Speaker
Laura Marcela Becerra Bayona
(Escuela de física)
Description
Las estrellas de neutrones proveen escenarios donde ocurren fenómenos astrofísicos de gran interés e importancia. Estos objetos compactos tienen densidades mayores que las nucleares( ρo ≈ 2,8 × 10 g cm^-3) y enormes energías de enlace gravitacional ( ∼ 10 ergs). Las estrellas de neutrones nacen en las explosiones de supernovas, con temperaturas internas del orden de T ∼ 10 K , sin embargo se enfrían gradualmente a través de la emisión de neutrinos y la emisión térmica de fotones [Pethick & Yakovlev, 2004]. Lo primero manifiesta el desconocimiento que existe en torno a la estructura de la ecuación de estado que describe la materia en densidades mayores que las nucleares [Demianski, 1985]. Por cuanto es imperioso explorar lo permitido por la Relatividad General. Lo segundo resalta la importancia de modelar los procesos radiativos en materia nuclear ultradensa como mecanismo de disipación de energía.
Es así como en este trabajo se estudiará el colapso gravitacional relativista de configuraciones ultradensas, simétricamente esféricas, anisótropas y radiantes a partir de perfiles de densidad conocidos e introduciendo una ecuación de estado no local. Lo anterior se realizará utilizarando una descripción en coordenadas de cuvartura, en la que el elemento de línea caracteriza la región interior de una configuración de materia acotada por una superficie
$$ ds^2={\rm e}^{\nu(r,t)}dt^2-{\rm e}^{\lambda(r,t)}dr^2-r^2(d\theta ^2+sen^2\phi ^2) $$
Siguiendo los trabajos previos en [Hernández et al. , 1998] y en [Hernández & Núñez, 2004], la ecuación de estado no local se postula, de manera general, de la forma:
$$T_{0}^{0}+3T_{1}^{1}+r(T_{0}^{0}+T_{1}^{1})'=0 \Leftrightarrow T^{1}_{1}=-T^{0}_{0}+\frac{2}{r^3}\int_{0}^{r}\overline{r}^2T_{0}^{0}d\overline{r}-\frac{\chi(t)}{r^3} \Leftrightarrow T^{0}_{0}=-T^{1}_{1}-\frac{2}{r}\int_{0}^{r}T_{1}^{1}d\overline{r}+\frac{\zeta(t)}{r}
$$
En un determinado instante de tiempo, una de las componentes del tensor de energía-impulso ($T_{0}^{0}$ o $\T_{1}^{1}$ ) no es solo función de la otra sino también de su funcional a lo largo del resto de la configuración. Este tipo de ecuaciones fue originalmente propuestas por D. G. Ravenhall y C. J. Pethick en 1994 [Ravenhall & Pethick, 1994], y han sido utilizadas con éxito por una serie de autores para describir variados escenarios astrofísicos [Hernández et al. , 1998, Hernández & Núñez, 2004, Muñoz & Núñez, 2006, Abreu et al. , 2007, Arraut et al. , 2009, Nicolini, 2009, Hernández, 2009, Horvat et al. , 2011b, Horvat et al. , 2011a, Hernández & Núñez, 2012].
Lo que se busca con este trabajo es avanzar en la comprensión de escenarios de colapso gravitacional radiante y estudiar los esquemas térmicos que pueden estar presentes cuando el material responde a una
ecuación de estado no local. Se supondrá, exclusivamente, escenarios de colapso lento. Esto implica que la estrella cambia muy poco en una escala de tiempo grande, comparada con el tiempo en el cual responde a una perturbación de equilibrio hidrostático. Entoces, la evolución del objeto autogravitante se considera como una serie sucesiva de estados de equilibrio. Es importante señalar que la mayor parte de los efectos observables en objetos compactos ocurren en períodos de tiempo que respetan esta suposición[Kippenhahn & Weigert, 1990].
En varios trabajos se han analizado efectos relativistas muy particulares relacionados con el comportamiento térmico de la materia ultradensa cuando se aparta del equilibrio [Herrera & Di Prisco, 1997, L. Herrera et al. , 1997]. Los efectos encontrados son interesantes, en particular el llamado “descascarado térmico” (thermal peeling ), por el cual las capas exteriores de una configuración se escapan de la atracción gravitacional mientras que las interiores son atraídas. En este trabajo se estudiará la influencia de la ecuación de estado no local en este tipo de escenario, buscando una mejor compresión del mismo.
La suposición de una ecuación de estado no local de la forma (2), se traduce en una ecuación de ligadura para las funciones métricas λ(t, r) y ν(t, r).Con ello, se han obtenido modelos de configuraciones de materia ultradensa y demostrado su pausibilidad física mediante el estudio de las condiciones de energía, aceptabilidad y acomplamiento con el espacio-tiempo exterior a la configuración. Para el caso adiabático, se obtuvieron modelos de colapso aproximadamente homólogo. Se pueden resaltar modelos en los cuales la presión en la dirección radial se anula, es decir, la configuración de materia es sonteniada únicamente por presiones tangenciales. Adicionalmente, se han introducido varios perfiles de radiación. En este sentido, se estudió lo que se deriva de la ecuación de estado no local (2) para el caso dinámico sin aproximación, exigiendo equilibrio hidrostático. Aquí se presentan situaciones de colapso en los que el potencial gravitacional en la superficie se mantiene constante. Además se encuentran zonas en el interior de la configuración con un mayor flujo de energía y capas intermedias que se mueven con mayor velocidad que las demás.
Resumiendo, se reproducirán algunos escenarios de colapso lento, particularizando el caso de la ecuación de estado no local, incorporando difusión y relacionándola con la distribución de temperaturas a través de la ecuación de Cattaneo. Es importante señalar que existen una cantidad de efectos térmicos relativistas que no pueden ser obviados [Herrera & Pavón, 2001] y por ello hay que incorporar esquemas causales de propa-gación del calor. En estos escenarios se analizarán varias ecuaciones de estado no local descritas en la literatura [Hernández & Núñez, 2004, Muñoz & Núñez, 2006, Hernández, 2009, Hernández & Núñez, 2012] y se verificarán cuáles de ellas presentan efectos de descascaramiento térmico, bajo cuáles condiciones de flujo de calor y/o distribución de temperatura.
Primary authors
Laura Marcela Becerra Bayona
(Escuela de física)
Dr
Luis Alberto Nuñez de Villavicencio Martínez
(Escuela de física)
