estrelas de neutrÕes: - um laboratótrio de física nuclear...

ESTRELAS de NEUTRÕES:um laboratótrio de física nuclear, física de partículas e

relatividade geral!

Constança Providência

Departamento de FísicaUniversidade de Coimbra

(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 1 / 61

1 Um pouco de história...

2 2M�: um desafio

3 NS: uma previsão simples

4 Formação de uma estrela de neutrões (NS)

5 Observação de estrelas


Quem detectou a primeira estrela de neutrões?

Espetámos mais de1000 postes e 2000dipólos entre eles,Jocelyn Bell


Quem detectou a primeira estrela de neutrões?

Nobel da Física em 1974

Em 1967, Jocelyn Bell e Antony Hewish detetam a emissão depulsos regulares de ondas de radio. Chamam a este fenómeno:Little Green Man - 1A radiação foi interpretada como sendo emitida por umaestrela de neutrões isolada e em rotação.


Nebulosa Caranguejo e Pulsar do Caranguejo

Remanescente da supernova SN 1054registrada como uma estrela visível à luz do dia, por astrónomoschineses e árabes em 1054.Fica à distância de cerca de 6 300 anos-luz da Terra. No seu interior:um pulsar descoberto em 1968.


Pulsar do Caranguejo PSR B0531+21Propiedades de uma estrela de neutrões “canónica”

Nome: PSR B0531+21 Constelação: TaurusMassa: 1.4 M� Raio: ∼ 10 KmDensidade: 1015 g/cm3 Pressão: 1029 atmTemperatura da superfície: 106 K velocidade de escape: 0.6 cPeríodo: 33 s Campo magnético: 1012G


Tamanho de uma estrela de neutrõesDiâmetro: 20-30 km


O Pai da física nuclearErnest Rutherford, 1912

alvoouro

fonte

detector

vacuo

Ernest RutherfordPropõe em 1911:o modelo do átomonasce a Física Nuclear!Ganhou o prémio Nobel da Química em1908.

modelo de Rutherford:99% da massa do átomoconcentrada num ponto


Massa limite de ChandrasekharColapso de uma anã branca - 1931

Subramanyan ChandrasekharPrémio Nobel em 1983 (com William A. Fowler)pela sua teoria matemática dos buracos negros

Quando eletrões se tornam relativistasa pressão que exercem enfraquece.prel ∼ ρ4/3, vs pnonrel ∼ ρ5/3

Uma anã branca com M > 1.4M� colapsa!

For a star of small massthe white-dwarf stage is an initial steptowards complete extinction.A star of large masscannot pass into the white-dwarf stageand one is left speculating on other possibilities.


Estrela de neutrõesUma primeira proposta?

Lev Landauno artigo “On the theory of stars” (1932)Calcula a massa máxima de uma estrelaPropõe a existência de estrelas densasformadas por um núcleo atómico gigante


O neutrãoJames Chadwick, 1932

James ChadwickDescobre o neutrão:- partícula neutra, sem carga eléctrica- não é repelida pela carga eléctrica do núcleo.- penetra os núcleos- dividi os núcleos em duas ou mais partes.Ganhou o prémio Nobel em 1935.


Estrela de neutrões: a primeira proposta!Walter Baade e Fritz Zwicky, 1933

W Baade

F Zwicky

Logo após a descoberta do neutrão, em 1933:

os astrónomos Walter Baade e Fritz Zwicky propõema existência de estrelas de neutrões com um raio decerca de 10 kmSeriam o resultado de uma supernova!

With all reserve we advance the view that supernovaerepresent the transition from ordinary stars into “neutronstars”, which in their final stages consist of extremelyclosed packed neutrons

Como observar um objecto tão pequeno?


Estrela de neutrões: a primeira proposta!Los Angeles Times de 19 Janeiro de 1934.

“Cosmic rays are causedby exploding stars whichburn with a fire equalto 100 million suns andthen shrivel from 1/2 mil-lion mile diameters tolittle spheres 14 milesthick, says Prof. FritzZwicky, Swiss Physicist.”


Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkov (TOV)Equação de TOV, 1939

Tolman

Oppenheimer

Volkov

Soluções estáticas das equações de campo deEinstein para um fluido perfeito com simetria esférica

dpdr

= −Gε(r) m(r)

[1 + p(r)

ε(r)c2

] [1 + 4πr3p(r)

m(r)c2

]r2[1− 2Gm(r)

c2r

]m(r) = 4π

∫ r

0dr ′r ′2ε(r ′)

NS formada por um gás de Fermi de neutrões livres:massa máxima de uma estrela estável ∼ 0.7M�.Se M > 0.7M� estrela colapsa num buraco negro!


Interação nuclear

0.7 M� → valor não realístico, falta a interação nuclearAs massas das estrelas de neutrões tornam a astrofísica e físicanuclear interligadas!


Astro-Nuclear-Physics


Massas de Estrelas de Neutrões


O que é um pulsar?

pulsar

eixo de rotação magnético

eixo

para a

Terra

Pulsares: são estrelas de neutrões em rotação emitindo ondaselectromagnéticas com intensidade variável em períodos regulares.O período varia de 0.001 segundo a 2 segundo


Ouvir um Pulsar

http://www.jb.man.ac.uk/pulsar/Education/Sounds/sounds.html


Pulsar PSR J1614-2230, binário com anã brancaDemorest et al, Nature 467 (7319) 2010Descoberto pelo Radio-telescópio Parkes (Austrália), 2006

Propriedades:Mass 1.97±0.04M�Radius 13± 2 kmPeríodo rotação 3.15 ms

-40

-30

-20

-10

0

10

20

30

-40

-30

-20

-10

0

10

20

30

Tim

ing

re

sid

ua

l (µ

s)

-40

-30

-20

-10

0

10

20

30

0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1.0

Orbital Phase (turns)

Massa medida comgrande precisão pelo“atraso de Shapiro”


Pulsar PSR J0348+0432, binário com anã brancaJ Antoniadis, P. Freire et al, Science 340 (6131) 2013Descoberto pelo Radio-telescópio Green Bank Telescope, USA, 2007

Propriedades:

Massa 2.01±0.04M�Raio 13± 2 kmPeríodo órbita 2h 27mPeríodo rotação 39 ms

Grande massa e pequenoperíodo orbital permite mediçãodo decaimento da órbita devidoà emissão de ondas gravita-cionais previstas pela teoria darelatividade


Que restrições podemos impor?Gráficos Massa/Raio


2M�: que questões são colocadas ?

Haverá matéria exótica no interior duma NS?

Quais são os constituintes de uma estrela de neutrões?I neutrões, protões, electrõesI se ρ & 0.11 fm−3, µe > mµ → é energeticamente favorável o

aparecimento de muõesI se ρ & 0.3 fm−3, µn > mΛ → é energeticamente favorável o

aparecimento dos hiperões ΛI se ρ & 0.5− 0.6 fm−3, ωK ∼ µe → aparecimento de um

condensado de kaões


De que é feita uma estrela de neutrões?

du

uu

d d

u s

d

u

hiperãoLambda

s

d

d

fase pasta na crusta?

s

u

d

neutrão

protãokaão

pião

uu

d

sd

u

d d

d

d

d

s

s

ss

s

d

u

s

s

d

d

u

d

d

d

u

s

s

matéria de quarks

hiperão

Sigma

no centro

Matéria de quarks?

, µ, π, Κ, Λ, Σ ...)

~ 1 km de espessura

Crusta sólida

(n, p, e −com mais algumas partículas

diâmetro ~ 15 Km

Estrela de neutrõesmassa ~ 1,5 a massa do Sol

Interior líquido e pesadoquase só neutrões


Neutron star interior I

Hydrogen/Heatmosphere

R ~ 10 km

n,p,e, µ

neutron star withpion condensate

quark−hybridstar

hyperon star

g/cm3

1011

g/cm3

106

g/cm3

1014

Fe

−π

K−

s ue r c n d c t

gp

oni

u

p

r oto

ns

color−superconductingstrange quark matter(u,d,s quarks)

CFL−K +

CFL−K0

CFL−0

π

n,p,e, µ

quarksu,d,s

2SCCSLgCFL

LOFF

crust

N+e

H

traditional neutron star

strange star

N+e+n

Σ,Λ

,Ξ,∆

n superfluid

nucleon star

CFL

CFL

2SC

F. Weber, Prog.Part.Nucl.Phys.54:193-288,2005(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 25 / 61

2M�:matéria exótica excluída?

