1 Jorge A. Lopez University of Texas at El Paso La Rodadora, Octubre 24, 2014

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3 ESTRELLAS DE NEUTRONES Estrellas con masas entre 8 y 25 M  explotan como supernovas Al explotar el nucleo se deshace y choca con las partes exteriores Al chocar se recontrae y forma un cúmulo de neutrones: Estrella de neutrones Las estrellas de neutrones tienen masas entre 1.4 M  y 3 M . Su densidad es 200 millones de veces mayor que la de una enana blanca, una cucharada de materia nuclear pesaría ~mil millones de toneladas en la tierra. Una estrella de 2 M  tendría unos ~20 km de diámetro Zwicky and Baade propusieron la existencia de las estrellas de neutrones pero nadie les creyó — hasta 1968.

4 Intensidad de las emisiones de radio del pulsars PSR 0329 + 54. Nótese la regularidad de los pulsos (0.714s), son más precisos que muchos relojes PULSARES En 1968, Jocelyn Bell, una estudiante de Cambridge detectó señales periódicas en un radio-telescopio Los pulos tenían un período de 1.3373011 s y los astrónomos pensaron que venían de civilizaciones extraterrestres, por lo que les llamaron LGM1 (Little Green Men 1). Esta idea fue abandonada cuándo se descubireron más señales pulsantes, que ahora se conocen como pulsares. En todos los casos las señales son muy regulares, variando entre 0.2 y 1.5 s. En 1968 la pregunta era ¿qué eran? El Nobel de 1974 Nobel Prize fue dado por el descubrimiento de los pulsares al asesor de Jocelyn: Antony Hewish y su colega Martin Ryle

5 https://www.youtube.com/watch?v=PKtnaTxLARc

6 The Crab nebula is the remnant of a supernova seen in 1054. At the center of the Crab Nebula is the Crab pulsar ( Figure 13- 19b). Pulsars are spinning objects, the Crab pulsar is spinning with a period is 0.033 s, i.e. it rotates 30 times each second. At that speed, something as wide as a white dwarf would immediately fly apart. To avoid disintegration, pulsars must be incredibly compact. La nebulosa del cangrejo Producto de un supernova visto en 1054. En el centro de la nebulosa está un pulsar Los pulsares son objetos en rotación El pulsar del cangrejo tiene un período de 0.033 s, i.e. 30 veces por segundo. A esa velocidad algo tan grande como una enana blanca se destruiría por la fuerza centrífuga, lo que indica que el objeto tiene que ser mucho más compacto, i.e. deben ser estrellas de neutrones.

7 La Nebulosa del cangrejo y su pulsar

8 UN CAMPO MAGNÉTICO GIRATORIO EXPLICA LOS PULSOS Las estrellas de neutrones tiene campos magnéticos intensos. En estrellas estos campos se extienden millones of km 2 bajo la superficie de la estrella. En las estrellas de neutrones estos campos se concentran y aumentan su intensidad hasta 10 15 veces más que el campo de la tierra; un campo así situado en la luna levantaría tornillos en la tierra. Al rotar, el campo de la estrella mueve protones y electrones hacia los polos produciendo dos haces de radiación que salen de la estrella — ¡los pulsares son como faros espaciales!

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10 ¿Como estudiar a las estrellas de neutrones? ¡Hay que estudiar al núcleo!

11 } ¿Cuál es la composición de la corteza?

12 } ¿Qué estructuras se forman en la corteza?

13 ¡Se puede estudiar con física nuclear!

14 Se conoce: La densidad nuclear La compresibilidad nuclear La materia nuclear = gas de Fermi Núcleo estable: p = 0, densidad = 0.15 fm -3 Compresibilidad: K=n(  p/  n) T (proporcional a la pendiente) Comportamiento de gas de Fermi a densidades bajas El resto se determina por interpolación ¿Cómo se comportará el núcleo a temperaturas altas? ¿Cuáles son las implicaciones de esto?

15 Tal comportamiento p –  es similar al de líquidos Entonces, ¿podría existir un cambio de fase líquido-gas en el núcleo? ¿Existía evidencia experimental? 1983-1985 Bertsch Siemens López...

16 Evidencia de cambio de fase Fase gaseosa: Cúmulos separados Fase líquida: medio continuo La energía cinética sigue una distribución de Maxwell ¡ Hay gotitas, gototas y termalización !

