les primeres hipòtesis sobre l’existència d’estels formats essencialment per neutrons sorgeixen immediatament després del descobriment del neutró. Aquesta partícula subatòmica va ser descoberta per J. Chadwick el 1932 quan tractava d’explicar la natura d’una radiació molt penetrant que s’obtenia en bombardejar elements lleugers (Li, Be) amb partícules a (nuclis d’heli). La mateixa vesprada en què es rebia la notícia d’aquest descobriment, L. Landau, en conversacions amb N. Bohr i L. Rosenfeld a Copenhaguen, proposà l’existència d’estels formats per neutrons. Com que aquesta hipòtesi no va ser publicada, es tendeix a acceptar que W. Baade i F. Zwicky, en un treball publicat el 1934, són els qui encunyen el terme «estel de neutrons» i els qui proposen que la seua formació va associada a explosions de supernoves, i que la pèrdua de l’energia gravitacional en la formació de l’estel de neutrons proporciona l’energia necessària per a l’explosió.
Cal esperar, però, fins la dècada dels seixanta i principis dels setanta per obtenir les primeres evidències observacionals d’aquesta mena d’objectes. És un exemple clar en què la teoria s’avança unes quantes dècades a l’observació. En els anys seixanta es comença a explorar el cel amb detectors de raigs X. Amb els primers llançaments de globus, coets i, posteriorment, satèl·lits (l’alta absorció que presenta l’atmosfera a aquestes longituds d’ona fa impossible la detecció de raigs X des d’observatoris situats en terra), es detecten les primeres fonts de raigs X situades més enllà del nostre sistema solar i es comença a especular sobre la possibilitat que aquestes fonts siguen estels de neutrons calents. La investigació teòrica sobre aquest tipus d’objectes se centra en l’estudi de la seua evolució tèrmica a fi de poder contrastar amb les observacions que acabaven de fer-se.
L’acceptació definitiva de l’existència d’estels de neutrons es va produir el 1967, quan es descobreix el primer púlsar. En una investigació adreçada a l’estudi del centelleig de les ones de ràdio produït pel gas interestel·lar, pel gas interplanetari i per la ionosfera terrestre (efecte similar al que produeix que els estels dèbils titil·len quan s’observen des de la Terra), A. Hewish, director del Mullard Radio Astronomy Observatory de la Universitat de Cambridge, a Anglaterra, amb la seua estudiant de doctorat J. Bell, van descobrir un senyal polsant procedent d’una font amb ascensió recta α=19h19m i declinació δ=21°. El pols es repetia a intervals d’1,34 segons. Encara que primer es va aventurar la possibilitat que el senyal podia ser produït per algun instrument electrònic o fins i tot provenir d’alguna civilització extraterrestre, al febrer de 1986 es publica un article en la prestigiosa revista científica Nature en què s’anuncia el descobriment i s’inclou una proposta sobre la possible explicació del fenomen basada en nans blancs o estels de neutrons. T. Gold, poc després del descobriment, proposa que el fenomen púlsar és produït per estels de neutrons en rotació amb camps magnètics intensos que, a mode de fars, ens il·luminen amb ones de ràdio a cada revolució de l’estel, quan es fa visible la zona d’emissió. El descobriment de púlsars amb períodes menors que una dècima de segon en les nebuloses de Vela i del Cranc feia quasi inevitable l’acceptació del model basat en estels de neutrons. A més, com que aquestes nebuloses eren restes d’explosions de supernoves, els descobriments proporcionaven una confirmació sòlida a la predicció feta per Baade & Zwicky el 1934.
«L’acceptació definitiva de l’existència d’estels de neutrons es va produir el 1967, quan es descobreix el primer púlsar»
A hores d’ara, generalment és acceptat que els estels de neutrons es formen en explosions de supernoves. Estels amb massa superior a ≈8MO (el símbol MO denota la massa del Sol 2×1030 kg) desenvolupen, al llarg de la seua evolució, nuclis estel·lars de 1 a 2 MO formats per elements amb nombre i pes atòmic proper al del 56Fe. Aquests nuclis estel·lars s’inestabilitzen i col·lapsen perquè la força exercida per la pressió no pot mantenir l’estel enfront de la força de la gravetat. Aquest col·lapse transcorre en un temps característic de dècimes de segon, i solament quan la densitat supera la dels nuclis atòmics, =3×1017 kg/cm3, la força de pressió comença a augmentar prou per aturar el col·lapse, i això provoca el rebot del material sobre la zona central. L’ona de xoc que es forma és capaç, en alguns casos, d’expulsar l’embolcall de l’estel i de deixar en la zona central un objecte molt calent (1011 K) d’1 a 2 MO, que es denomina protoestel de neutrons perquè és el progenitor dels estels de neutrons. En tan sols unes desenes de segons, el protoestel de neutrons es refreda fins a temperatures per sota de 109 K a causa de l’emissió de neutrins, que s’emporten la major part de l’energia gravitacional perduda, i es forma un estel de neutrons. En els casos en què l’ona de xoc no arribara a expulsar prou massa, la formació d’un forat negre resultaria inevitable. L’eficàcia de l’ona de xoc depèn de diversos factors que han estat objecte d’estudi en el nostre grup d’investigació. Se’n pot destacar el comportament de la matèria a densitats superiors a la densitat nuclear, els efectes de relativitat general i el transport de neutrins.
