Estrella de neutrones

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Una estrella de neutrones puede contener 500 000 veces la masa de la Tierra en una esfera de un diámetro no mayor al de Brooklyn, Estados Unidos.

Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. Las estrellas de neutrones son muy calientes y se apoyan en contra de un mayor colapso mediante presión de degeneración cuántica, debido al fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli. Este principio establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo espacio y estado cuántico simultáneamente.

Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares,[1] [2] [3] [a] con un radio correspondiente aproximado de 12 km.[4] [b] En cambio, el radio del sol es de unas 60 000 veces esa cifra. Las estrellas de neutrones tienen densidades totales de 3,7×1017 a 5,9×1017 kg/m3 (de 2,6×1014 a 4,1×1014 veces la densidad del sol),[c] lo que se compara con la densidad aproximada de un núcleo atómico de 3×1017 kg/m3.[5] La densidad de una estrella de neutrones varía desde menos de 1×109 kg/m3 en la corteza, aumentando con la profundidad a más de 6×1017 u 8×1017 kg/m3 aún más adentro (más denso que un núcleo atómico).[6] Esta densidad equivale aproximadamente a la masa de un Boeing 747 comprimido en el tamaño de un pequeño grano de arena.

En general, estrellas compactas de menos de 1,44 masas solares —el límite de Chandrasekhar— son enanas blancas, y por encima de 2 a 3 masas solares —el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff— puede crearse una estrella de quarks; no obstante, esto es incierto. El colapso gravitatorio generalmente ocurre en cualquier estrella compacta de entre 10 a 25 masas solares, y producirá un agujero negro.[7] Algunas estrellas de neutrones giran rápidamente y emiten rayos de radiación electromagnética como púlsares.

Formación[editar]

El modelo interno de una estrella de neutrones.

Si una enana blanca llega hasta el límite de Chandrasekhar, que es de 1,44 masas solares, ésta se colapsa para convertirse en estrella de neutrones.

Tras la explosión que genera por un breve tiempo a una supernova, queda un núcleo compacto hiperdenso de hierro y otros metales pesados que sigue comprimiéndose y calentándose. Su masa es demasiado grande y los electrones degenerados no son capaces de detener el colapso, por lo que la densidad sigue aumentando. En principio, la densidad necesaria para que se dé la neutronización (recombinación de electrones con protones para dar neutrones) es de 2,4 × 107 g/cm³. Como en las estrellas degeneradas no hay protones libres, la densidad necesaria es, en realidad, más elevada, dado que los electrones han de superar una barrera coulombiana bastante mayor, necesitándose aproximadamente unos 109 g/cm³.[8]

La temperatura del objeto asciende hasta los 3 × 109 K, es decir unos tres mil millones de grados centígrados, valor en el que los fotones llegan a ser tan energéticos que pueden romper los núcleos pesados de hierro para formar partículas alfa, en un proceso llamado fotodesintegración. Estas partículas, al tener menos carga, absorben con mayor facilidad los electrones que se meten en el interior de los núcleos, combinándose con los protones. También el helio resultante es susceptible de ser fotodesintegrado, por lo que se generarán ingentes cantidades de protones libres.

Fotodesintegración del hierro: \gamma + {}^{56}\mathrm{Fe} \rightarrow 13 \alpha +4n

Fotodesintegración del helio: \gamma + {}^{4}\mathrm{He} \rightarrow 2p +2n

La fotodesintegración enfría la estrella compacta, ya que es una reacción endotérmica que absorbe parte del calor interno de la misma. Por otra parte, la concentración de electrones disminuye al ser absorbidos por los núcleos, provocando una caída en picado de la presión de degeneración, acelerando aún más el colapso. Los núcleos sobrecargados de neutrones los pierden, dejándolos libres, donde pasan a formar parte de una masa compacta de neutrones llamada neutronio.

El proceso continúa hasta alcanzar la densidad de degeneración de los neutrones, aproximadamente en torno a 1014 g/cm³, momento en el que casi toda la masa de la estrella se habrá transformado en neutrones. El núcleo de neutrones degenerados deberá tener una masa inferior a unas tres masas solares, denominado límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. En caso de que tenga una masa superior, el colapso de la estrella de neutrones no puede detenerse sino que, se cree, llega a formar un agujero negro. Algunos científicos especulan sobre la posible existencia de un estado intermedio entre estrella de neutrones y agujero negro; se trataría de la estrella de quarks, pero tal objeto no ha sido observado aún.

