Estrella neutrón
Una estrella de neutrones es una estrella compacta formada por materia degenerada , cuyo componente predominante está formado por neutrones que se mantienen unidos por la fuerza de la gravedad . Es una estrella llamada degenerada . Es un cuerpo celeste masivo de pequeñas dimensiones - de un orden que no excede los treinta kilómetros (19 millas) - pero con una densidad muy alta, y una masa generalmente entre 1,4 y 3 masas solares (aunque la más masiva observada hasta ahora es igual a 2.01 masas solares). Una estrella de neutrones es el resultado del colapso gravitacional del núcleo de una estrella masiva , que sigue al cese de las reacciones de fusión nuclear debido al agotamiento de los elementos ligeros en su interior, y por lo tanto representa la última etapa de la vida de las estrellas con masa muy grande (más de 10 masas solares). [1]
Los neutrones son constituyentes del núcleo atómico y se denominan así porque son eléctricamente neutros. La inmensa fuerza gravitacional, ya no contrarrestada por la presión térmica de las reacciones nucleares que estuvieron activas durante la vida de una estrella, aplasta los núcleos atómicos juntando las partículas subatómicas, fusionando los electrones con los protones transformándolos en neutrones. La materia que forma las estrellas de neutrones es diferente de la materia ordinaria y aún no se comprende por completo. Sus características físicas de densidad se acercan más a las de los núcleos atómicos que a las de la materia ordinaria formada por átomos. Las estrellas de neutrones estuvieron entre los primeros objetos astronómicos notables que se predijeron teóricamente (en 1934 ) y, más tarde, se descubrieron e identificaron (en 1967 ).
Descripción
Las estrellas de neutrones tienen una masa similar a la del Sol , aunque su radio es de algunas decenas de kilómetros , que es varios órdenes de magnitud menor.
Su masa se concentra en un volumen de 7 × 10 13 m 3 , aproximadamente 10 14 veces más pequeño y, por lo tanto, la densidad media es 10 14 veces mayor. Estos valores de densidad son los más altos conocidos e imposibles de reproducir en el laboratorio (a modo de ejemplo, para reproducir una densidad igual a la del objeto en cuestión sería necesario comprimir un portaaviones en el espacio ocupado por un grano de arena).
Para dar un ejemplo concreto, consideremos una estrella de neutrones con un radio de 15 km y una masa igual a 1,4 veces la del Sol; tendrá una densidad de 1,98 x 10 11 kg / cm 3 , es decir, 198 millones de toneladas por centímetro cúbico. Queriendo imaginar una cantidad equivalente en peso de "nuestra" materia, para igualar la masa de un cm 3 de materia de la estrella de neutrones antes mencionada, se necesitaría un volumen de 72 millones de metros cúbicos de mármol (asumiendo una densidad de 2,75 g / cm 3 ), igual a un cubo de mármol de 416 metros de lado. [2]
Es una densidad similar a la de los núcleos atómicos, pero se extiende por decenas de kilómetros.
De hecho, las estrellas de neutrones pueden considerarse núcleos atómicos gigantes unidos por la fuerza gravitacional , que no colapsan gracias al efecto repulsivo de la presión de degeneración del neutrón , debido al principio de exclusión de Pauli , y al efecto repulsivo de la fuerza fuerte , según el Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff .
Debido a su pequeña masa comprimida, una estrella de neutrones tiene un campo gravitacional en la superficie cien mil millones (10 11 ) veces más fuerte que el de la Tierra .
Una de las medidas de un campo gravitacional es su velocidad de escape , es decir, la velocidad que debe tener un objeto para escapar de él; en la superficie de la tierra se trata 11 km / s , mientras que en el de una estrella de neutrones está alrededor 100.000 km / s , que es un tercio de la velocidad de la luz .
Las estrellas de neutrones son una de las posibles etapas finales de la evolución estelar y, por lo tanto, a veces se las llama estrellas muertas o cadáveres estelares. Se forman en explosiones de supernovas como el remanente colapsado de una estrella de gran masa (en supernovas tipo II o Ib).
