Revista Colombiana de Fı́sica, vol. 45, No. 2, 2013. Sumergencia, reemergencia y reconexión magnética al interior de supernovas Submergence, Reemergence and Magnetic Reconnection inside Supernovae Cristian Bernal a ? a Instituto de Astronomı́a - UNAM, México Recibido junio 22 de 2013; aceptado agosto 7 de 2013. Resumen En los escenarios de explosión de supernovas tipo II (con colapso del núcleo) el remanente compacto es una estrella de neutrones magnetizada, la cual se encuentra a sı́ misma inmersa dentro de un ambiente bastante denso. El intenso campo gravitacional de la estrella de neutrones recién nacida hace que gran cantidad de material, que fue expulsado por la explosión, recaiga sobre su superficie depositando grandes cantidades de materia en el lapso de pocas horas (acreción hipercrı́tica). En este caso, la energı́a gravitacional de la materia acretada se pierde por neutrinos. Una aproximación analı́tica a este fenómeno fue realizada por Chavalier (1989). En este trabajo, se muestran resultados numéricos de la acreción hipercrı́tica sobre la superficie magnetizada de una estrella de neutrones, incluyendo procesos fı́sicos más adecuados y realistas que se pierden en las aproximaciones meramente analı́ticas. Se hace énfasis en los procesos de sumergencia y reemergencia del campo magnético, ası́ como también en los procesos de reconexión magnética que están presentes en el sistema. Palabras clave: magnetohidrodinámica, campo magnético, acreción, estrellas de neutrones. Abstract In scenarios of type II supernova explosion (core-collapse) the compact remnant is a magnetized neutron star, which finds itself in a dense environment. The intense gravitational field of the newborn neutron star makes a lot of matter, ejected by the explosion, falls back onto its surface, depositing a large amounts of matter in a range of few hours (hypercritical accretion). In this case, the gravitational energy of the accreted matter is released by neutrinos. An analytical approach to this phenomenon was derived by Chevalier (1989). In this work, numerical results of the hypercritical accretion on the magnetized neutron star surface, including more appropriate and realistic physical processes, that are missed in merely analytical approaches, are showed. Special emphasis is put in the submergence and reemergence of the magnetic field processes, as well as in the magnetic reconnection processes present in the system. Keywords: magnetohydrodynamic, magnetic field, accretion, neutron stars. ? [email protected] Este trabajo es publicado por la Sociedad Colombiana de Fı́sica y distribuido en open acces según los términos de la licencia Creative Commons Attribution. Rev. Col. Fı́s, 45, No.2, 2013. 1. Introducción para los parámetros de SN1987A y tasas de acreción mayores. En estos casos, el campo magnético se congela con la materia y cualquier campo magnético inicial de la estrella de neutrones es rápidamente sumergido por la materia acretada. Se debe aclarar que esta sumergencia del campo magnético solo ocurre en la fase hipercrı́tica. Cuando la tasa de acreción cae muy por debajo de la tasa de acreción hipercrı́tica, el campo magnético confinado (sumergido) en la nueva corteza estelar podrı́a empezar a jugar un papel importante en la dinámica del sistema, ya que podrı́a reemerger por efectos de boya y convección magnetohidrodinámica (Muslimov & Page 1995). La sumergencia del campo magnético en la fase hipercrı́tica podrı́a significar que las estrellas de neutrones producidas por supernovas, en las cuales la acreción post-colapso del núcleo es hipercrı́tica, nacen con un campo magnético débil o nulo. Además, podrı́a ayudar a explicar la discrepancia entre pulsares y remanentes jóvenes de supernova (τ < 104 años), la ausencia de remanentes compactos en los llamados CCOs (Central Compact Objects) y en supernovas del tipo SN1987A (Popov & Turolla 2012). Sin embargo, si la acreción es débilmente hipercrı́tica (Ṁ < 109 ṀEdd ) el campo magnético podrı́a resistir por más tiempo la acreción ya que la presión magnética serı́a comparable a la presión de la materia en caı́da. En este escenario, cualquier configuración de campo magnético inicial anclado a la estrella (un bucle magnético, por ejemplo) sufrirá episodios violentos de reconexión magnética en esta fase. La reconexión magnética en entornos astrofı́sicos extremos, como el caso presente, es un problema no bien entendido a la fecha. La reconexión magnética es un proceso de importancia fundamental en la fı́sica de plasmas, que involucra un cambio rápido en la topologı́a magnética, liberando violentamente grandes cantidades de energı́a magnética en forma de energı́a térmica. Además, es un proceso presente en muchos entornos fı́sicos, con diversas aplicaciones en la fı́sica solar, espacial y astrofı́sica (Zweibel & Yamada 2009; Yamada et al. 2010). Debido a su importancia, la reconexión magnética ha sido objeto de muchos estudios teóricos, numéricos y experimentales (observacionales), especialmente en las últimas décadas. Aunque los ejemplos más prominentes incluyen la corona solar (llamaradas solares), la magnetósfera terrestre (tormentas magnéticas y eventos de transferencia de flujos) y dispositivos de fusión magnética (Tokamaks), la reconexión magnética está presente también en escenarios extrasolares, especialmente en la astrofı́sica de altas energı́as. Ha sido frecuentemente invocada en sistemas tales como: llamaradas estelares de rayos X, interacción magnética disco-estrella en Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas sobre la secuencia principal. En esta etapa, la generación de energı́a en su interior debida a la combustión de hidrógeno en helio evita el colapso gravitacional. De esta manera, la estructura de todas las estrellas queda determinada por un balance crı́tico entre la gravedad de la estrella (que intenta comprimirla) y la presión de radiación resultante de la generación interna de energı́a (que intenta expandirla). Para el caso de estrellas muy