Características[editar]

La principal característica de las estrellas de neutrones es que resisten el colapso gravitatorio mediante la presión de degeneración de los neutrones, sumado a la presión generada por la parte repulsiva de la interacción nuclear fuerte entre bariones. Esto contrasta con las estrellas de secuencia principal, que equilibran la fuerza de gravedad con la presión térmica originada en las reacciones termonucleares en su interior.

Actualmente no se sabe si el núcleo de una estrella de neutrones tiene la misma estructura que sus capas externas o si, por el contrario, está formado por plasma de quarks-gluones. Lo cierto es que las altísimas densidades que se dan en la zona central de estos objetos son tan elevadas que no permiten hacer predicciones válidas con modelos informáticos ni con observaciones experimentales.

Historia del descubrimiento[editar]

Animación de las perturbaciones en el espaciotiempo producidas por sistemas binarios compuestos por estrellas de neutrones, enanas blancas o agujeros negros, que orbitan alrededor del centro común de masas.

Propuestas originalmente por los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934 (un año después del descubrimiento del neutrón) como posibles subproductos de una supernova, no recibieron mucha atención por parte de los astrofísicos teóricos, ya que no existían entonces objetos conocidos a los cuales se pudiera asociar una estrella de neutrones.

Sin embargo, en 1967 el equipo de radioastrónomos liderados por Antony Hewish descubrió los púlsares, trabajo que le valió el Premio Nobel en 1974, los que fueron asociados rápidamente a estrellas de neutrones por T. Gold en 1968. La explicación se basó en que los intensos campos magnéticos estimados para las estrellas de neutrones (del orden de 1012 G) podían dar cuenta de la estabilidad de los pulsos recibidos, y predijo que la frecuencia de los pulsos emitidos debía decaer lentamente en el tiempo, debido a la pérdida de energía rotacional: esto fue luego comprobado al descubrirse la disminución de la frecuencia de los pulsos del púlsar de la Nebulosa del Cangrejo. Este argumento fue puesto sobre firmes bases teóricas por J. Ostriker y J. Gunn en 1969 con el modelo de frenado por dipolo magnético.

Notas[editar]

  1. Véase el Límite de Chandrasekhar.
  2. La densidad de una estrella de neutrones aumenta a medida que su masa aumenta, y su radio disminuye de forma no lineal (ver imagen).
  3. 3,7×1017 kg/m3 derives from mass 2.68×1030 kg / volume of star of radius 12 km; 5.9×1017 kg m−3 derives from mass 4.2×1030 kg per volume of star radius 11.9 km

Referencias[editar]

  1. Kiziltan, Bulent (2011). Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars (en inglés). Universal-Publishers. ISBN 1-61233-765-1. 
  2. Kiziltan, Bulent; Kottas, Athanasios; Thorsett, Stephen E. (2010). «The Neutron Star Mass Distribution» (en inglés). arXiv:1011.4291 [astro-ph.GA]. 
  3. «Nasa Ask an Astrophysist: Maximum Mass of a Neutron Star» (en inglés). NASA. Consultado el 7 de septiembre de 2013.
  4. Haensel, Paweł; Potekhin, A. Y.; Yakovlev, D. G. (2007). Neutron Stars (en inglés). Springer. ISBN 0-387-33543-9. 
  5. «Calculating a Neutron Star's Density» (en inglés). NASA. Consultado el 11 de marzo de 2006.
  6. Miller, Coleman. «Introduction to neutron stars» (en inglés). Consultado el 11 de noviembre de 2007.
  7. «Black Holes» (en inglés). NASA. Consultado el 7 de septiembre de 2013. «Black holes are the evolutionary endpoints of stars at least 10 to 15 times as massive as the Sun».
  8. «Imagen conceptual evolución estrella de neutrones». NASA. Consultado el 4 de agosto de 2011.

Bibliografía[editar]

Kippenhahn, Rudolf (1984). R. Piper GmbH & Co, ed. Hundert Milliarden Sonnen [Cien mil millones de soles] (en aleman). ISBN 3-492-00643-4.  Texto « Edición original » ignorado (ayuda);

Véase también[editar]

Enlaces externos[editar]