viernes, 19 de junio de 2015

Estrellas de neutrones superconductoras


El universo es un lugar increíble. Hace poco he descubierto que un fenómeno tan exótico como la superconductividad se produce de forma natural en un ambiente tan extremo como una estrella de neutrones.

Estrellas de neutrones

Las estrellas de neutrones son, después de los agujeros negros, los objetos más densos del universo. Para empezar, una estrella de neutrones no es técnicamente una estrrella, ya que en su interior no se producen reacciones de fusión. Y aunque esté compuesta principalmente por neutrones, también contiene protones y algún que otro electrón.
Un objeto de tipo estelar es básicamente un equilibrio entre el colapso gravitatorio y algún tipo de presión que tiende a expandir el material. En las estrellas, esta presión viene de la radiación emitida en las reacciones nucleares. A medida que se agota el combustible para la fusión, la gravedad va dominando y la estrella se contrae y se hace más densa. Este proceso se detiene cuando los electrones no pueden estar más próximos entre sí debido al principio de exclusión de Pauli, lo que se conoce como presión de degeneración. Se ha formado una enana blanca.

Si la masa de la estrella inicial es elevada (al menos 10 veces la masa del Sol), la presión de degeneración de los electrones no es suficiente, y los electrones empiezan a combinarse con los protones para dar lugar a neutrones. Los neutrones detienen el colapso con su presión de degeneración. Este frenazo brusco causa una violenta explosión, una supernova tipo II, que expulsa la mayor parte del material estelar. Si el resto de supernova no supera las 5 masas solares, la presión de degeneración es suficiente para evitar futuros colapsos, y la estrella de neutrones resultante dedica el resto de su existencia a enfriarse tranquilamente.
Nebulosa del Cangrejo, restos de la supernova SN1054 con una estrella de neutrones en el centro.

Tras la explosión, la estrella de neutrones conserva su momento angular, aunque su masa ha disminuido considerablemente. Por lo tanto, ahora rotará mucho más rápido. Esto significa que (más o menos) la estrella de neutrones actúa como una colosal dinamo, creando un campo magnético que puede llegar a \(10^{11}\)T (en la Tierra no se ha podido superar los 1000 T de manera controlada). Estas estrellas emiten radiación electromagnética que observamos de forma periódica (púlsar).

Cada oveja con su pareja

De lo grande pasamos a lo pequeño. La superconductividad es un estado de la materia en el que se produce conducción de la electricidad sin resistencia y expulsión del campo magnético. Teóricamente se explica mediante la teoría BCS (Bardeen, Cooper y Schrieffer). El aspecto más importante es que los electrones interaccionan entre sí (a través de la red cristalina) y forman parejas, los pares de Cooper, que se comportan como cuasipartículas. Estos pares tienen carácter bosónico, y por tanto no están sujetos al principio de exclusión de Pauli. Esto les permite a bajas temperaturas estar a todos los pares simultáneamente en el estado de mínima energía (condensado de Bose-Einstein), y así moverse sin impedimentos por el material.
La interacción que mantiene unidos a los electrones en un par de Cooper es extremadamente débil. Por ello, las altas temperaturas o campos magnéticos elevados dan al traste con la superconductividad. Actualmente los materiales conocidos con la superconductividad más resistente son cerámicas basadas en cupratos, con temperaturas críticas de hasta 133 K y campos críticos de 250 T.

Un fenómeno muy relacionado con la superconductividad es la superfluidez. Un superfluído es un líquido que no presenta viscosidad a bajas temperaturas debido al carácter bosónico de sus partículas (o pares de partículas, como en el helio-3). Un superfluído puede rebosar las paredes del recipiente que lo contiene.
Bardeen, Cooper y Schrieffer recibieron el Nobel en 1972 (Bardeen ha sido la única persona que ha recibido dos premios Nobel de física, el otro por la invención del transistor). Kapitsa recibió el Nobel en 1978 por el descubrimiento de la superfluidez del helio.

Super-estrellas

Una estrella de neutrones, al poco de su formación, puede tener temperaturas de hasta \(10^9\)K. ¿Cómo es posible, entonces, que sean superconductoras?
La respuesta es que los electrones no son las únicas partículas que pueden causar superconductividad. Debido a la extraordinaria densidad que hay en su interior, tanto los protones como los neutrones pueden formar pares, esta vez debido a la interacción fuerte. Esto significa que los neutrones son superfluídos, y los protones superfluídos y superconductores. La temperatura crítica es del orden de \(5\cdot10^8\)K, por lo que se puede decir que son los superconductores de más alta temperatura conocidos. 
En la parte exterior del núcleo de la estrella, los protones forman un superconductor tipo II. Eso quiere decir que en el interior del superconductor hay unas regiones no superconductoras, llamadas vórtices, por donde escapa el flujo magnético. El campo magnético debido a esas regiones es inferior al campo crítico, pero aun así órdenes de magnitud superior a los que sabemos crear aquí en la Tierra. En las estrellas de neutrones con campos más extremos, los magnetares, puede llegar a \(10^{11}\)T. Esta hipótesis fue propuesta por Arkady Migdal en 1959.

La pregunta es obvia, ¿cómo hemos llegado a semejante conclusión? La respuesta es que observando cómo se enfrían las estrellas de neutrones. Se vio que algunas perdían calor muchísimo más rápido de lo que mostraban sus emisiones de rayos X. Se les echó la culpa (¡como siempre!) a los pobres neutrinos, que no los podemos ver fácilmente. Como el estado en el que dos protones o dos neutrones están apareados es energéticamente favorable, esta energía extra se libera en forma de neutrinos. Todo encaja.

Para saber más

D. Page et al.: Rapid Cooling of the Neutron Star in Cassiopeia A Triggered by Neutron Superfluidity in Dense Matter arXiv:1011.6142
P. S. Shternin et al.: Cooling neutron star in the Cassiopeia A supernova remnant: Evidence for superfluidity in the core arXiv:1012.0045
C. O. Heinke: Superfluids and superconductors in the core of a neutron star: the highest-temperature superconductor University of Alberta
B. Haskell et al.:  Investigating superconductivity in neutron star interiors with glitch models arXiv:1209.6260