masivas (M > 8 M ) la evolución pos-secuencia principal origina, como resultado de las sucesivas secuencias de quemado nuclear, la explosión catastrófica de una supernova tipo II (Woosley & Hoffman 1992). En este escenario (colapso catastrófico de un núcleo de hierro, la generación de una onda de choque y la espectacular eyección de la envolvente de la estrella), la estrella de neutrones recién formada se encuentra inmersa en un ambiente denso. Momentos después de la explosión se forma un choque reverso debido a que la materia expulsada se bifurca al encontrar capas de diferente densidad en su camino. Parte de esta materia vuelve a caer sobre la superficie magnetizada de la estrella de neutrones, depositando enormes cantidades de materia en el lapso de pocas horas, formando de esta manera una nueva corteza estelar. Para los parámetros de SN1987A, esta cantidad fue de 0.15 M en dos horas (Colgate 1971, Chevalier 1989, Brown & Weingartner 1994). Los modelos analı́ticos que describen este proceso de acreción hipercrı́tica de materia sobre remanentes compactos (Ṁ = 109 ṀEdd ; ṀEdd es la tasa de acreción de Eddington), asumen diversas suposiciones para simplificar el problema: flujos estacionarios con simetrı́a esférica, ecuaciones de estado politrópicas, ası́ como superficies estelares no magnetizadas. Sin embargo, debido a la complejidad inherente del problema astrofı́sico real, es necesario tomar en consideración el campo magnético del remanente estelar y su respuesta a la acreción hipercrı́tica de materia. También es prudente y necesario trabajar con una ecuación de estado más realista. Incluir simultáneamente todos estos procesos fı́sicos en un modelo analı́tico es una tarea casi imposible. Esta es una de las motivaciones para hacer un acercamiento numérico al problema. Si la acreción de materia es altamente hipercrı́tica (Ṁ ≥ 109 ṀEdd ) entonces la presión del material en caı́da puede exceder la presión magnética de la estrella de neutrones, sumergiendo el campo magnético en la nueva corteza estelar. Se mostró numéricamente en Bernal et al. (2010 & 2013) que este es el caso, al menos 116 C. Bernal: Sumergencia, reemergencia y reconexión... par neutrino-antineutrino (γ → ν + ν̄), Bremsstrahlung, en el cual el proceso normal es modificado para que el fotón radiado sea reemplazado por un par neutrinoantineutrino, ya sea debido a interacciones electrónnucleón (e± +N → e± +N +ν + ν̄) o nucleón-nucleón (N + N → N + N + ν + ν̄), y el sincrotrón, en el cual la radiación regular de un fotón es reemplazada por un par neutrino-antineutrino (B + e± → e± + B + ν + ν̄). Una descripción detallada de estos procesos se encuentra en Itoh et al. (1996). En este modelo no se toman en cuenta reacciones nucleares. objetos estelares jóvenes, en estrellas de neutrones y enanas blancas acretantes, discos coronales de acreción, en el medio interestelar y en regiones de formación estelar, en magnetósferas y vientos de pulsares, jets de AGNs/Blazares, llamaradas magnéticas (SGRs) y en estallidos de rayos gama (GRBs) (mı́rese Uzdensky 2006 para una lista completa y referencias). En el problema de acreción hipercrı́tica sobre una estrella de neutrones, el campo magnético involucrado puede alcanzar hasta los 1012 − 1013 G. Además, se debe incluir en este problema la pérdida de energı́a por neutrinos debida a diversos procesos y una ecuación de estado mucho más realista. Este problema y similares no han sido seriamente investigados, por lo cual son pobremente entendidos. Este trabajo podrı́a, entonces, ser de gran interés astrofı́sico y servir como guı́a para futuros acercamientos a este tipo de problemas. 2.1. Condiciones iniciales y de frontera Las simulaciones numéricas son realizadas en un dominio computacional 2D. Debido a que las ecuaciones MHD solo pueden ser resueltas por el código numérico en coordenadas cartesianas, en lugar de considerar un flujo de acreción esférico se consideran columnas de acreción cartesianas de tamaño: 4x = 2 × 106 cm y 4y = 1 × 107 cm, siendo y = 106 cm el radio de la estrella de neutrones. El mapeo geométrico de un flujo simétricamente esférico a una columna de acreción cartesiana se muestra en la Figura 1. Para la condición inicial del campo magnético se considera un bucle, en la forma de un hemitoro, anclado a la superficie estelar. En el centro del bucle, la intensidad del campo es B0 = 1012 G. La estructura del campo al interior del bucle es una gaussiana con intensidad 2. El Modelo numérico Para llevar a cabo las simulaciones numéricas, se utiliza una versión personalizada del código numérico AMR FLASH (Fryxell et al. 2000). Este es un código euleriano, paralelizado, de simulación modular, con malla adaptativa, capaz de manejar problemas de flujos (in)compresibles encontrados en diversos entornos fı́sicos y astrofı́sicos. En este trabajo, se utiliza el integrador Split 8-Wave, incluido en el código, para resolver el conjunto completo de ecuaciones magnetohidrodinámicas (MHD). Se trabaja en el regimen MHD ideal, pero con resistividades y viscosidades magnéticas artificiales. La ecuación de estado de la materia es una adaptación personalizada de la ecuación de estado de Helmholtz, la cual también viene incluida en el código. Esta rutina incluye contribuciones de núcleos (iones), tratándolos como un fluido ideal, de pares e− − e+ (degenerados/relativistas) a través de una tabla de energı́as libres de Helmholtz y también incluye presión de radiación y correcciones de Coulomb. La pérdida de energı́a por neutrinos es dominada por la aniquilación de pares, en el cual se involucra la formación de un par neutrino-antineutrino cuando un par electrón-positrón es aniquilado muy cerca de la superficie estelar (e− + e+ → ν + ν̄). Sin embargo, se incluye también en este modelo la pérdida de energı́a por neutrinos debida a otros procesos, tales como: foto-neutrinos, en el cual el fotón saliente de una dispersión Compton es reemplazado por un par neutrino-antineutrino (γ + e± → e± + ν + ν̄), decaimiento por