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Una estrella de neutrones puede contener 500 000 veces la masa de la Tierra en una esfera de un diámetro de una decena de kilómetros.

Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre 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] comparable 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.

Las estrellas compactas de menos de 1,44 masas solares —el límite de Chandrasekhar— son enanas blancas, creadas a partir de estrellas progenitoras menos masivas (como el Sol) y con un mecanismo de formación diferente. Por encima de 1,5 a 3 masas solares —el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff— podría crearse una estrella de quarks; no obstante, la existencia de estos objetos es aún solamente hipotética. También podrían existir estrellas híbridas, que contarían con un núcleo compuesto por quarks deconfinados y materia ordinaria en sus capas más externas. Algunas estrellas de neutrones giran rápidamente y emiten rayos de radiación electromagnética, que debido a la inclinación del eje de rotación respecto al magnético, estos rayos pueden verse como púlsares.

Formación

Cualquier estrella de la secuencia principal con una masa inicial de más de 8 masas solares puede convertirse en una estrella de neutrones. Así, en este tipo de estrellas, al finalizar la fase primaria de fusión de hidrógeno con su consecuente separación de la secuencia principal, se produce un calentamiento del núcleo, lo que posibilita otros tipos de fusiones, debido a las cuales se produce un núcleo rico en hierro. Cuando todo el combustible nuclear ha sido utilizado, el núcleo se vuelve inestable, al tener que soportar la presión de degeneración en solitario. A la vez, se siguen depositando materiales pesados en el núcleo, haciendo que se exceda el límite de Chandrasekhar. La presión degenerada de los electrones aumenta y el núcleo se colapsa más rápidamente, aumentando la temperatura hasta 3 x 10⁹ K. A estas temperaturas, se produce la fotodesintegración (ruptura del núcleo de hierro en partículas alfa debido a rayos gamma de alta energía). De esta forma, las partículas alfa, 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.

Esto produce un aumento aún mayor de la temperatura, ocasionando la formación de neutrones de la unión de protones y electrones, mediante un proceso conocido como captura electrónica, emitiendo neutrinos. 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.^[7]

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

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

Este ciclo sigue su efecto hasta llegar a densidades nucleares de 4 x 10¹⁷ kg/m³;K, cuando la presión degenerada nuclear detiene la contracción. La atmósfera exterior de la estrella se expulsa creando una supernova de tipo II o Ib, mientras que el resto se convierte en una estrella de neutrones, cuya masa será menor de 5 Masas solares (si su masa fuera mayor se acabaría convirtiendo en un agujero negro al ser la presión de degeneración de los neutrones insuficiente para estabilizar el proceso). También pueden producirse estrellas de neutrones a partir de sistemas binarios. Su núcleo quedará formado por hierro hiperdenso, junto con otros metales pesados, y seguirá compactándose, al ser su masa demasiado grande y los electrones degenerados no son capaces de detener el colapso.

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.^[8] Sin embargo, existen varios candidatos a estrella de quarks, como RJX J185635-375.^[9]

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.

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

Animación de las perturbaciones en el espacio-tiempo 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 (dos años 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 Jocelyn Bell liderada 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 Thomas 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. Ostrikcers y J. Gunns en 1971 con el modelo de frenado por dipolo magnético.

Notas

↑ Véase el Límite de Chandrasekhar.
↑ La densidad de una estrella de neutrones aumenta a medida que su masa aumenta, y su radio disminuye de forma no lineal (ver imagen).
↑ 3,7×10¹⁷ 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