17 Eso sugiere que las reacciones: Calientan  comprimen  cambio de fase  Expande

18 ¿Cómo entender a la materia nuclear a partir de las reacciones ? Necesitamos modelos dinámicos que expliquen reacciones para luego usarlos en sistemas macroscópicos como una estrella de enutrones

19 Dinámica molecular clásica - Potencial entre partículas - Protones y neutrones - Dinámica y geometría correcta - No usa “partículas de prueba” - No usa distribuciones gaussianas de densidad - Produce fragmentos sin ayuda externa - Des-excitación de fragmentos por sí mismo - Parámetros únicos y uniformes Pero... Es clásico y no usa la distribución de Fermi

20 Potencial Resuelve las ecuacionesde movimiento (Verlet) Resuelve las ecuacionesde movimiento (Verlet) Reconoce fragmentos Reconoce fragmentos Sigue la evolución de la reacción en espacio-tiempoSigue la evolución de la reacción en espacio-tiempo Dinámica molecular

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22 Determina distribuciones de masa Determina distribuciones de masa Se ha usado para estudiar: Se ha usado para estudiar: Fenómeno CríticoFenómeno Crítico Curvas calóricasCurvas calóricas Nucleos ricos en neutronesNucleos ricos en neutrones Dinámica molecular

23 Ecuación de estado - Presión-densidad - Energía de unión – densidad - Compresibilidad-densidad Diagrama de fase - Punto crítico - Coexistencia líquido-gas - Espinodal isentrópica - Espinodal isotérmica

24 Trayectoria de una reacción Nucleo “normal” Fase liquida Fase gaseosa Mezcla liquido-gas Expansion adiábatica Fragmentación Expansión isentrópica Compresión y calentamiento

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26 ¿Cómo estudiar materia nuclear con exceso de neutrones?

27 Materia nuclear fría

28 H to He He to C CNO cycle en “estrellas normales”

29 Núcleos en la corteza de estrellas de neutrones forman estructuras inesperadas Materia nuclear infinita

30 X=0.5, T=0.1 MeV Ejemplos de “pastas”

31 ¡Pasta ! Gnocchi Spaghetti Lasagna

32 ¿Qué pasa si se coce de más? Esto, a T=0.4 MeV, se hace esto a T=2.0 MeV Estructura conocida como “pesadilla del plomero” X=0.5, 1000 n, 1000 p,  = 0.04 fm -3, with Coulomb

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34 ¿Cómo clasificar la “pasta”? Con topología: Euler characteristics

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36 ¿Cómo usar los números de Euler con la “pasta”?

37 Se parecen ¿son iguales? No, tienen curvatura y número de Euler diferentes

38 Artículo 1 La pasta se puede caracterizar con topología

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41 Materia Nuclear Fría ¿Dónde queda la Pasta en el diagrama de fases de la materia nuclear? ?

42 Materia nuclear fría Método 1: Cristales (SC, FCC and BCC) Método 2: Dinámica molecular Materia simétrica (1000 p y 1000 n) 0 <  <  0, 0 < T < 1.0 MeV Condiciones periódicas de contorno Termostato de Andersen “Minimum spanning tree” para identificar cúmulos Potenciales: Pandharipande medium y stiff Horowitz

43 Materia nuclear fría Pandha medium CMD T=0.001 MeV T = O cristales FCC, BCC, y SC Para  > 0.13 fm -3 es un cristal SC Para  < 0.13 fm -3 produce pasta

44 Materia nuclear fría El sistema mantiene una estructura cristalina a T un poco más altas Se produce pasta para  < 0.13 fm -3 a toda temperatura

45 Pasta T=1 MeV T=0.001 MeV

46 Artículo 3 (enviado)

47 ¿Significado? ¡Fases nuevas en el diagrama de fases!

48 ¿Qué sigue? Cambio de fase líquido-gas ↔ pasta, ¿condensación? Cambio de fase pasta ↔ cristal Se necesita el calor latente Cambio de fase líquido-gas ↔ cristal, ¿Congelación?

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50 - La materia nuclear puede ser estudiada con CMD - La topología ayuda a estudiar la pasta - La materia nuclear forma pasta y cristales - Ahora hay que estudiar las fases nuevas

51 ¿Qué sigue? ¿Cómo varía esto con isospin? Extraer más información para la EoS ¿Cuáles son los efectos de CMD? Conexión con reacciones Etc.

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53 ρ=0.02 T=0.1 One cell 8 Cells

54 ρ=0.02 T=1.4 Coming apart

55 ρ=0.02 T=0.1, 1 cell Adding more cells does not add more information T=1.6 4 cells show 6 holes

56 ρ=0.06 Sin mayor interes.

57 N > 13000 One Cell holes