plasmones, en el cual un fotón se propaga dentro de un gas de electrones (plasmón) y se transforma espontáneamente en un B(d) = B0 exp[−(d/RL )2 ], (1) siendo d la distancia del centro de la columna de acreción al centro del bucle y el parámetro RL = 1 km, mide el grosor del bucle. La aceleración de la gravedad (plano-paralela en la columna de acreción) se toma como gy = −GM/y 2 y se asume una masa, para la estrella de neutrones, de 1.44 M . Las condiciones de frontera laterales, en la columna de acreción, son periódicas. Esto permite que el flujo pueda fluir libremente a través de estas fronteras. En la frontera superior se impone una inyección de masa constante, a una tasa de acreción hipercrı́tica. En la frontera inferior se impone una frontera que imita la superficie estelar, esto es, que forza el equilibrio hidrostático en la superficie estelar (mı́rese Bernal et al. 2010 para una descripción detallada). Para el campo magnético, las fronteras laterales también son periódicas y la materia inyectada en la frontera superior está desmagnetizada. Para la frontera inferior, se fijan los extremos del bucle en la superficie. Esto es, el bucle se ancla a la 117 Rev. Col. Fı́s, 45, No.2, 2013. Acc re low f n o i ret c c A Accretion flow tion flow y MAPPING Magnetic loop Magnetic loop z Neutron star surface Neutron star x Figura 1. Flujo de acreción simétricamente esférico, mapeado a una columna de acreción cartesiana. Se ilustra el campo magnético en la forma de un bucle anclado a la superficie estelar, que reaccionará anisotrópicamente a la acreción. Tomado de Bernal et al. 2013. superficie estelar y se impide que el campo magnético pueda ser hundido dentro de la estrella por la acreción. Las condiciones iniciales del flujo en el dominio computacional son simples. Debido a que el interés es seguir la evolución del campo magnético en la fase de acreción hipercrı́tica, y estimando que el choque reverso alcanza la superficie estelar pocas horas después de la explosión, se expresa la tasa de acreción por unidad de área, ṁ, en términos de una tasa de acreción de referencia. En este caso se toma la tasa de acreción estimada por Chevalier (1989) para SN1987A, ṁ0 = 1.75 × 1015 g cm−2 s−1 código encuentra el perfil correcto usando la ecuación de estado Helmholtz. 2.2. La aproximación analı́tica Para hacer un análisis comparativo con el modelo analı́tico de Chevalier (1989), el cual asume que el choque reverso (después de chocar contra la superficie estelar) forma una atmósfera en cuasiequilibrio hidrostático justo encima de la superficie, se rederivan los resultados analı́ticos con simetrı́a esférica, pero ajustados a la columna de acreción. Lo que se quiere es encontrar una solución que de forma consistente permita al flujo pasar a través del frente de choque y desacelerar en dirección a la superficie estelar, en la columna de acreción. En este caso, el flujo puede ser tratado como un flujo en estado estacionario, si el tiempo de caı́da es mucho menor que el tiempo que le toma a ṁ cambiar. A las altas presiones consideradas en este modelo, se espera que los neutrinos se lleven la energı́a gravitacional (Colgate 1971). Las dos principales razones por las cuales es posible hacer un acercamiento analı́tico son: (i) el flujo chocado puede ser tratado como un fluido adiabático con γ = 4/3. El gas está dominado por radiación, pero la radiación está atrapada dentro del flujo (ópticamente grueso para fotones). Además, la pérdida de energı́a por neutrinos depende de una potencia alta de la presión, por lo que es importante solamente cerca de la superficie estelar; (ii) el flujo es altamente subsóni- (2) la cual se asume constante durante toda la simulación. Esta tasa de acreción por unidad de área, en la columna, corresponde a una tasa de acreción total sobre la estrella de neutrones de Ṁ0 ∼ 350 M yr−1 . La simulación se inicia justo antes de que el choque reverso, en caı́da libre, alcance el bucle magnético. El bucle, inicialmente se supone inmerso en un entorno de baja densidad y justo encima de este la materia cae, con perfiles de velocidad y densidad obtenidos por conservación de la masa: vff = p 2GM/y y ρff = ṁ/vff . (3) Inicialmente, se toma una temperatura constante (T = 109 K) en todo el dominio computacional. Sin embargo, después de unos pocos pasos de tiempo, el 118 C. Bernal: Sumergencia, reemergencia y reconexión... co y puede ser aproximado como un fluido hidrostático. Bajo estas condiciones la estructura del choque, en la columna de acreción, viene dada por: ρ = ρs ys y 3 , p = ps ys y 4 , v = vs y ys del campo magnético a la acreción. En esta sección se presentan resultados numéricos obtenidos de una serie de simulaciones MHD, con diferentes tasas de acreción y condiciones iniciales. Se describe el escenario de acreción, inicialmente en caı́da libre, con la resultante formación de un choque de acreción y el desarrollo de una envolvente en cuasiequilibrio hidrostático. Se observa el apilamiento de materia en la superficie estelar, ası́ como la sumergencia del campo magnético en la misma escala de altura, al menos para las tasas de acreción altamente hipercrı́ticas. Para las tasas de acreción débilmente hipercrı́ticas se observa la resistencia del campo magnético a la presión de caı́da del material, ası́ como secuencias de reconexión magnética cuando las tasas de acreción son muy débilmente hipercrı́ticas. Finalmente, se analiza la posible redifusión del campo magnético cuando la fase hipercrı́tica ha terminado. En este caso, el campo magnético sumergido empieza a jugar un papel importante en la dinámica del sistema. Los pasos de tiempo en el código FLASH son adaptativos y dependen de condiciones locales. La resolución temporal de las simulaciones es, tı́picamente, de dt ' 10−7 s. La resolución espacial en la columna, para los conjuntos de simulaciones altamente y débilmente hipercrı́ticos, es de 512 × 4096 zonas efectivas en el dominio computacional. Para los casos donde se analiza en detalle la reconexión magnética, el número de zonas fue duplicado. Si se ignoran efectos de convección, la escala de tiempo requerida para que la solución cuasiestacionaria se establezca es de unos pocos tiempos de cruce del sonido, tcross ' rshock /cs . Para un choque de radio ' 50 km y cs ' c/10, esto es tcross ' 1 − 2 ms. Las simulaciones en este trabajo corrieron por cientos de ms, ası́ que la solución cuasiestacionaria deberı́a establecerse dentro del rango de tiempo de las simulaciones. 