Estrella de neutrones

Estrella de neutrones
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Estrellas de neutrones. Remanentes estelares que han alcanzado el fin de su viaje evolutivo a través del espacio y el tiempo. Se forman cuando las grandes estrellas agotan su combustible y colapsan.

Nacimiento

Estos objetos tan interesantes nacen de estrellas anteriormente gigantes que crecen de cuatro a ocho veces el tamaño del Sol antes de explotar en supernovas catastróficas. Después de la explosión, las capas exteriores de una estrella salen despedidas al espacio, permaneciendo el núcleo pero sin volver a producir fusión nuclear. Sin presión exterior de la fusión para contrarrestar el empuje interior de la gravedad, la estrella se condensa y se colapsa.

A pesar de su pequeño diámetro, (alrededor de 12,5 millas, o 20 km), las estrellas de neutrones pueden presumir de contener 1,5 veces la masa del Sol, por lo que son increíblemente densas. Un solo trozo de materia de estrella de neutrones con el tamaño de un terrón de azúcar pesaría cien millones de toneladas en la tierra.

Formación

Para que se forme una estrella de neutrones se necesita una estrella con una masa aproximada de entre 1,5 y 5 veces la masa del Sol. Si la estrella tiene menos de 1,5 masas solares, entonces no tendrá la suficiente materia ni gravedad para comprimir lo suficiente al objeto. Sólo se obtendrá una enana blanca, que es lo que le ocurrirá al Sol algún día.

En cambio, si tiene más de 5 veces la masa del Sol, la estrella terminará sus días como un agujero negro. Pero si la masa de la estrella se ubica entre las antes mencionadas, entonces surgirá una estrella de neutrones.

La estrella de neutrones se forman cuando la estrella agota su combustible y colapsa sobre sí misma. Los protones y los electrones de los átomos son forzados a formar neutrones. Como la estrella conserva todavía mucha gravedad, toda materia adicional que caiga en la estrella de neutrones es súper-acelerada por la gravedad y convertida en idéntico material neutrónico.

Apenas una cucharada de té de una estrella de neutrones tendría una masa superior a 5 x 1012 kg.

Una estrella de neutrones tiene en realidad diferentes capas. Los astrónomos piensan que posee una capa exterior de núcleos atómicos con electrones, de aproximadamente 1 m de espesor. Debajo de esta corteza, hay núcleos con un número mayor de electrones. Estos decaerían rápidamente en la tierra, pero la intensa presión de la gravedad los mantiene estables.

Cuando una estrella de neutrones se forma, conserva el momento de toda la estrella, pero como ahora sólo tiene unos pocos kilómetros de diámetro, gira a velocidades enormes, a menudo tan rápido como cientos de veces por segundo.

La casi incomprensible densidad de una estrella de neutrones hace que protones y electrones se combinen en neutrones: el proceso del cual toman su nombre.La composición de sus núcleos es desconocida, pero es probable que consistan en un superfluído de neutrones o algún estado de la materia desconocido.

Las estrellas de neutrones contienen un empuje gravitatorio extremadamente fuerte, mucho mayor que el de la tierra. Esta fuerza gravitatoria es particularmente impresionante dado el pequeño tamaño de la estrella.

Durante su formación, las estrellas de neutrones rotan en el espacio.A medida que se comprimen y encogen, el giro en espiral se acelera debido a la conservación del momento angular, el mismo principio que hace que una patinadora gire a mayor velocidad cuando acerca sus brazos al pecho.

Características

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.

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.

Pulsares

Las estrellas de neutrones que tienen una posición tal hacen que el haz de luz apunte directamente hacia la tierra haciendo que se vea una pulsación. Esto sucede ya que cuando el haz de radiación apunta a la tierra, se detecta, pero mientras da la vuelta, el haz apunta en otra dirección y no es visible en la tierra; justo como en un faro. Por lo tanto, si alguien en la tierra tiene un receptor de ondas de radio, éste recibirá pulsos regulares con el período igual al de la rotación de las estrellas de neutrones. Es por esto que este tipo de estrellas de neutrones son llamadas pulsares.

En 1967 el equipo de radioastrónomos liderados por Antony Hewish, de la Universidad de Cambridge, 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.

Después de girar durante varios millones de años, los púlsares se quedan sin energía y se convierten en estrellas de neutrones normales. Pocas de las estrellas de neutrones que se conocen son púlsares. Tan sólo se conoce la existencia de unos 1.000 púlsares, mientras que podría haber cientos de millones de estrellas de neutrones en la galaxia.

Las presiones asombrosas del núcleo de las estrellas de neutrones podrían ser como las que existieron en el momento del big bang, pero estos estados no pueden simularse en la tierra.

Fuentes