Una estrella de neutrones típica tiene un diámetro de 20 km , tiene una masa mínima de 1,4 veces la del Sol (de lo contrario habría permanecido como una enana blanca ) y una máxima de 3 veces la del Sol (de lo contrario colapsaría en un agujero negro ). Su rotación es a menudo muy rápida: la mayoría de las estrellas de neutrones giran con períodos de 1 a 30 s , pero algunos están dentro de unas milésimas de segundo.
La materia en su superficie está compuesta por núcleos ionizados ordinarios. Al comenzar a descender, nos encontramos con núcleos con cantidades cada vez mayores de neutrones. Estos núcleos en condiciones normales se descompondrían rápidamente, pero se mantienen estables por la enorme presión. Más profundo aún se encuentra un umbral por debajo del cual los neutrones libres se separan de los núcleos y tienen una existencia independiente. En esta región hay núcleos, electrones libres y neutrones libres. Los núcleos se vuelven cada vez menos a medida que avanza hacia el centro, mientras que el porcentaje de neutrones aumenta. La naturaleza exacta de la materia superdensa en el centro aún no se comprende bien. Algunos investigadores se refieren a él como una sustancia teórica, neutronio . Podría ser una mezcla superfluida de neutrones con trazas de protones y electrones, podría haber partículas de alta energía como piones y kaones y otra materia especulada compuesta de quarks subatómicos. Hasta ahora, las observaciones no han confirmado ni excluido estos estados "exóticos" de la materia. Sin embargo, al examinar las curvas de enfriamiento de algunas estrellas de neutrones conocidas, la hipótesis de estados superfluidos (e incluso superconductores) parece confirmarse, al menos en algunas áreas de las capas internas de estas estrellas.
Historia de los descubrimientos
En 1932 , Sir James Chadwick descubrió [3] el neutrón , una nueva partícula (que entonces se pensaba que era elemental, mientras que hoy se sabe que está compuesta de quarks ) que le valió el Premio Nobel de 1935 .
En 1934 , Walter Baade y Fritz Zwicky [4] propusieron la existencia de estrellas compuestas enteramente por neutrones, sólo dos años después del descubrimiento de Chadwick. Buscando una explicación de los orígenes de las supernovas , propusieron que producen estrellas de neutrones. Baade y Zwicky propusieron correctamente que las supernovas son impulsadas por la energía de enlace gravitacional de la estrella de neutrones en formación: "En el proceso de la supernova, la masa se aniquila". Por ejemplo, si las partes centrales de una estrella masiva suman 3 masas solares antes del colapso, entonces podría formarse una estrella de neutrones de 2 masas solares. La energía de enlace de tal estrella de neutrones es equivalente, cuando se expresa en unidades de masa usando la famosa ecuación E = mc² , a 1 masa solar. En última instancia, es esta energía la que impulsa a la supernova.
Tipos de estrellas de neutrones observables
Una estrella de neutrones aislada, sin materia a su alrededor, es prácticamente invisible: su altísima temperatura hace que emita algo de radiación visible, ultravioleta , X y gamma , pero dada su pequeñez la luz emitida es muy poca y, a distancias astronómicas, indetectable . Sin embargo, si la estrella de neutrones tiene una compañera, esto puede darle masa. O la estrella de neutrones puede "alimentarse" de materia cercana, si, por ejemplo, atraviesa una nube de gas. En todos estos casos, la estrella de neutrones puede manifestarse de diversas formas:
- Pulsar : término genérico que indica una estrella de neutrones que emite pulsos direccionales de radiación detectables en la Tierra gracias a su muy fuerte campo magnético y su radiación. Funcionan más o menos como una baliza o un reloj atómico.
- Explosión de rayos X : una estrella de neutrones con un compañero binario de baja masa, de la que extrae la materia que cae a su superficie. La materia que cae adquiere una enorme energía y es irregularmente visible.
- Magnetar : un tipo de repetidor gamma suave que tiene un campo magnético muy fuerte.
Rotación de estrellas de neutrones
Las estrellas de neutrones giran muy rápidamente después de su creación, debido a la ley de conservación del momento angular : como un patinador que acelera su rotación al cerrar los brazos, la lenta rotación de la estrella original se acelera a medida que colapsa. Una estrella de neutrones recién nacida puede girar muchas veces por segundo (la de la Nebulosa del Cangrejo , que nació hace apenas 950 años, gira 30 veces por segundo). A veces, cuando tienen un compañero binario y pueden recibir nueva materia de él, su rotación se acelera a miles de veces por segundo, distorsionando su forma esférica en un elipsoide, superando su campo gravitacional muy fuerte (como las estrellas de neutrones, típicamente descubiertas como púlsares , se llaman púlsares ultrarrápidos ).