3 , (4) donde el subı́ndice s se refiere al valor en el frente de choque. Los dos primeros valores surgen de imponer equilibrio hidrostático a una ecuación de estado politrópica (p ∝ ργ , con γ = 4/3). Una vez que la posición del choque es conocida, ρs y ps son determinados por las condiciones de salto fuerte, mientras que vs está determinada por la conservación de masa, 1 49 ρs vs2 , vs = vff (ys ). (5) 8 7 Para una M y R dadas, y una tasa de acreción de masa fija, la altura del choque de acreción está controlada por el balance de energı́a entre el potencial gravitacional y la pérdida de energı́a por neutrinos debida a la aniquilación de pares e− − e+ , Z ∞ GM ṁ = ν (y)dy, (6) R R donde la emisividad de neutrinos, ν (y), puede ser estimada, para este modelo, a partir de la fórmula de Dicus (1972), ρs = 7ρff (ys ), ps = ν = 1.83 × 10−34 P 2.25 erg cm−3 s−1 . (7) Debido a la fuerte dependencia de y con ν , la ecuación (6) puede ser integrada directamente para obtener la altura del choque de acreción y de esta manera completar el modelo analı́tico, ys ' 7.4 × 106 (ṁ0 /ṁ)10/63 cm . (8) 3. Discusión de resultados 3.1. Tasas de acreción altamente hipercrı́ticas Una envolvente en cuasiequilibrio hidrostático, como la derivada analı́ticamente aquı́, se contraerá o se expandirá dependiendo de las condiciones fı́sicas muy cerca de la superficie estelar. Como ya se mencionó, las altas presiones sobre la superficie estelar permiten que los neutrinos se lleven toda la energı́a inyectada por la acreción. Este proceso hace que haya una pérdida de presión en la base de la atmósfera, permitiendo que la materia se deposite lentamente sobre su superficie. Es de notar que el modelo analı́tico de Chevalier (1989) no toma en cuenta este apilamiento de masa ni la respuesta Como se mostró en Bernal et al. (2013), para tasas de acreción altamente hipercrı́ticas se observó una total sumergencia del campo magnético sobre la superficie estelar, en una escala de tiempo de decenas a cientos de milisegundos. Las tasas de acreción consideradas fueron: ṁ = (1, 10, 100) ṁ0 . En este escenario, se pudo seguir la evolución del choque de acreción y se obtuvieron los perfiles radiales de densidad, presión, velocidad y temperatura de la envolvente, para cada ṁ. En cada caso se obtuvo un ajuste excelente con el modelo analı́tico, excepto en una escala de altura cerca de la 119 Rev. Col. Fı́s, 45, No.2, 2013. 11 30 Log ρ (g/cm3 ) 10 9 8 100 7 10 6 Log P (dyne/cm2 ) Density Pressure 28 26 100 24 10 1 5 11 Velocity 100 10 1 9 8 Log T (K) Log v (cm/s) 10 1 22 11 Temperature 10 10 9 100 1 7 6 10 20 50 100 200 400 Radius (km) 8 10 20 50 100 200 400 Radius (km) Figura 2. Izq: perfiles radiales de densidad, presión, velocidad y temperatura para tasas de acreción altamente hipercrı́ticas ṁ = (1, 10, 100) ṁ0 , una vez que el estado cuasiestacionario ha sido alcanzado. Der: perfiles radiales de la intensidad del campo magnético para las mismas tasas de acreción. Nótese la sumergencia del campo magnético en una escala de altura muy cerca de la superficie estelar. Tomado de Bernal et al. 2013. cial del bucle magnético ya desapareció en este punto y en su lugar aparece una capa convectiva que se mueve en contra del material en caı́da. El panel 3 (t = 100 ms) muestra el choque de acreción ya establecido. En este punto, el régimen convectivo se ha suavizado gradualmente a medida que el choque se estabiliza. Inestabilidades MHD tipo Rayleigh-Taylor están presentes en el sistema, pero desaparecen cuando el sistema alcanza el equilibrio. Se aprecia también, la sumergencia del campo magnético en la misma escala de altura en la que la materia es apilada, con una intensidad máxima de B ' 5 × 1012 G. El aplastamiento inicial del bucle magnético por el choque reverso es contrarrestado inmediatamente por el rebote de la materia en la superficie estelar, que arrastra el campo pero le impide salir de la envolvente. No obstante, se logra formar una atmósfera en cuasiequilibrio hidrostático, como fue descrita en el modelo analı́tico, pero con apilamiento de material y la consecuente sumergencia del campo magnético en la misma escala de altura muy cerca de la superficie estelar. superficie estelar donde el apilamiento de materia y la sumergencia del campo fueron notorios. Los perfiles se extraen una vez que el sistema ha alcanzado un estado cuasiestacionario. Estos perfiles radiales, ası́ como la intensidad del campo magnético en función de la altura de la columna de acreción, se muestran en la Figura 2. Nótese que aunque el sistema ha alcanzado un estado de cuasiequilibrio, hay un ruido remanente en el perfil de velocidad radial. Esto es debido principalmente a dos factores: (i) hay un grado de libertad adicional en el sistema, ausente en la aproximación analı́tica 1D, lo que permite que haya flujo horizontal que impide una total relajación del fluido; (ii) la frontera inferior que imita a la superficie estelar hace que el material rebote ligeramente impidiendo que el estado estacionario total sea alcanzado. No obstante, en promedio, se alcanza el perfil predicho por el modelo analı́tico. Vale anotar que el sistema alcanza el estado cuasiestacionario en 600 ms para ṁ0 , 300 ms para 10 ṁ0 y 100 ms para 100 ṁ0 . En la Figura 3 se muestran mapas de color de la densidad, en escala logarı́tmica, con isocontornos de campo magnético superpuesto para tres tiempos diferentes. La tasa de acreción en este caso es de 100 ṁ0 . De izquierda a derecha: el panel 1 (t = 0 ms) muestra la condición inicial, donde se aprecia el choque reverso justo antes de chocar con el bucle magnético, el panel 2 (t = 1 ms) muestra el rebote violento del flujo, cuando choca con la superficie estelar y desarrolla rápidamente el choque de acreción. Nótese que la configuración ini- 3.2. Tasas de acreción débilmente hipercrı́ticas Para los casos de acreción débilmente hipercrı́tica, el interés principal era observar la respuesta del campo magnético a la acreción de materia. Las tasas de acreción consideradas fueron: ṁ = (0.1, 0.01, 0.001) ṁ0 . 