(fm ) −4ε

p (

fm )

−4

pnHq

pnH

pn

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

0 1 2 3 4 5 6

R (km)

M/M

pnH

pnHq

pnJ1614−2230

0

0.5

1

1.5

2

2.5

10 12 14 16 18 20


Neutron star interior II

Dany Page, UNAM, México


Crustcold catalyzed matter

(Chamel and Haensel, Living Reviews 2008)

Surface on NS: p = 0

Lowest energy state of hadronic matter at zero compression and T: 56Fe

a bit deeper: nuclei embedded in a electron sea

ρ > ρdrip: nucleons form clusters not necessarily spherical that take uplattice positions in a background gas of neutrons and electrons


Pasta phase

In the inner crust the attractive nuclear and repulsive atomiclength scales are comparable

I leads to a complex ground stateI gives rise to non-spherical shapes (rod, slabs, tubes, bubbles...)I should have unusual dynamical and transport properties


Pasta phaseDifferent methods

QMCMC

TF

3D−HF

3D-HF (Newton &Stone),CMD (Horowitz et. al),QMD (Watanabe et al)

TF (Okomada et al)


Estrelas de neutrões e o Diagrama de fases da QCD

CFL

ColorSuperconductor

µbaryon

NucleiNeutron Stars

Heavy Ion Collisions

Relativistic

Quark−Gluon−Plasma

Hadron Gas

Ea

rly

Un

iverse~ 170

T(M

eV

)


Estrela de neutrões: previsão simplesFórmula de von WeisäckerA massa de um núcleo com Z protões e A = N + Z nucleões:

M(Z ,A) c2 = Z mp c2 + (A− Z ) mnc2 − B(Z ,A)

onde B(Z ,A) é a energia de ligação, parametrizada por

B(Z ,A) = − avol A + asur A2/3

+ aCoulZ 2

A1/3 + asim(Z − N)2

A+ δap A−1/3

R = r0A1/3 fm(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 32 / 61

Energia de ligação nuclear:B(Z ,A)Resultados experimentais


Estrela de neutrões: previsão simplesEnergia gravítica

Núcleo só de neutrões não é estável: B(A,Z ) > 0!Mas se incluirmos a força gravítica (atractiva)Energia gravítica de uma esfera de massa M = A Mn

Egrav = −35

GM2

REnergia elétrica de uma esfera de carga Q = Ze

ECoul =35

e2

4πε0Z 2

R

B(A,Z )/A = − avol +asurA1/3

+3

5r0

(Z 2

A2 e2 −Gm2N

)A2/3

+ asim

(Z − N

A

)2


Estrela de neutrões: previsão simples

Se considerarmos A muito grandeobtemos um “núcleo” estável com

A ≤ 1056

R ∼ 5− 10 Km,M ∼ 1/10M⊙,

ρ ∼ (2− 6)× 1014 g/cm3


Energia de simetriaRestrições experimentais, Tsang et al PRC86

0

20

40

60

80

100

120

140

0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 3.5

asym

(M

eV

)

ρ/ρ0

L=75 MeV

L=50 MeV

L=111 MeVΛσΛω


Energia de simetria e estrelas de neutrões

0

0.5

1

1.5

2

10 11 12 13 14 15 16 17 18

M/M

Su

n

R [km]

J0348+0432

TM1-2

Λ1Λ2Λ3Λ4Λ5Λ6Σ3Ξ2


Estrelas de neutrões: um laboratório de matéria densa

As estrelas de neutrões são um verdadeiro laboratório quepermite testar

I física nuclear: energias altas, matéria muito rica em neutrões

I QCD: desconfinamento, matéria de quarks, fases supercondutoras na cor

I superfluides nuclear: propriedades como a temperatura crítica

modelo microscópico→ equação de estado→ massa-raio

equação de estado→ massa máxima, freqUeñcia de spin(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 38 / 61

Impondo 2M�Fortin et al PRC 94,035804

(Fortin et al 2016) (Fortin et al 2016)

Todas as EoS são causãi e prevêem M > 2.M�I intervalo de raios:3km (1M�) e 4km (2M�)

impondo restrições lab e teóricas:only 4 models remainI intervalo de raios:1km (1M�) e 2km (2M�)I grande incerteza a massas altas: falts informação sobre a equação de

estado a altas densidades!(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 39 / 61

Que informação temos a altas densidades?

