Las estrellas de neutrones
Definición de estrella de neutrones
Las estrellas de neutrones, los restos comprimidos de estrellas masivas que se han convertido en supernovas, son los objetos "normales" más densos del universo conocido. (Los agujeros negros son técnicamente más densos, pero están lejos de ser normales). Solo un cubo de azúcar de material de estrella de neutrones pesaría 100 millones de toneladas aquí en la Tierra, o casi lo mismo que toda la población humana. Aunque los astrónomos y los físicos han estudiado y se maravillaron de estos objetos durante décadas, quedan muchos misterios sobre la naturaleza de sus interiores: ¿los neutrones triturados se vuelven "superfluidos" y fluyen libremente? ¿Se descomponen en una sopa de quarks subatómicos u otras partículas exóticas? ¿Cuál es el punto de inflexión cuando la gravedad vence a la materia y forma un agujero negro?
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| Imagen del autor de una estrella de neutrones. Crédito: LIGO |
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, supernova por colapso de núcleo. 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.
Al final de su vida, una estrella muchas veces más pesada que el Sol se queda sin combustible en su núcleo, colapsa por su propio peso y estalla en una supernova. Las más pesadas de estas estrellas en explosión dejan agujeros negros. Los más ligeros nacen estrellas de neutrones, que acumulan más masa que el Sol en una esfera tan ancha como la isla de Manhattan de la ciudad de Nueva York.
Púlsar
Descubiertas en 1967 por Jocelyn Bell Burnell, los púlsares son estrellas de neutrones rotativas altamente magnetizadas que emiten un haz de radiación electromagnética desde sus polos. Los púlsares que giran más rápidamente, con períodos de rotación por debajo de 30 milisegundos, se conocen como púlsares de milisegundos (MSP). Dado que los púlsares giran con una velocidad y regularidad tan fenomenal, los astrónomos pueden usarlos como el equivalente cósmico de los relojes atómicos. Tal cronometraje preciso ayuda a los astrónomos a estudiar la naturaleza del espacio-tiempo, medir las masas de los objetos estelares y mejorar su comprensión de la relatividad general.
Los astrónomos creen que los MSP se forman en sistemas binarios cuando el componente inicialmente más masivo se convierte en una estrella de neutrones que luego gira debido a la acumulación de materia de la estrella secundaria. Las observaciones realizadas hasta ahora parecen apoyar esta teoría, ya que se ha descubierto que más de la mitad de los MSP conocidos tienen compañeros estelares.
Magnetar o magneto estrella
Se trata de estrellas de neutrones acompañadas de un campo magnético extremadamente potente, también se han encontrado magnetares que tienen una velocidad de giro relativamente lenta y generan ocasionalmente grandes explosiones de rayos X solo detectables por telescopios espaciales diseñados a tal efecto como el Telescopio Espacial de Rayos X Chandra de la NASA o el Telescopio Espacial XMM-Newton de la ESA. Estos últimos efectos en estos magnetares se creen que se producen porque se trata de estrellas de neutrones muy viejas de aproximadamente 500.000 años de antigüedad, se sospecha que ha medida que pasa el tiempo los magnetares se debilitan. Se han registrado solo cinco magnetares que también actúan como púlsares, lo que constituye menos del 0,2% de la población de estrellas de neutrones conocida.
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. 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.
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| En el corazón de la Nebulosa del Cangrejo. Si bien muchas otras imágenes de la famosa Nebulosa del Cangrejo se han enfocado en los filamentos en la parte exterior de la nebulosa, esta imagen muestra el corazón de la Nebulosa del Cangrejo, incluida la estrella de neutrones central: es la más a la derecha de las dos estrellas brillantes cerca del centro. de esta imagen. El rápido movimiento del material más cercano a la estrella central es revelado por el sutil arco iris de colores en esta imagen de lapso de tiempo, el efecto del arco iris se debe al movimiento del material a lo largo del tiempo entre una imagen y otra. Crédito: ESA / Hubble & NASA, Reconocimiento: Mahdi Zamani |
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 × 10^7 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 10^9 g/cm³.
Este ciclo sigue su efecto hasta llegar a densidades nucleares de 4 x 10^17 kg/m³; 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.
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
Límite de Chandrasekhar
El límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible de una estrella de tipo enana blanca. Si se supera este límite la estrella colapsará para convertirse en un agujero negro o en una estrella de neutrones (la mayoría de veces, en este último astro). Su valor fue calculado en 1930 por el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar a una edad de 19 años. En astrofísica, el límite de Chandrasekhar es el límite de masa más allá del cual la degeneración de electrones no es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, produciéndose un colapso que origina una estrella de neutrones o un agujero negro. Existe también, al menos en teoría, un tercer posible resultado de este colapso, que daría lo que se conoce como a una estrella de quarks, pero estos astros nunca se han observado, así que quedan como una idea interesante, pero infundada.
Este límite equivale a aproximadamente 1,44 masas solares, y es la masa máxima posible en una enana blanca. Si ésta superase el límite de Chandrasekhar, se colapsaría para convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro. De forma similar, también existe un límite a la masa que las estrellas de neutrones pueden soportar. En este caso, son los neutrones quienes están degenerados y pueden soportar una masa del orden de 2,20 masas solares. Este es el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff.
Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV)
El límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) es un límite superior para la masa de estrellas compuestas de materia neutrónica degenerada (estrellas de neutrones). Es análogo al límite de Chandrasekhar para una estrella blanca enana (enana blanca). Cuando una estrella de neutrones lo supera, no puede ya mantenerse a sí misma, y colapsa en un agujero negro.
El límite de TOV hoy en día se sitúa entre 2,10 – 2,25 masas solares.
Tamaño
El tamaño estimado para una estrella de neutrones puede oscilar entre 1,5 y 2,25 masas solares, y de entre 15 y 30 quilómetros de diámetro. Los estudios que hemos realizado sobre distintos púlsares de distintas masas nos indican que el tamaño apenas varía de las estrellas menos masivas a los más masivas.
Estructura
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| Los científicos creen que las estrellas de neutrones tienen capas. Como se muestra en esta ilustración, el estado de la materia en sus núcleos internos sigue siendo un misterio. Créditos: Centro de vuelos espaciales Goddard de la NASA / Laboratorio de imágenes conceptuales |
Los científicos creen que las estrellas de neutrones tienen capas. En la superficie, una fina atmósfera de átomos de hidrógeno o helio descansa sobre una corteza sólida de átomos más pesados. En la corteza, el rápido aumento de la presión quita electrones de los núcleos atómicos. Más abajo, en el núcleo externo, los núcleos se dividen en neutrones y protones. La inmensa presión aplasta los protones y los electrones para formar un mar de neutrones en su mayoría que eventualmente se empaquetan hasta dos veces la densidad de un núcleo atómico.
Los físicos se han estado planteando que forma la materia interna del núcleo desde que Walter Baade y Fritz Zwicky propusieron la existencia de estrellas de neutrones en 1934. Para responderla, los astrónomos necesitan medidas precisas tanto de los tamaños como de las masas de estos objetos. Esto les permite calcular la relación entre la presión y la densidad en el núcleo interno de la estrella y evaluar la capacidad de compresión final de la materia.
En los modelos tradicionales de una estrella de neutrones típica, una con aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol, los físicos esperan que el núcleo interno esté mayormente lleno de neutrones. La densidad más baja asegura que los neutrones permanezcan lo suficientemente separados como para permanecer intactos, y esta rigidez interna da como resultado una estrella más grande.
En estrellas de neutrones más masivas, la densidad del núcleo interno es mucho mayor, lo que hace que los neutrones se acerquen más. No está claro si los neutrones pueden permanecer intactos en estas condiciones o si, en cambio, se descomponen en quarks. Los teóricos sospechan que se hacen añicos bajo la presión, pero quedan muchas preguntas sobre los detalles. Para obtener respuestas, los científicos necesitan una medición precisa del tamaño de una estrella de neutrones masiva. Una estrella más pequeña favorecería escenarios en los que los quarks deambulan libremente en las profundidades más internas porque las partículas más pequeñas pueden empaquetarse más de cerca. Una estrella más grande sugeriría la presencia de formas más complejas de materia.
Para obtener las medidas precisas necesarias se observan estrellas de neutrones que giran rápidamente llamadas púlsares. Se forman puntos calientes brillantes que emiten rayos X en las superficies de estos objetos. A medida que los púlsares giran, sus puntos aparecen y desaparecen de la vista como los rayos de un faro, produciendo variaciones regulares en el brillo de los rayos X.
Pero los púlsares también son tan densos que su gravedad deforma el espacio-tiempo cercano, como una bola de boliche apoyada en un trampolín. Esta distorsión es lo suficientemente fuerte como para que la luz del lado lejano de la estrella, luz que de otro modo no podríamos detectar, sea redirigida hacia nosotros, lo que hace que el púlsar parezca más grande de lo que realmente es. La misma masa en un paquete más pequeño produce una mayor distorsión. Este efecto puede ser tan intenso que puede evitar que los puntos calientes desaparezcan por completo a medida que giran alrededor del púlsar.
Estudios sobre púlsares.
Las observaciones científicas encontraron que PSR J0740 + 6620 tiene un radio ecuatorial de aproximadamente 12,39 km y una masa de aproximadamente 2,07 masas solares. Es el púlsar más masivo encontrado hasta la fecha. El radio es consistente con los valores reportados por otros estudios, mientras que la masa es mayor de lo que se pensaba, ya que estudios previos señalaron valores entre 1,34 y 1,44 masas solares.
Según el estudio, PSR J0740 + 6620 tiene un período de giro de aproximadamente 2,88 ms por lo que se denomina Púlsar de Mili Segundos o MSP, y la densidad de la columna de hidrógeno neutro para este púlsar se estimó en un nivel de unos 450 trillones/cm. J0740 está ubicado a una distancia de unos 1.300 años luz de la Tierra. Estudios previos de este púlsar sugirieron que tiene una estrella secundaria, muy probablemente una enana blanca.
Enlaces de interés:
Bilbao, 3 de noviembre del 2021.