120 C. Bernal: Sumergencia, reemergencia y reconexión... Radius (km) Density (g cm −3 ) Magnetic field (G) Surface (km) Surface (km) Surface (km) Figura 3. Acreción altamente hipercrı́tica: mapas de color de la densidad, en escala logarı́tmica, con iso–contornos de campo magnético superpuestos, a tres tiempos diferentes, t = 0, 1, y 100 ms. La tasa de acreción es ṁ = 100 ṁ0 . Se escoge esta tasa de acreción como representativa debido a que el choque no alcanza una altura muy grande y se puede apreciar mejor la rica morfologı́a del sistema. Tomado de Bernal et al. 2013. sión de caı́da del material es mayor y la sumergencia tiene lugar, aunque a una escala de altura mayor y a un tiempo mayor también. Hay campo magnético residual en la envolvente, pero con una intensidad muy baja como para ser importante en la sumergencia. El panel 3 (ṁ = 0.1 ṁ0 ) muestra, como en los casos altamente hipercrı́ticos, una apreciable sumergencia del campo magnético en la nueva corteza estelar. Cabe anotar que la escala de altura en la que se sumerge el campo magnético, para las tasas de acreción altamente hipercrı́ticas, es de 1–2 km. Para los casos débilmente hipercrı́ticos esta escala de altura aumenta en un factor 2. Vale comentar aquı́ también que el sistema alcanza el estado cuasiestacionario en 800 ms para 0.1 ṁ0 , 1000 ms para 0.01 ṁ0 y 1300 ms para 0.001 ṁ0 . Esto es, a medida que la tasa de acreción disminuye, el sistema tarda más tiempo en relajarse. Para tasas de acreción menores a las consideradas en este conjunto de simulaciones, el campo magnético juega un papel mucho más importante en la dinámica del sistema, resistiendo por mucho más tiempo la acreción y permitiendo observar y analizar una morfologı́a mucho más rica y variada del sistema. En la sección siguiente se analizan estos casos, con una resolución temporal mayor y una resolución espacial más efectiva Para estas tasas de acreción tan bajas, es computacionalmente imposible seguir la expansión del frente de choque debido a que el transitorio inicial es muy fuerte y el choque se expande a alturas extremadamente grandes, abandonando el dominio computacional. Por este motivo, se simularon columnas de acreción como en el caso altamente hipercrı́tico, pero con una frontera superior adaptable. Esto es, cuando el choque abandona el dominio computacional, la frontera sigue inyectando material, pero ya no con un perfil de caı́da libre sino que adaptándose a las condiciones iniciales del modelo analı́tico. En la Figura 4 se muestran mapas de color de la densidad, en escala logarı́tmica, con isocontornos de campo magnético superpuesto, para las tres tasas de acreción consideradas. En estos casos, se muestran los resultados cuando el sistema ha alcanzado un equilibrio cuasiestacionario en los perfiles hidrodinámicos. De izquierda a derecha: el panel 1 (ṁ = 0.001 ṁ0 ) muestra que el campo magnético ha resistido la acreción después de sufrir una dinámica turbulenta y compleja. Este caso y tasas de acreción menores se estudiarán en más detalle en la sección siguiente. El panel 2 (ṁ = 0.01 ṁ0 ) muestra que el campo magnético es parcialmente sumergido y aunque trata de resistir manteniendo su forma, la pre121 Rev. Col. Fı́s, 45, No.2, 2013. Figura 4. Acreción débilmente hipercrı́tica: mapas de color de la densidad, en escala logarı́tmica, con iso–contornos de campo magnético superpuestos, para tres tasas de acreción diferentes, ṁ = (0.1, 0.01, 0.001) ṁ0 . Se observa la dinámica compleja que exhibe el campo magnético en cada caso, una vez que el sistema alcanza el estado cuasiestacionario. en la malla computacional. En este conjunto de simulaciones se observa que, después de un transitorio inicial fuerte, el bucle magnético se recompone, reconectándose, y retorna a su forma inicial soportando al material en caı́da. Es claro que para estas tasas de acreción tan bajas, es computacionalmente imposible seguir la expansión del frente de choque ya que este abandona el dominio computacional. Sin embargo, el interés fundamental en este conjunto de simulaciones era el de analizar la morfologı́a compleja que exhibe el sistema sobre la superficie estelar, con una resolución temporal un orden de magnitud mayor. Clásicamente, la ecuación encargada de mostrar los cambios del campo magnético debido a la difusión es la ecuación de inducción, 3.3. Reconexión magnética en la fase hipercrı́tica Para tasas de acreción muy débilmente hipercrı́ticas (ṁ ≤ 0.001 ṁ0 ), la presión del material en caı́da es comparable (o menor) a la presión magnética del bucle que está anclado a la superficie estelar. Un simple estimado de la habilidad del campo magnético de resistir el movimiento del fluido viene dado por la razón entre la presión magnética, PB , y la presión de caı́da del fluido, Pram , B2 PB = ' 1.4 × 10−3 (ṁ0 /ṁ), Pram (8π × ρv 2 ) (9) ∂B = ∇ × (v × B) + η∇2 B, (10) ∂t siendo B el campo magnético y η la resistividad magnética. En la mayorı́a de los casos astrofı́sicos de interés, incluyendo el caso presente, el número de Reynolds magnético es mucho mayor que la unidad, lo que hace que el campo magnético esté congelado por el plasma. Pero, en regiones muy pequeñas, puede difundirse a través del plasma, De esta manera, una lı́nea de campo inicialmente unida a un elemento de plasma puede donde se ha estimado que, justo en la cima del bucle magnético, la presión de caı́da del fluido es del orden de, Pram = ρff vff2 ' 2.8 × 1025 (ṁ/ṁ0 ). Nótese que para tasas de acreción altamente hipercrı́ticas esta razón es PB /Pram 1, mientras que para tasas de acreción débilmente hipercrı́ticas esta razón es PB /Pram & 1. Esto permite inferir que el campo magnético deberı́a sumergirse en el primer caso, y podrı́a resistir la acreción en el segundo caso. Las simulaciones numéricas confirman estos estimados. 