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Estrella neutrón

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La primera estrella de neutrones que se observó directamente en luz visible fue RX J185635-3754.

UNA estrella neutrón es una estrella extremadamente densa y compacta con un interior que se cree que está compuesto principalmente por neutrones. Se forma a partir del remanente colapsado de una estrella masiva durante una explosión de supernova, y representa uno de los pocos puntos finales posibles de la evolución estelar. Una estrella de neutrones altamente magnetizada y de rotación rápida que emite ondas de radio se llama pulsar.

Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1.35 y 2.1 masas solares, con un radio correspondiente entre 10 y 20 km, aproximadamente 30,000 a 70,000 veces más pequeño que el Sol. Así, la densidad de una estrella de neutrones (estimada en 8 × 1013 a 2 × 1015 g / cm³) está cerca de la de un núcleo atómico.12

Historia de descubrimientos.

En 1932, Sir James Chadwick descubrió el neutrón como una partícula elemental.3 Por ese descubrimiento, recibió el Premio Nobel de Física en 1935.

En 1933, solo un año después del descubrimiento de Chadwick, Walter Baade y Fritz Zwicky propusieron la existencia de la estrella de neutrones.4 Al buscar una explicación para el origen de una supernova, propusieron que la estrella de neutrones se forme en una supernova. Las supernovas son estrellas moribundas que aparecen repentinamente en el cielo, con una luminosidad tan fuerte (en el rango óptico) que podrían eclipsar a toda una galaxia durante días o semanas. Baade y Zwicky propusieron que la liberación de la energía de unión gravitacional de las estrellas de neutrones alimenta a la supernova: "En el proceso de supernova, la masa en masa se aniquila". Si la parte central de una estrella masiva antes de su colapso contiene (por ejemplo) tres masas solares, entonces se puede formar una estrella de neutrones de dos masas solares. La energía vinculante mi de dicha estrella de neutrones, cuando se expresa en unidades de masa (a través de la fórmula de equivalencia masa-energía mi = mc²) es una masa solar. En última instancia, es esta energía la que alimenta a la supernova.

En 1965, Antony Hewish y Samuel Okoye descubrieron "una fuente inusual de alta temperatura de brillo de radio en la Nebulosa del Cangrejo".5 Esta fuente resultó ser la estrella de neutrones de la Nebulosa del Cangrejo que resultó de la gran supernova de 1054 E.C.

En 1967, Jocelyn Bell y Antony Hewish descubrieron pulsos de radio regulares desde la ubicación de la fuente de radio Hewish y Okoye. Este púlsar se interpretó más tarde como originario de una estrella de neutrones aislada y giratoria. La fuente de energía del púlsar es la energía rotacional de la estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones más conocidas son de este tipo.

En 1971, Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier y H. Tananbaum descubrieron pulsaciones de 4.8 segundos en una fuente de rayos X en la constelación Centaurus, Cen X-3. Interpretaron esto como el resultado de una estrella de neutrones caliente y giratoria. La fuente de energía es gravitacional y resulta de una lluvia de gas que cae sobre la superficie de la estrella de neutrones desde una estrella compañera o el medio interestelar.

En 1974, Antony Hewish fue galardonado con el Premio Nobel de Física "Por su papel decisivo en el descubrimiento de los púlsares".6

Formación

Cuando una estrella masiva (con una masa 4-8 veces mayor que la del Sol) ha quemado prácticamente todo su combustible nuclear, puede explotar para formar una supernova. Las capas externas de la estrella son expulsadas, dejando un "remanente de supernova". La región central (núcleo) de la estrella se colapsa tan fuertemente bajo la gravedad que los protones y los electrones se unen para formar neutrones. Es por esto que la estrella se llama "estrella de neutrones".7

Una estrella de neutrones retiene la mayor parte de su momento angular. Dado que tiene solo una pequeña fracción del radio de su progenitor (y, por lo tanto, su momento de inercia se reduce drásticamente), se forma una estrella de neutrones con una velocidad de rotación muy alta y luego se desacelera gradualmente. Se sabe que las estrellas de neutrones tienen períodos de rotación entre aproximadamente 1,4 milisegundos (ms) y 30 segundos (s).

La compacidad de la estrella de neutrones también le da una gravedad superficial muy alta, 2 × 1011 a 3 × 1012 veces más fuerte que el de la Tierra. Una medida de la inmensa gravedad es que las estrellas de neutrones tienen una velocidad de escape de alrededor de 150,000 km / s, o alrededor del 50 por ciento de la velocidad de la luz. Por lo tanto, la materia que cae sobre la superficie de una estrella de neutrones golpearía la estrella a 150,000 km / s, en cuyo caso se espera que sea aplastada por su propio peso en un charco de menos de un átomo de espesor.

Estructura

Un modelo de la estructura interna de una estrella de neutrones.