1 10 100 1000

Quark Chemical Potential µ − µ iron

/3 (MeV)

1e−06

0.001

1

1000

Pre

ssure

(M

eV

fm −

3 )

inner

outermatterneutron

crust

crust

pQCDmatter

?

SB limit

Central µin maximallymassive stars Maximal

limiting µ

(Kurkela ApJ 789, 2014)T = 0 QCD perturbativo a altas densidades (pQCD)

I estado da arte (Kurkela et al PRD81 2010): cálculo perturbativo

I EOS converge razoavelmente bem para r µB > 2.6GeV


Como evolui uma estrela?

H −> He

Sequênciaprincipal

Sequênciaprincipal

Sequênciaprincipal

He −> C/O

H −> He He−C−O−Ne−Mg

He−C−O−Ne−Mg

He

vermelhaGigante

He

vermelhaGigante

planetáriaNebulosa

Nuvem em construção proto−

−estrela

25 M < M < 100 MS

S

0,8

M <

M <

8 M

S

S

S8 M < M < 25 M

S

Anãbranca

??

buraconegro

H −> He

−> Fe

Supergigante vermelha

Supergigante vermelha Supernova

SupernovaEstrela Wolf−Rayet

neutrões

Estrela de

quarks ???Estrela de

Evolução estelar.


Estágios de uma estrela com 25 M�

Combustível Produtos Temperatura densidade duração(K) (g/cm3) (anos)

hidrogénio hélio 7×107 10 107

hélio(3-α) C, O 2×108 2000 106

carbono Ne, Na, Mg, Al 8×108 106 103

neon O, Mg 1.6× 109 107 3oxigénio Si, S, Ar, Ca 1.8×109 107 0.3silício Ni (decai em Fe) 2.5×109 108 5 dias


Porque só até ao ferro?


Uma estrutura em camadas: pré-supernova


As estrelas também morrem?

Uma estrela morre quando deixa de realizar a fusão nuclear, ecolapsa. A força gravítica vence!!

COLAPSO→ SUPERNOVANeutralização da dos protões reduz a pressão exercida peloseletrões

p + e→ n + ν̄

Durante o colapso, protões e electrões combinam-se para formarneutrões, daí o nome estrela de neutrões.A energia emitida durante uma explosão de supernova é∼ 1− 100× 1051 erg= 1-100 foeO Sol, se durante a sua vida toda tivesse a luminosidade atual,libertaria um total de 1.2 foe.


O que é uma supernova?

SN 1604Supernova observada porKeplerChandra X-ray Observatorycompilação de radiação:raios X, óptica e infravermelho

Sobressai em toda a galáxia até desaparecer após algumas semanasNeste curto tempo emite mais energia que o Sol em toda a suavida!


Colapso de uma estrela: supernova

a) formou-se um core de ferrob) massa de Chandrasekharatingida:colapso começac) o interior é comprimidod) o material cai sobre o core, éreenviado para fora numa ondade choquee) a onda de choque começa aestagnar e é revigorada por pro-cessos com neutrinosf) o mateiral de fora detonadeixando no centro uma NS


Evolução duma protoestrela de neutrões


Evolução duma protoestrela de neutrõesPossíveis consequências: surto de raios gama?Arrefecimento de uma estrela com condensado de kaões:dará origem a um buraco negro?

1.8

1.9

2

2.1

2.2

2.3

2.4

1.8 1.9 2 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7

M (

M⊙

)

Mb (M⊙

)

GM1 L=59.6 MeV

S=1 Yl=0.4S=2 Yl=0.0

S=0


Como podemos observar as estrelas?Espectro electromagnético


Mas será que toda a radiação chega à Terra?Transparência e opacidade da atmosfera


Chandra e NuSTARObservação de RX

Chandra é o observatório de raios X da NASA, lançado em 1999NuSTAR: telescópio de raios X da NASA, lançado em 2012Projetados para observar raios X de regiões remotas do espaço


O Hubble e o VLT - Very Large TelescopeObservação no visível

Very Large Telescope (European Southern Observatory ESO)I Maior conjunto de telescópios ópticos do mundo, deserto de

Atacama, ChileHubble: O telescópio espacial Hubble, orbita em torno da Terradesde 1990, com período 97 minutos.