122 C. Bernal: Sumergencia, reemergencia y reconexión... Figura 5. Isocontornos de campo magnético, a diferentes tiempos (de izquierda a derecha, empezando en la parte superior izquierda), t = 0, 1, 60, 80, 110, 120, 150 y 400 ms. La tasa de acreción en este caso es de ṁ = 0.0001 ṁ0 . Se observan episodios complejos de reconexión magnética en el sistema. Después de varias oscilaciones, el sistema alcanza el estado cuasiestacionario con un bucle magnético soportando a una atmósfera magnetizada que descansa sobre este. interaccionar con otra lı́nea de campo dirigida en sentido opuesto, en una región extremadamente estrecha, formando un intenso gradiente magnético entre ellas. Entonces, las lı́neas pueden difundirse, romperse y reconectarse, haciendo que el elemento de lı́nea inicial llegue a ser enlazado con el elemento de lı́nea opuesto. Ası́, la energı́a almacenada en un campo magnético antiparalelo se libera localmente para transformase en energı́a cinética del plasma. Hay varios procesos importantes en este proceso local: (i) cambios de la topologı́a global y conectividad de las lı́neas de campo, las cuales afectan las rutas y el ca- lor de las partı́culas rápidas debido a que estas partı́culas viajan principalmente a lo largo de las lı́neas de campo y (ii) conversión de la energı́a magnética en calor y en energı́a cinética de las partı́culas rápidas. Por definición, la reconexión magnética no puede tomar lugar en condiciones de MHD ideal, ya que se requiere alguna resistividad magnética en el medio, la cual viene dada por las colisiones. En el presente trabajo, se incluyó en las simulaciones numéricas una resistividad magnética artificial no despreciable para que el código tomara en cuenta la reconexión magnética, si ésta tenı́a lugar. En la literatura se puede encontrar la descripción de 123 Rev. Col. Fı́s, 45, No.2, 2013. vado por el frente de choque. En el panel 3 (t = 60 ms) se observa la formación de una atmósfera magnetizada que interacciona con el bucle magnético, el cual trata de retornar a su forma inicial. En el panel 4 (t = 80 ms) se observa como una inestabilidad Rayleigh–Taylor MHD merodea sobre el bucle magnético que ya ha recobrado parte de su forma original. En el panel 5 (t = 110 ms) se ve que el bucle magnético, pese a estos episodios de reconexión, logra recuperar su forma original. La frontera superior sigue inyectando masa a la tasa de acreción establecida, pero el bucle se mantiene. La atmósfera magnetizada sigue presente en el sistema y debido a la inyección de materia se inducen las inestabilidades MHD. En los paneles 6 y 7 (t = 120, 150 ms) se observa, de nuevo, una oscilación del sistema donde, otra vez, las inestabilidades Rayleigh–Taylor MHD forman los llamados ((dedos de sal)), los cuales caen por gravedad e interaccionan con el bucle magnético forzando la reconexión de las lı́neas de campo. El bucle magnético sufre, otra vez, episodios violentos de reconexión magnética, pero después de cada interacción vuelve a su forma original. En el panel 8 (t = 400 ms) ya se nota la relajación del sistema y se observa como la atmósfera magnetizada empieza a descender muy lentamente sobre el bucle. Este resiste la presión y aunque ahora se ve más achatado, trata de mantener su forma equilibrando la presión del material en caı́da. En la Figura 6 se muestra la energı́a magnética en función del tiempo, integrada en todo el dominio computacional, para la tasa de acreción considerada. Nótense los picos de mayor intensidad que se corresponden con los episodios de reconexión magnética descritos anteriormente. Cada pico corresponde a una interacción del bucle magnético con la atmósfera magnétizada. Esta energı́a es convertida por el código en energı́a térmica. Después de varias oscilaciones, el sistema empieza a encontrar el estado cuasiestacionario en el cual se observa el bucle magnético resistiendo aún la presión del material en caı́da, pero no se observa sumergencia del campo que sea apreciable. Además, las inestabilidades tipo Rayleigh–Taylor MHD, presentes en el sistema, se van suavizando hasta desaparecer por completo una vez que el sistema alcanza el equilibrio. Aunque hay algunas células convectivas presentes en el sistema (debido a los movimientos transversales del fluido), el material sigue apilándose muy suavemente en la superficie estelar. Vale hacer notar que, aunque el sistema evoluciona en un rango de tiempo de milisegundos, debido a la buena resolución temporal impuesta, se puede seguir la evolución de todos los episodios de reconexión en el sistema. En la sección siguiente se analiza si la reconexión gran cantidad de modelos de reconexión magnética de interés astrofı́sico (Uzdensky 2006). Sin embargo, solo dos de estos son importantes en el presente trabajo: el modelo Sweet–Parker y el modelo Petschek. En el primer modelo, un flujo de plasma vertical comprime una configuración de lı́neas de campo magnético paralelo y antiparalelo, las cuales se aniquilan en una hoja de corriente con campo magnético nulo, forzando al plasma a salir horizontalmente. En el segundo modelo, la configuración es muy similar, solo que ahora las lı́neas de campo son forzadas a reconectarse en un punto central neutro, lo que reduce significativamente el área de difusión y permite que la tasa de reconexión sea mayor. En el caso presente, el sistema fuerza la reconexión de lı́neas de tal forma que se presentan estos dos procesos en cada episodio de reconexión. La reconexión magnética en sistemas con campos magnéticos tan fuertes, como los involucrados en este trabajo, es un fenómeno poco entendido en la actualidad y no hay una teorı́a muy sólida sobre la cual sustentar los resultados