La comprensión actual de la estructura de las estrellas de neutrones está definida por los modelos matemáticos existentes. Una estrella de neutrones es tan densa que una cucharadita de su material pesaría 100 millones de toneladas métricas (100 Gg, 100 × 109 kg). Sobre la base de los modelos actuales, la materia en la superficie de una estrella de neutrones se compone de núcleos atómicos y electrones ordinarios.

La "atmósfera" de la estrella tiene aproximadamente un metro de espesor, debajo de la cual se encuentra una "corteza" sólida. Al avanzar hacia adentro, uno encuentra núcleos con un número cada vez mayor de neutrones; tales núcleos se descompondrían rápidamente en la Tierra pero se mantendrían estables por tremendas presiones. Avanzando más profundo, uno llega a un punto llamado goteo de neutrones, donde los neutrones libres se escapan de los núcleos. En esta región, hay núcleos, electrones libres y neutrones libres. Los núcleos se vuelven cada vez más pequeños hasta que se alcanza el núcleo, por definición, el punto donde desaparecen por completo.

La naturaleza exacta de la materia superdensa en el núcleo aún no se comprende bien. Si bien esta sustancia teórica se conoce como neutronio en la ciencia ficción y la literatura popular, el término "neutronio" rara vez se usa en publicaciones científicas, debido a la ambigüedad sobre su significado. El término "materia degenerada de neutrones" a veces se usa, aunque no universalmente, ya que incorpora suposiciones sobre la naturaleza del material del núcleo de la estrella de neutrones. El material del núcleo de la estrella de neutrones podría ser cualquiera de los siguientes:

  • una mezcla superfluida de neutrones con algunos protones y electrones;
  • una mezcla de partículas de alta energía como piones y kaones además de neutrones;
  • materia extraña que incorpora quarks más pesados ​​que quarks arriba y abajo; o
  • materia de quark no unida en hadrones. (Una estrella compacta compuesta completamente de materia extraña se llamaría una estrella extraña).

Hasta ahora, sin embargo, las observaciones no han indicado ni descartado tales estados exóticos de la materia.

Núcleos gigantes?

Una estrella de neutrones tiene algunas de las propiedades de un núcleo atómico, incluida su densidad y su contenido de nucleones. En la escritura científica popular, las estrellas de neutrones a veces se describen como núcleos gigantes. Sin embargo, las estrellas de neutrones y los núcleos atómicos son bastante diferentes en otros aspectos. En particular, un núcleo se mantiene unido por la fuerza fuerte, mientras que una estrella de neutrones se mantiene unida por la gravedad. En general, es más útil considerar objetos como estrellas.

Rotación

Las estrellas de neutrones giran extremadamente rápido después de su creación, debido a la conservación del momento angular. Al igual que la velocidad creciente de un patinador de hielo tirando de sus brazos, la lenta rotación del núcleo de la estrella original se acelera a medida que se encoge. Una estrella de neutrones recién nacida puede girar varias veces por segundo. A veces, al orbitar una estrella compañera y acumular materia de ella, la estrella de neutrones puede aumentar esta velocidad a varios cientos de veces por segundo, distorsionándose en una forma esferoide achatada (una protuberancia ecuatorial) a pesar de su propia gravedad inmensa.

Con el tiempo, las estrellas de neutrones se ralentizan porque sus campos magnéticos giratorios irradian energía. Las estrellas de neutrones más viejas pueden tardar varios segundos en cada revolución.

La velocidad a la que una estrella de neutrones ralentiza su rotación suele ser constante y muy pequeño. Las tasas observadas están entre 10-10 y 10-21 segundo para cada rotación. En otras palabras, para una tasa de desaceleración típica de 10-15 segundos por rotación, una estrella de neutrones que actualmente gira una vez en un segundo rotará una vez en 1.000003 segundos después de un siglo, o una vez en 1.03 segundos después de un millón de años.

A veces, una estrella de neutrones girar o someterse a un falla, un aumento rápido e inesperado de su velocidad de rotación (de la misma escala extremadamente pequeña que la desaceleración constante). Se cree que las fallas son el efecto de un "terremoto estelar": a medida que la rotación de la estrella se ralentiza, la forma se vuelve más esférica. Debido a la rigidez de la corteza de 'neutrones', esto sucede como eventos discretos durante la ruptura de la corteza, similar a los terremotos tectónicos. Después del terremoto, la estrella tendrá un radio ecuatorial más pequeño y (debido a que se conserva el momento angular) aumenta la velocidad de rotación.

Las estrellas de neutrones pueden "pulsar" debido a la aceleración de partículas cerca de los polos magnéticos, que no están alineados con el eje de rotación de la estrella. A través de mecanismos aún no entendidos del todo, estas partículas producen haces coherentes de emisión de radio. Los espectadores externos ven estos rayos como pulsos de radiación cada vez que el polo magnético pasa por la línea de visión. Los pulsos vienen a la misma velocidad que la rotación de la estrella de neutrones y, por lo tanto, aparecen periódicamente. Así, el nombre "pulsar" se le da a una estrella de neutrones que emite tales pulsos.

