Estrella de neutrones

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Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II. La masa original de la estrella debe ser mayor que 9-10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Para masas menores que 9-10 masas solares, la estrella degenera en una enana blanca, formando a su alrededor una nebulosa planetaria, mientras que para masas mayores al límite superior, la estrella degenera en un agujero negro.

[editar] Formación

Si una enana blanca llega hasta el limite de Chandrasekhar , que es de 1,4 masas solares , esta se colapsa para convertirse en estrella de neutrones.

Tras la explosión de 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. Ocurre que en las estrellas degeneradas no hay protones libres, por lo que la densidad necesaria es, en realidad, más elevada dado que los electrones han de superar una barrera coulombiana bastante mayor. Aproximadamente se requieren unos 10⁹ g/cm³.

La temperatura del objeto asciende hasta los 3.000 millones de grados, lo que hace que los fotones sean tan energéticos que lleguen a 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. Así mismo, también el helio resultante es susceptible de ser fotodesintegrado, por lo que también se generarán ingentes cantidades de protones libres.

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

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

La fotodesintegración hace que la estrella compacta se enfríe, ya que es una reacción endotérmica que absorbe parte del calor de la estrella. Por otra parte, la concentración de electrones disminuye al ser absorbidos por los núcleos, lo que hace que la presión de degeneración de estos caiga en picado, 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 seguirá hasta llegar a 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 de entre 1,44 a 2,5 masas solares; el límite inferior es denominado límite de Chandrasekhar y el superior se denomina límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. En caso de que tenga una masa superior, ni siquiera la estrella de neutrones sería capaz de sostenerse a sí misma por lo que acabaría colapsando en 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.

[editar] Características

La principal característica de las estrellas de neutrones es que se sostienen del 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 se sostienen del colapso mediante la presión originada de la fusión nuclear en su interior.

Actualmente no se sabe si el núcleo de la 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.

[editar] Historia del descubrimiento

Animación de las perturbaciones en el espaciotiempo producidas por estrellas de neutrones, enanas blancas y agujeros negros.

Propuestas originalmente por los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934 (un año después del descubrimiento del neutrón) como posibles sub-productos de una supernova, no recibieron mucha atención de los astrofísicos teóricos, ya que no existían 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 predichos para las estrellas de neutrones (del orden de 10¹² gauss) 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, lo que fue luego comprobado al descubrirse la disminución de la frecuencia de los pulsos del pulsar de la Nebulosa del Cangrejo. Este argumento fue puesto sobre firmes bases teóricas por J. Ostriker y J. Gunnn en 1969 con el modelo de frenado por dipolo magnético.

[editar] Véase también

[editar] Enlaces externos

Vídeos Proyecto Celestia Puedes contemplar un vídeo sobre el giro de una estrella de neutrones (el Pulsar del Cangrejo, vídeo nº 21).