numéricos. Lo que se hace usualmente es considerar una escala natural para la intensidad del campo magnético, ya que la fı́sica del problema en consideración dependa de la comparación entre esta escala del campo y el campo magnético involucrado en la reconexión. Esta importante escala del campo magnético es conocida como Campo Cuántico Crı́tico, B? ≡ m2 c3 /e~ ' 4.4 × 1013 G . (11) La densidad de energı́a magnética correspondiente es U? ' 7.7 × 1025 ergs cm−3 . En el caso presente, la máxima intensidad del campo magnético es un orden de magnitud menor que este campo crı́tico, por lo que la máxima densidad de energı́a magnética alcanzada será también inferior a la energı́a magnética crı́tica. Para el caso de un magnetar, este campo crı́tico es superado hasta por dos órdenes de magnitud. En la Figura 5 se muestran isocontornos de campo magnético, para ṁ = 0.0001 ṁ0 , a diferentes tiempos (de izquierda a derecha, empezando en la parte superior izquierda) t = 0, 1, 60, 80, 110, 120, 150 y 400 ms. La secuencia de imágenes inicia desde el estado inicial (choque reverso a punto de interaccionar con el bucle) hasta cuando el sistema alcanza el equilibrio. En el panel 1 (t = 0 ms) se muestra la condición inicial del bucle magnético anclado a la superficie estelar. En el panel 2 (t = 1 ms) se observa el transitorio inicial, muy similar a los casos descritos anteriormente. El choque reverso golpea fuertemente al bucle comprimiéndolo sobre la superficie estelar y el rebote hace que parte de este campo se desacople y sea arrancado y lle124 C. Bernal: Sumergencia, reemergencia y reconexión... El flujo aún sigue cayendo sobre la superficie estelar, pero ya no a la tasa hipercrı́tica. El enfriamiento por neutrinos sigue siendo igualmente efectivo en la base de la envolvente. El campo magnético (aumentado en casi 2 órdenes de magnitud) ya no siente la presión de caı́da, y pasados unos cuantos milisegundos en la simulación (10 ms), empieza a redifundirse a través del flujo dentro del choque. Esto genera una serie de pequeñas inestabilidades MHD que a su vez generan cierta convección en el flujo. Pasados unos 15 ms, el campo ya empieza a abrirse camino a través de la materia y empieza a emerger por efecto de boya hacia la frontera superior. Después de 30 ms, gran parte del campo magnético ya ha dejado el dominio computacional y el resto sigue anclado y confinado en la corteza de la estrella. Sin embargo, no todo el campo magnético se propaga hacia el exterior ya que parte de este se queda anclado en la corteza de la estrella. Es muy probable que, a pequeña escala, se den también reconexiones magnéticas que hacen que parte del campo magnético se desacople y flote a través de la materia, debido quizá a la pérdida de energı́a por neutrinos. Las presiones y densidades en la base del flujo son tan altas que el fluido consiste principalmente de protones, neutrones y electrones libres. La sección transversal correspondiente (Tubbs & Schramm 1975; Shapiro & Teukolsky 1983) es σN = (1/4)σ0 [Eν /(me c2 )]2 , donde σ0 = 1.76 × 10−44 cm2 . Como estos son neutrinos térmicos, su energı́a viene dada por Eν ∼ kB T , con temperaturas T . 1011 K ∼ 10 MeV, por lo cual, σN . 7 × 10−42 cm2 . Las máximas densidades alcanzadas en la base de la envolvente están un poco por debajo de 1011 g cm−3 , y bajo tales condiciones el camino libre de los neutrinos es lν = (nN σN )−1 & 2.5 × 106 cm, el cual es mucho mayor que la profundidad de la envolvente densa, que es de pocos km. Por encima de esta región densa la densidad de la envolvente decrece rápidamente (mı́rese los perfiles analı́ticos) lo que hace que la envolvente completa sea prácticamente transparente a los neutrinos. Por este motivo, en este trabajo se ignoran efectos de absorción y calentamiento por neutrinos. Sin embargo, también puede estarse presentando el efecto de cristalización en la corteza, si acaso el enfriamiento está siendo extremadamente eficiente. Aquı́ deberı́an tomarse en cuenta otros procesos de enfriamiento por neutrinos como el URCA y el URCA modificado (MURCA). Un tratamiento completo de este fenómeno requiere de la aplicación de fı́sica del estado sólido en la corteza de alta densidad ya que al cristalizarse esta puede cristalizar también el campo magnético y sumergirlo al interior de la estrella de neutrones, impidiendo que retorne a la superficie. magnética juega un papel importante en el sistema, una vez que la fase hipercrı́tica ha pasado. Figura 6. Energı́a magnética en función del tiempo, integrada en todo el dominio computacional. Los picos corresponden a los diferentes episodios de reconexión magnética que se presentan en el sistema. 3.4. Reemergencia del campo magnético En este conjunto de simulaciones se estableció como condición inicial, en la columna de acreción, una envolvente en cuasiequilibrio hidrostático, tal como se derivó en la sección 2.2, para los parámetros de SN1987A. En este caso, se tomó en cuenta una escala de altura cerca de la superficie estelar donde se da el apilamiento de masa para las tasas de acreción altamente hipercrı́ticas. En esta escala de altura se estableció la masa apilada como una ley de potencias, ajustada a los resultados obtenidos en la sección 3.1. El campo magnético se anidó al interior de esta corteza estelar, comprimido horizontalmente, y en este caso se supuso que la fase hipercrı́tica habı́a pasado. Esto es, la frontera superior permite que el flujo deje el dominio computacional y ya no hay inyección de materia a tasas de acreción hipercrı́ticas. El objetivo era analizar si el campo magnético, confinado en esta corteza altamente densa pudiera empezar a jugar un papel importante en la dinámica del sistema, una vez que la fase hipercrı́tica hubiera terminado. En la Figura 7 se muestran mapas de color de la densidad, en escala logarı́tmica, con iso–contornos de campo magnético superpuesto, para tiempos diferentes (t = 0, 1, 3, 5, 10, 15, 20, y 30 ms.). En este caso, la presión dentro de la envolvente es tal que la presión magnética empieza a dominar la dinámica del sistema. Dado que ya no hay inyección de materia que pueda depositarse en la superficie estelar, parte de este campo empieza a desprenderse de la corteza y a emerger por efectos de boya e inestabilidades MHD presentes en el sistema. 