La estrella de neutrones de rotación más rápida actualmente conocida, PSR J1748-2446C.E., Gira a 716 revoluciones por segundo.8 Un artículo reciente informó la detección de una oscilación de explosión de rayos X (una medida indirecta de giro) a 1122 Hz de la estrella de neutrones XTE J1739-285.9 Sin embargo, esta señal se ha visto solo una vez hasta ahora, y debe considerarse como provisional hasta que se confirme por otro estallido de esta estrella.

Subtipos

  • Estrella neutrón
    • Estrellas de neutrones silenciosas
    • Estrellas de neutrones emisoras de radio
      • Púlsares individuales: término general para estrellas de neutrones que emiten pulsos de radiación dirigidos hacia nosotros a intervalos regulares (debido a sus fuertes campos magnéticos).
        • Pulsar impulsado por rotación ("radio pulsar")
          • Magnetar: una estrella de neutrones con un campo magnético extremadamente fuerte (1000 veces más que una estrella de neutrones normal) y largos períodos de rotación (cinco a 12 segundos).
            • Repetidor de gamma suave
            • Pulsante anómalo de rayos X
      • Púlsares binarios
        • Púlsar accionado por acreción ("Pulsar de rayos X")
          • Burster de rayos X: una estrella de neutrones con un compañero binario de baja masa de la cual se acumula la materia, lo que resulta en explosiones irregulares de energía de la superficie de la estrella de neutrones.
          • Púlsar de milisegundos ("púlsar reciclado")
      • Quark Star: un tipo de estrella de neutrones actualmente hipotético compuesto de materia de quark o materia extraña. A partir de febrero de 2007, hay tres candidatos.
      • Estrella de preón: un tipo de estrella de neutrones actualmente hipotética compuesta de materia de preón. A partir de 2007, no hay evidencia de la existencia de preones.

Ver también

  • Magnetar
  • Neutrón
  • Pulsar
  • Cuarc
  • Estrella
  • Supernova
  • enano blanco

Notas

  1. ↑ Cálculo de la densidad de una estrella de neutrones NASA. Consultado el 24 de junio de 2008.
  2. ↑ En general, las estrellas compactas de menos de 1,44 masas solares, el límite de Chandrasekhar, son enanas blancas; por encima de dos o tres masas solares (el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff), se podría crear una estrella Quark, sin embargo, esto es incierto. El colapso gravitacional siempre ocurrirá en cualquier estrella de más de cinco masas solares, produciendo inevitablemente un agujero negro.
  3. ↑ James Chadwick (1932), Sobre la posible existencia de un neutrón, Naturaleza 129:312.
  4. ^ Walter Baade y Fritz Zwicky (1933), Supernovas y rayos cósmicos, Phys. Rvdo. 46.
  5. ↑ A. Hewish y S. Okoye (1965), evidencia de una fuente inusual de alta temperatura de brillo de radio en la Nebulosa del Cangrejo, Naturaleza 207:59.
  6. ↑ Samuel Okoye y Jocelyn Bell, quienes compartieron el descubrimiento, no recibieron el premio.
  7. ↑ Estrellas de neutrones y púlsares Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA. Consultado el 24 de junio de 2008.
  8. ^ Jason W.T. Hessels, et al. (2006), A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz Consultado el 24 de junio de 2008.
  9. ^ P. Kaaret, y col. (2007), Evidencia de oscilaciones de ráfaga de rayos X de 1122 Hz del transitorio de rayos X de la estrella de neutrones XTE J1739-285 El diario astrofísico 657 (2): L97-L100. Consultado el 24 de junio de 2008.

Referencias

  • Camenzind, M. 2007. Objetos compactos en astrofísica: enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros. Biblioteca de Astronomía y Astrofísica. Berlín: Springer. ISBN 978-3540257707
  • Glendenning, Norman K. 2000. Estrellas compactas: física nuclear, física de partículas y relatividad general2da ed. Biblioteca de Astronomía y Astrofísica. Nueva York: Springer. ISBN 0387989773
  • Haensel, P., A.Y. Potekhin y D.G. Yakovlev. 2006 Estrellas de neutrones 1: ecuación de estado y estructura. Biblioteca de Astrofísica y Ciencias del Espacio. Nueva York: Springer. ISBN 0387335439
  • Kaaret, P. y col. 2007. Evidencia de oscilaciones de ráfaga de rayos X de 1122 Hz del transitorio de rayos X de la estrella de neutrones XTE J1739-285 El diario astrofísico 657 (2): L97-L100. Consultado el 24 de junio de 2008.

Enlaces externos

Todos los enlaces recuperados el 16 de noviembre de 2018.

  • Introducción a las estrellas de neutrones
  • NASA ve estructura oculta de estrella de neutrones en terremoto SpaceDaily.com.

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