Con el tiempo, las estrellas de neutrones se ralentizan porque sus campos magnéticos giratorios irradian energía hacia afuera. Las estrellas de neutrones más viejas pueden tardar varios segundos o incluso minutos en completar una revolución. Este efecto se llama frenado magnético . En el caso de los púlsares, el frenado magnético aumenta el intervalo entre un pulso y otro.
La velocidad a la que una estrella de neutrones se ralentiza es constante y muy lenta: las velocidades observadas están entre 10-12 y 10-19 segundos por siglo. En otras palabras, una estrella de neutrones que ahora gira exactamente en 1 segundo girará en 1,000000000001 segundos en un siglo, si se encuentra entre las que más ralentizan: la más joven, con el campo magnético más fuerte. Las estrellas de neutrones con campos magnéticos más débiles también tienen un frenado magnético menos efectivo y tardan más en desacelerar. Sin embargo, estas diferencias infinitesimales se pueden medir con gran precisión mediante los relojes atómicos , en los que se sincroniza cada observador de púlsar.
A veces, las estrellas de neutrones experimentan una falla : un aumento repentino en su velocidad de rotación (aunque sea muy pequeño, comparable a la desaceleración vista anteriormente). Se cree que los fallos se originan a partir de reordenamientos internos de la materia que los componen, similares a los terremotos .
El fenómeno de los púlsares
Las estrellas de neutrones tienen un campo magnético muy intenso, aproximadamente 100 mil millones de veces más fuerte que el de la Tierra. La materia entrante se canaliza literalmente a lo largo de las líneas del campo magnético. Los electrones se alejan de la estrella, girando alrededor de ella sincrónicamente, hasta que alcanzan el punto en el que se verían obligados a superar la velocidad de la luz para seguir co-rotando con ella. A esta distancia, el electrón tiene que detenerse y libera parte de su energía cinética, como los rayos X y los rayos gamma . Los observadores externos ven esta radiación cuando miran el polo magnético. Dado que esta gira rápidamente con la estrella, los observadores en realidad ven pulsos periódicos. Este fenómeno se llama púlsar .
Cuando se descubrieron los púlsares, se pensó que podrían ser emisiones de extraterrestres: ningún fenómeno natural conocido en ese momento podría explicar pulsos tan regulares. Sin embargo, no se necesitó mucho para llegar a la interpretación correcta.
Existe otro tipo de estrella de neutrones, conocida como magnetar (contracción de magnética y estrella ). Tiene campos magnéticos aún más fuertes, del orden de 10 GT o más, suficiente para borrar una tarjeta de crédito desde la distancia del Sol y, se cree, mortal desde la distancia de la Luna, en 400 000 km (esta última cifra es solo una hipótesis, ya que la tecnología actual no es capaz de generar campos magnéticos tan fuertes como para ser fatales).
Nota
- ^ (EN) Estrellas de neutrones , en nasa.gov. Consultado el 22 de septiembre de 2017 .
- ^ (EN) Cálculo de la densidad de una estrella de neutrones en heasarc.gsfc.nasa.gov, nasa.gov. Consultado el 22 de septiembre de 2017 .
- ^ Naturaleza Vol 129, p. 312 sobre la posible existencia de un neutrón
- ^ Phys. Rev.45 Supernovas y rayos cósmicos
Artículos relacionados
Otros proyectos
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enlaces externos
- ( EN ) Estrella de neutrones , de Encyclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.
- ( ES ) Neutron Star , en The Encyclopedia of Science Fiction .
- La estrella de neutrones: un imán espacial , en archive.oapd.inaf.it , INAF - Observatorio Astronómico de Padova. Obtenido el 15 de septiembre de 2017 (Archivado desde el original el 8 de enero de 2017) .
| Control de autoridad | Tesauro BNCF 51157 · LCCN (EN) sh85091218 · GND (DE) 4171660-7 · BNF (FR) cb11979674p (fecha) · NDL (EN, JA) 00,573,936 |
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