125 Rev. Col. Fı́s, 45, No.2, 2013. Esto no es concluyente y requiere de un mayor estudio que está fuera del objetivo de este trabajo. con el bucle magnético ya reconectado, forzando la reconexión magnética. Finalmente, se analizó el caso en que se tiene sumergencia del campo magnético en la superficie estelar con la materia apilada, pero la fase hipercrı́tica ya ha pasado. Se observó que el campo magnético se desacopla, debido a reconexiones magnéticas a pequeña escala, y empieza a emerger por efectos de boya y convección MHD, hasta que gran parte del campo abandona el dominio computacional. No obstante, hasta donde se pudo seguir la simulación, una parte del campo sigue confinado a la corteza estelar, donde podrı́a ser cristalizado y llevado al interior de la estrella de neutrones. La conclusión final es que debe haber alguna fracción de estrellas de neutrones jóvenes que han sido totalmente desmagnetizadas por la acreción hipercrı́tica. Los CCOs son los mejores candidatos a tales objetos. Si la acreción no es muy alta, la sumergencia es solo parcial y la cantidad de estrellas de neutrones recién nacidas que han pasado por estos episodios serı́a más significativa. La sumergencia y la posterior reemergencia del campo, una vez que la fase hipercrı́tica pasa, soporta la predicción de Muslimov y Page (Muslimov & Page 1995) acerca del posible encendido retrasado de un pulsar. 4. Conclusiones Para tasas de acreción altamente hipercrı́ticas, se observa la sumergencia del campo magnético en la nueva corteza estelar que forma la materia apilada en la superficie. Esta sumergencia se da a la misma escala de altura del apilamiento de la materia. No obstante, la sumergencia del campo no afecta la formación de una atmósfera en cuasiequilibrio hidrostático. En este conjunto de simulaciones se analizó la sumergencia para el caso de fluido en caı́da libre. En Bernal et al. 2013 se encontró que esta sumergencia tiene lugar, independientemente del perfil inicial escogido: caı́da libre o situando el bucle magnético dentro de una envolvente en cuasiequilibrio hidrostático. La sumergencia se da también si se aumenta un grado de libertad adicional al sistema: resultados similares se observan en simulaciones 3D. En estos casos el resultado es una estrella de neutrones no magnetizada. Por otro lado, para tasas de acreción menores que ṁ0 , el campo magnético es progresivamente menos afectado por la acreción. Se observa que, para los casos altamente hipercrı́ticos la convección en la envolvente desaparece a medida que la simulación evoluciona, mientras para los casos débilmente hipercrı́ticos la convección dentro de la envolvente nunca desaparece por completo. Esto hace que no se alcance una relajación completa del sistema. Adicionalmente, para los casos altamente hipercrı́ticos se encuentra que el campo magnético es rápidamente sumergido en la nueva corteza estelar de alta densidad que forma la materia apilada, mientras para los casos débilmente hipercrı́ticos el apilamiento de materia es más lento, y debido a que hay células convectivas presentes en el sistema, el campo magnético no es arrastrado hacia grandes alturas en la columna de acreción, pero tampoco es sumergido completamente por la acreción. Para los casos en los cuales las tasas de acreción son muy débilmente hipercrı́ticas, se observó que el campo magnético juega un papel importante en la evolución del sistema. En estos casos, se nota que el sistema sufre episodios violentos de reconexión magnética en varias fases: cuando el bucle magnético es comprimido en la superficie estelar por el transitorio inicial cuando el rebote de este flujo rompe el bucle magnético y crea una envolvente magnetizada por encima de este y, finalmente, cuando esta envolvente magnetizada induce inestabilidades MHD tipo Rayleigh–Taylor que interaccionan Agradecimientos Un agradecimiento al Dr. Dany Page y al Dr. William Lee por sus valiosos comentarios y aportes a esta investigación. Agradezco también al árbitro anónimo por leer este documento y hacer las correcciones pertinentes. Este trabajo fue, en parte, desarrollado gracias a los proyectos de CONACyT CB-2009-1 #132400 y CB2008-1 #101958. Estoy muy agradecido con la DGTICUNAM por permitirme usar el KanBalam Cluster, donde se hicieron todas las simulaciones. El código numérico utilizado en este trabajo fue desarrollado, en parte, por la DOE NNSA-ASC OASCR Flash Center at the University of Chicago. Referencias [1] C.G. Bernal, W.H. Lee, D. Page, Rev. Mex. Astron. & Astrof., 46,2012, pp. 309. [2] C.G. Bernal, W.H. Lee, D. Page, ApJ, 770, 2013, pp. 106. [3] G.E. Brown, J.C. Weingartner, ApJ, 436,1994, pp. 843. [4] R.A. Chevalier, ApJ, 346,1971, pp. 847. [5] Colgate, S. A. 1971, ApJ, 163, 221 126 C. Bernal: Sumergencia, reemergencia y reconexión... [10] N. Itoh, H. Hayashi, A. Nishikawa, Y. Kohyama, ApJS, 102, 1996, pp. 411. [11] M. Yamada, R. Kulsrud, H. Ji. Reviews of Modern Physics, 82, 2012, pp. 603-664. [12] A. Muslimov, D. Page, ApJ, 440, 1995, pp. L77. [13] S.B. Popov, R. Turolla, Ap&SS, 341, 2012, pp. 457 [14] S.E. Woosley, R.D. Hoffman, ApJ, 395, 1992, pp. 202. [6] D.A. Uzdensky, Magnetic Reconnection in Astrophysical Systems, 2006, [arXiv:astro-ph/0607656] [7] D.A. Dicus, Phys. Rev. D, 6, 1972, pp. 941. [8] E.G. Zweibel, M. Yamada, Annual Rev. Astron. & Astrophys., 47, 2009, pp. 291-332. [9] B. Fryxell, et al., ApJS, 131, 2000. pp. 273. 127 Rev. Col. Fı́s, 45, No.2, 2013. 128 Figura 7. Mapas de color de la densidad, en escala logarı́tmica, con isocontornos de campo magnético superpuestos, a tiempos diferentes (de izquierda a derecha, empezando en la parte superior izquierda), t = 0, 1, 3, 5, 10, 15, 20, y 30 ms. Nótese la redifusión del campo magnético.