Estrella de neutrones

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Una estrella de neutrones puede contener 500 000 vegaes la masa de la Tierra nuna esfera d'un diámetru d'una decena de kilómetros.

Una estrella de neutrones ye un tipu de remanente estelar resultante del colapsu gravitacional d'una estrella supergigante masiva dempués d'escosar el combustible nel so nucleu y esplotar como una supernova tipu II, tipu Ib o tipu Ic. Como'l so nome indica, estes estrelles tán compuestes principalmente de neutrones, más otru tipu de partícules tantu na so corteza sólida de fierro, como nel so interior, que puede contener tantu protones y electrones, como piones y kaones. Les estrelles de neutrones son bien calientes y sofítense en contra d'un mayor colapsu por aciu presión de dexeneración cuántica, debíu al fenómenu descritu pol principiu d'esclusión de Pauli. Esti principiu establez que dos neutrones (o cualesquier otra partícula fermiónica) nun pueden ocupar el mesmu espaciu y estáu cuánticu simultáneamente.

Una estrella de neutrones típica tien una masa ente 1,35 y 2,1 mases solares,[1][2][3][lower-alpha 1] con un radiu correspondiente averáu de 12 km.[4][lower-alpha 2] Sicasí, el radiu del Sol ye d'unes 60 000 vegaes esa cifra. Les estrelles de neutrones tienen densidaes totales de 3,7×1017 a 5,9×1017 kg/m³ (de 2,6×1014 a 4,1×1014 vegaes la densidá del Sol),[lower-alpha 3] comparable cola densidá averada d'un nucleu atómicu de 3×1017 kg/m³.[5] La densidá d'una estrella de neutrones varia dende menos de 1×109 kg/m³ na corteza, aumentando cola fondura a más de 6×1017 o 8×1017 kg/m³ entá más adientro (más trupu qu'un nucleu atómicu).[6] Esta densidá equival aprosimao a la masa d'un Boeing 747 estruyíu nel tamañu d'un pequeñu granu de sable.

Polo xeneral, les estrelles compactes de menos de 1,44 mases solares —el llende de Chandrasekhar— son nanes blanques, y percima de 2 a 3 mases solares —el llende de Tolman-Oppenheimer-Volkoff— puede crease una estrella de quarks; sicasí, esto ye inciertu. El colapsu gravitatoriu xeneralmente asocede en cualquier estrella compacta d'ente 10 y 25 mases solares, y va producir un furacu negru.[7] Delles estrelles de neutrones xiren rápido y emiten rayos de radiación electromagnético como púlsares.

Formación[editar | editar la fonte]

El modelu internu d'una estrella de neutrones.

Cualquier estrella de la secuencia principal con una masa inicial de más de 8 mases solares puede convertise nuna estrella de neutrones. Asina, nesti tipu d'estrelles, al rematar la fase primaria de fusión de hidróxenu cola so consecuente separación de la secuencia principal, produzse un calentamientu del nucleu, lo que fai posible otros tipos de fusiones, por cuenta de les cualos produzse un nucleu ricu en fierro. Cuando tol combustible nuclear foi utilizáu, el nucleu vuélvese inestable, al tener que soportar la presión de dexeneración en solitariu. Al empar, siguen depositándose materiales pesaos nel nucleu, faciendo que s'entepase'l llende de Chandrasekhar. La presión dexenerada de los electrones aumenta y el nucleu colápsase más rápido, aumentando la temperatura hasta 3 x 109 K. A estes temperatures, produzse la fotodesintegración(rotura del nucleu de fierro en partícules alfa por cuenta de rayu gamma d'alta enerxía). D'esta forma, les partícules alfa, al tener menos carga, absuerben con mayor facilidá los electrones que se meten nel interior de los nucleos, combinándose colos protones. Tamién el heliu resultante ye susceptible de ser fotodesintegrado, polo que se van xenerar ingentes cantidaes de protones llibres.

Esto produz un aumentu entá mayor de la temperatura, causando la formación de neutrones de la unión de protones y electrones, por aciu un procesu conocíu como captura electrónica, emitiendo neutrinos. En principiu, la densidá necesaria por que se dea la neutronización (recombinación d'electrones con protones pa dar neutrones) ye de 2,4 × 107 g/cm³. Como nes estrelles dexeneraes nun hai protones llibres, la densidá necesaria ye, en realidá, más elevada, yá que los electrones han de superar una barrera coulombiana abondo mayor, precisándose aprosimao unos 109 g/cm³.[8]

Fotodesintegración del fierro:

Fotodesintegración del heliu:

Esti ciclu sigue'l so efeutu hasta llegar a densidaes nucleares de 4 x 1017 kg/m³;K, cuando la presión dexenerada nuclear detien la contraición. L'atmósfera esterior de la estrella espúlsase creando una supernova de tipu II o Ib, ente que'l restu convertir nuna estrella de neutrones, que la so masa va ser menor de 5 Mases solares (si la so masa fuera mayor acabaría convirtiéndose nun furacu negru al ser la presión de dexeneración de los neutrones insuficiente pa estabilizar el procesu). Tamién pueden producise estrelles de neutrones a partir de sistemes binarios. El so nucleu va quedar formáu por fierro hiperdenso, xuntu con otros metales pesaos, y va siguir amacerándose, al ser la so masa demasiao grande y los electrones dexeneraos nun son capaces de detener el colapsu.