↑ Kiziltan, Bulent (2011). Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars (en inglés). Universal-Publishers. ISBN 1-61233-765-1.
↑ Kiziltan, Bulent; Kottas, Athanasios; Thorsett, Stephen E. (2010). «The Neutron Star Mass Distribution» (en inglés). arXiv:1011.4291 [astro-ph.GA].
↑ «Nasa Ask an Astrophysist: Maximum Mass of a Neutron Star» (en inglés). NASA. Archivado desde el original el 9 de noviembre de 2014. Consultado el 7 de septiembre de 2013.
↑ Haensel, Paweł; Potekhin, A. Y.; Yakovlev, D. G. (2007). Neutron Stars (en inglés). Springer. ISBN 0-387-33543-9.
↑ «Calculating a Neutron Star's Density» (en inglés). NASA. Consultado el 11 de marzo de 2006.
↑ Miller, Coleman. «Introduction to neutron stars» (en inglés). Consultado el 11 de noviembre de 2007.
↑ «Imagen conceptual evolución estrella de neutrones». NASA. Consultado el 4 de agosto de 2011.
↑ http://www.elmundo.es/ciencia/2014/06/10/53958d0fca4741936b8b4575.html
↑ http://apod.nasa.gov/apod/ap020414.html

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Bibliografía

Kippenhahn, Rudolf (1984). R. Piper GmbH & Co, ed. Hundert Milliarden Sonnen [Cien mil millones de soles] (en alemán). ISBN 3-492-00643-4. |fechaacceso= requiere |url= (ayuda). En Google Book

Véase también

Enlaces externos

Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Estrella de neutrones.
Vídeos Proyecto Celestia Se puede contemplar un vídeo sobre la rotación de una estrella de neutrones (el Púlsar del Cangrejo, vídeo n.º 21).

Datos: Q4202
Multimedia: Neutron stars / Q4202

[nota-1-4] Véase el Límite de Chandrasekhar.

[nota-2-6] La densidad de una estrella de neutrones aumenta a medida que su masa aumenta, y su radio disminuye de forma no lineal (ver imagen).

[nota-3-7] 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

[Kiziltan-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.

[Kiziltan_Kottas_Thorsett-2] Kiziltan, Bulent; Kottas, Athanasios; Thorsett, Stephen E. (2010). «The Neutron Star Mass Distribution» (en inglés). arXiv:1011.4291 [astro-ph.GA].

[ask_astro-3] «Nasa Ask an Astrophysist: Maximum Mass of a Neutron Star» (en inglés). NASA. Archivado desde el original el 9 de noviembre de 2014. Consultado el 7 de septiembre de 2013.

[Haensel-5] Haensel, Paweł; Potekhin, A. Y.; Yakovlev, D. G. (2007). Neutron Stars (en inglés). Springer. ISBN 0-387-33543-9.

[calculating_density-8] «Calculating a Neutron Star's Density» (en inglés). NASA. Consultado el 11 de marzo de 2006.

[Miller-9] Miller, Coleman. «Introduction to neutron stars» (en inglés). Consultado el 11 de noviembre de 2007.

[evol_neutrones-10] «Imagen conceptual evolución estrella de neutrones». NASA. Consultado el 4 de agosto de 2011.

[11] ttp://www.elmundo.es/ciencia/2014/06/10/53958d0fca4741936b8b4575.html

[12] ttp://apod.nasa.gov/apod/ap020414.html

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 Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares,<ref name=Kiziltan /><ref name=Kiziltan_Kottas_Thorsett /><ref name=ask_astro /><ref name=nota-1 group=lower-alpha /> con un radio correspondiente aproximado de 12 km.<ref name=Haensel /><ref name=nota-2 group=lower-alpha /> En cambio, el radio del [[Sol]] es de unas {{formatnum:60000}} veces esa cifra. Las estrellas de neutrones tienen densidades totales de 3,7×10<sup>17</sup> a 5,9×10<sup>17</sup> kg/m³ (de 2,6×10<sup>14</sup> a 4,1×10<sup>14</sup> veces la densidad del Sol),<ref name=nota-3 group=lower-alpha /> comparable con la densidad aproximada de un núcleo atómico de 3×10<sup>17</sup> kg/m³.<ref name=calculating_density /> La densidad de una estrella de neutrones varía desde menos de 1×10<sup>9</sup> kg/m³ en la corteza, aumentando con la profundidad a más de 6×10<sup>17</sup> u 8×10<sup>17</sup> kg/m³ aún más adentro (más denso que un núcleo atómico).<ref name=Miller /> Esta densidad equivale aproximadamente a la masa de un [[Boeing 747]] comprimido en el tamaño de un pequeño grano de arena.
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 == Formación ==