L’esquema de formació d’estels de neutrons descrit anteriorment ha pogut ser verificat recentment amb l’observació de la supernova SN1987A, la més brillant des de la supernova de Kepler i la detecció simultània de 19 neutrins en un interval de temps de 12 segons, que cal comparar amb els 2 neutrins per hora que es detectaven procedents del Sol. No obstant això, l’absència de proves observacionals sobre l’estel de neutrons format ha dut alguns astrofísics a pensar que en la SN1987A s’ha format un forat negre. Per fer compatible l’observació de neutrins amb l’absència d’estel de neutrons (no s’hi observa púlsar ni l’efecte que un estel de neutrons podria produir sobre el material que s’expandeix) s’argumenta que el protoestel de neutrons és capaç de mantenir-se durant uns segons abans de col·lapsar a forat negre.
Recentment ens vam proposar d’estudiar aquest tema obtenint l’evolució teòrica de diferents models de protoestels de neutrons que es diferenciaven en el comportament de la matèria a altes densitats. En un d’aquests models se suposava que l’estel estava format per matèria ordinària: neutrons, protons i electrons (en condicions extremes de densitat i temperatura) i neutrins. Aquests darrers, quan es difonen i abandonen l’estel per la superfície, governen l’evolució. En un altre model s’admetia l’aparició d’hiperons (barions de major massa que els neutrons i protons) quan aquests estats foren energèticament favorables. Si es consideren estels amb masses inferiors a ≈1,7MO, no hi ha diferències notables entre ambdós models. Tanmateix, quan consideràvem masses una mica majors, l’evolució dels dos models era radicalment diferent. El model amb hiperons, després d’un cert temps, que depèn del valor exacte de la massa, es fa inestable i collapsa a forat negre. Hom disposa, per tant, d’un mecanisme capaç d’explicar la detecció de neutrins i l’absència d’estel de neutrons en aquelles explosions de supernoves en què es produesquen objectes amb masses majors que 1,7MO. Aquelles en què l’objecte central siga de menor massa no arribaran a formar un forat negre sinó que deixaran com a residu lligat un estel de neutrons.
«Els estels de neutrons es formen en explosions de supernoves»
Un altre dels models que estudiem considera la presència de mesons K. A causa de la natura bosònica d’aquestes partícules (no estan subjectes al principi d’exclusió de Pauli) poden formar un condensat que no contribueix a la pressió, de manera que resulta més fàcil assolir configuracions inestables durant l’evolució del protoestel de neutrons. Com en el model descrit anteriorment, per a certs valor de la massa de l’estel, la formació d’un forat negre resulta inevitable.
En els casos en què, com a resultat de l’explosió supernova, es forme un estel de neutrons, aquest presentarà camps magnètics intensos. Ens vam proposar d’estudiar l’efecte d’aquests camps magnètics sobre les propietats de la radiació observada. Com que el camp magnètic, responsable del fenomen púlsar, és produït per intensos corrents elèctrics, processos de dissipació associats a la conductivitat finita del material transformarien energia magnètica en energia tèrmica en forma similar a l’escalfament que experimenta un fil conductor quan hi passa corrent elèctric. D’aquest efecte se’n diu efecte Joule, i, segons els resultats que hem obtingut pot canviar en forma important l’evolució tèrmica de l’estel en la darrera fase de la seua vida, és a dir, afectar en forma significativa l’energia que rebríem d’un estel de neutrons vell. D’altra banda, la distribució de corrents en l’estel produiria un escalfament desigual en els pols magnètics i en l’equador, de manera que, en un estel amb un eix de rotació que no estiguera alineat amb el camp magnètic, observaríem un senyal polsant de raigs X. Actualment ens proposem abordar aquest problema a fi de contrastar amb observacions recents en què s’observen aquesta mena de pulsacions.
El mesurament de les propietats macroscòpiques dels estels de neutrons: massa, radi, temperatura, la detecció de neutrins i l’anàlisi de la radiació procedent de la seua superfície proporcionen informació valuosíssima sobre les propietats de la matèria densa i els converteix en vertaders laboratoris per a la física de la matèria a densitats supranuclears.