La fotodesintegración esfrez la estrella compacta, yá que ye una reacción endotérmica qu'absuerbe parte del calor interno de la mesma. Per otra parte, la concentración d'electrones mengua al ser absorbíos polos nucleu, provocando una cayida en picáu de la presión de dexeneración, acelerando entá más el colapsu. Los nucleos sobrecargados de neutrones perder, dexándolos llibres, onde pasen a formar parte d'una masa compacto de neutrones llamada neutronio.

El procesu sigue hasta algamar la densidá de dexeneración de los neutrones, aprosimao en redol a 1014 g/cm³, momentu nel que casi tola masa de la estrella tresformaríase en neutrones. El nucleu de neutrones dexeneraos tendrá de tener una masa inferior a unos trés mases solares, denomináu llende de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. En casu de que tenga una masa cimero, el colapsu de la estrella de neutrones nun puede detenese sinón que, créese, llega a formar un furacu negru. Dellos científicos especulen sobre la posible esistencia d'un estáu entemediu ente estrella de neutrones y furacu negru; tratar de la estrella de quarks, pero tal oxetu nun foi reparáu entá.[9] Sicasí, esisten dellos candidatos a estrella de quarks, como RJX J185635-375.[10]

Característiques[editar | editar la fonte]

La principal característica de les estrelles de neutrones ye qu'aguanten el colapsu gravitatoriu por aciu la presión de dexeneración de los neutrones, sumáu a la presión xenerada pela parte repulsiva de la interacción nuclear fuerte ente bariones. Esto oldea coles estrelles de secuencia principal, que permedien la fuercia de gravedá cola presión térmica aniciada nes reacciones termonucleares nel so interior.

Anguaño nun se sabe si'l nucleu d'una estrella de neutrones tien la mesma estructura que les sos capes esternes o si, otra manera, ta formáu por plasma de quarks-gluones. Lo cierto ye que les peraltes densidaes que se dan na zona central d'estos oxetos son tan elevaes que nun dexen faer predicciones válides con modelos informáticos nin con observaciones esperimentales.

Historia del descubrimientu[editar | editar la fonte]

Animación de les perturbaciones nel espaciu-tiempu producíes por sistemes binarios compuestos por estrelles de neutrones, nanes blanques o furacos negros, que orbitan alredor del centro común de mases.

Propuestes orixinalmente polos astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934 (dos años dempués del descubrimientu del neutrón) como posibles subproductos d'una supernova, nun recibieron muncha atención per parte de los astrofísicos teóricos, yá que nun esistíen entós oxetos conocíos a los cualos pudiera acomuñar una estrella de neutrones.

Sicasí, en 1967 Jocelyn Bell liderada por Antony Hewish afayó los púlsares, trabayu que-y valió'l Premiu Nobel en 1974, los que fueron acomuñaos rápido a estrelles de neutrones por T. Gold en 1968. La esplicación basar en que los intensos campos magnéticos envaloraos pa les estrelles de neutrones (del orde de 1012 G) podíen dar cuenta de la estabilidá de los pulsos recibíos, y predixo que la frecuencia de los pulsos emitíos tenía d'aparrar amodo nel tiempu, por cuenta de la perda d'enerxía rotacional: esto foi depués comprobáu al afayase l'amenorgamientu de la frecuencia de los pulsos del púlsar de la nebulosa del Cámbaru. Esti argumentu foi puestu sobre firmes bases teóriques por J. Ostrikcers y J. Gunns en 1971 col modelu de frenáu por dipolo magnéticu.

Notes[editar | editar la fonte]

  1. Vease'l Llende de Chandrasekhar.
  2. La densidá d'una estrella de neutrones aumenta a midida que la so masa aumenta, y el so radiu mengua de forma non llineal (ver imaxe).
  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

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. (2011) Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars (en inglés). Universal-Publishers. ISBN 1-61233-765-1.
  2. Plantía:Cita arXiv
  3. «Nasa Ask an Astrophysist: Maximum Mass of a Neutron Star» (inglés). NASA. Consultáu'l 7 de setiembre de 2013.
  4. (2007) Neutron Stars (en inglés). Springer. ISBN 0-387-33543-9.
  5. «Calculating a Neutron Star's Density» (inglés). NASA. Consultáu'l 11 de marzu de 2006.
  6. «Introduction to neutron stars» (inglés). Consultáu'l 11 de payares de 2007.
  7. «Black Holes» (inglés). NASA. Consultáu'l 7 de setiembre 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. Consultáu'l 4 d'agostu de 2011.
  9. http://www.elmundo.es/ciencia/2014/06/10/53958d0fca4741936b8b4575.html
  10. http://apod.nasa.gov/apod/ap020414.html

Bibliografía[editar | editar la fonte]

(1984) en R. Piper GmbH & Co: Hundert Milliarden Sonnen (en alemán). ISBN 3-492-00643-4.

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]



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