I Detecta luz visível sem ser distorcida pela atmosfera terrestre.


Telescópios de ondas de radio: agora e futuroALMA e o Square Kilometre Array - SKA

ALMA - Atacama Large Millimeter ArrayI 66 radio-telescópios 12m e 7 m de diâmetro, λ = 0.3− 9.6 mmI informação: nascimento das estrelas no universo primordial e

formação de planetasI Colaboração ESO, USA, Japão, Canada, Chile, 2011

Square Kilometre Array - SKAI Projeto que envolve21 paises.I As antenas distribuidas por 3000 km2: Austrália e África do Sul.I Informação: mapa dos céus será obtido 10 000 vezes mais

depressa.


O que é o LIGO?Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory

Hanford, Washington (USA)Interferómetro para detetar ondas gravitacionais (OG), é formadopor dois braços perpendiculares com 4 km de comprimentoformado por dois detetores ( Livingston e Hanford) separados de2000 milhas para permitir filtrar o ruído localPrimeiras OG detetadas: 14 de setembro de 2015Advanced LIGO: colaboração de vários países.Há outros detetores: Virgo (Itália), GEO 600 (Alemanha), TAMA300 (Japão) que também serão atualizados melhorando asensibilidade


Ondas gravitacionais

Ondas gravitacionais da fusão de duas estrelas de NSvariação comprimento 10−18 m


Ondas gravitacionais

Fusão de dois buracos negros de massas 36 e 29 M�energia emitida nas ondas gravitacionais: 3.0± 0.5 M�


Formação de um binário de estrelas de neutrões


Formação de um binário de estrelas de neutrões

Ver vídeos emhttps://compstar.uni-frankfurt.de/outreach/animations-cartoons/


Astronomia de multi-mensageiros & laboratório

New astrophysical measurementsI FAST, SKA

F more massive NSs?

F very fast spinning NSs?

F moment of inertia I?

I NICER, Athena (ESA 2028) (X-raytelescopes)

F simultaneous M,R with 5% precision on R

I LIGO/VIRGO: tidal deformability Λ

New nuclear measurementsI PREXII, CREX: neutron skin thickness

I More hyperon properties (J-PARC, FAIR,NICA...)

New European network PHAROS

Haensel EPJA 2016

1.0 1.5 2.0M[M⊙ ]

100

200

300

400

500

600

700

800

900

f[Hz]

J0337+1715

B1855+09/J1012+5307

J0751+1807

J1614−2230

J1713+0747

J0437−4715/J1738+0333

J1909−3744

J1804−2717

J2019+2425

J1045−4509

J1910−5959A

J1748−2446I

J0024−7204H

J0514−4002A

B1516+02B

J1903+0327

J1023+0038

J1807−2500B

J1748−2446a716 Hz

MTM1minMDH

min MNL3min

0 500 1000 1500 2000 2500 30000

500

1000

1500

2000

2500

3000

nl 303

nl 36 and nl3

02

nl 3 4

tm1

tm1-2

nl 3

RMF50%

90%Skyrme

SKI 5


Estrelas neutrões... O que falta descobrir? MUITO!PSR J1614−2230 e PSR J0348+043 com M ∼ 2.0M�terão matéria exótica no seu interior? Quarks livres?Qual é o raio de uma NS? Conhecer simultaneamente R e Mpermite eliminar muitos modelos nuclearesQual á a massa máxima NS? Permite conhecer a massa mínimade uma buraco negro e o número total de buracos negrosestelares no universoQue fases existem no diagram de fases da matéria densa e fria?Como podemos usar as NS para estudar estas fases?Qual a origem dos campos magnéticos ultra-fortes dosmagnetares?campo magnético magnetar: 1012 − 1015 gaussJá conseguiremos detetar as ondas gravitacionais emitidas porestrelas de neutrões! Que informação conseguimos obter?...


OBRIGADA.

[email protected]


estrelas de neutrÕes: - um laboratótrio de física nuclear...

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