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Estrella de neutrones

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[1]​ es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella[2]​ 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,[3]​[4]​[a]​[5]​[6]​[7]​[7]​ con un radio correspondiente aproximado de 12 km.[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.[8]​ 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).[9]​ 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 desconfinados 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.

Las estrellas de neutrones que se pueden observar son muy calientes y suelen tener una temperatura superficial de alrededor de 600 000 K.[7]​[10]​[d]​ El material de la estrella de neutrones es notablemente denso: una caja de cerillas de tamaño normal que contuviera material de estrella de neutrones tendría un peso aproximado de 3 mil millones de toneladas, el mismo peso que un trozo de 0,5 kilómetros cúbicos de la Tierra (un cubo con aristas de unos 800 metros) de la superficie terrestre.[11]​[12]​ Sus campos magnéticos son entre 108 y 1015 (100 millones y 1 mil billones) veces más fuertes que el campo magnético de la Tierra. El campo gravitatorio en la superficie de la estrella de neutrones es aproximadamente 2×10 11 (200 000 millones) veces el del campo gravitatorio de la Tierra.

A medida que el núcleo de la estrella colapsa, su velocidad de rotación aumenta debido a la conservación del momento angular, y las estrellas de neutrones recién formadas giran hasta varios cientos de veces por segundo. Algunas estrellas de neutrones emiten haces de radiación electromagnética que las hacen detectables como púlsares. De hecho, el descubrimiento de púlsares por Jocelyn Bell Burnell y Antony Hewish en 1967 fue el primer indicio observacional de la existencia de estrellas de neutrones. Se cree que la radiación de los púlsares se emite principalmente desde regiones cercanas a sus polos magnéticos. Si los polos magnéticos no coinciden con el eje de rotación de la estrella de neutrones, el haz de emisión barrerá el cielo. Visto desde lejos, si el observador se encuentra en algún punto de la trayectoria del haz, éste aparecerá como pulsos de radiación procedentes de un punto fijo del espacio (esto es el efecto faro). La estrella de neutrones que gira más rápido que se conoce es PSR J1748-2446ad, que gira a una velocidad de 716 veces por segundo[13]​[14]​ o 43 000 revoluciones por minuto, lo que da una velocidad lineal en la superficie del orden de 0,24c (es decir, casi una cuarta parte de la velocidad de la luz).

Se cree que hay alrededor de mil millones de estrellas de neutrones en la Vía Láctea,[15]​ y, como mínimo, varios cientos de millones, cifra que se obtiene estimando el número de estrellas que han sufrido explosiones de supernova.[16]​ Sin embargo, la mayoría son viejas y frías e irradian muy poco; la mayoría de las estrellas de neutrones que se han detectado se dan sólo en determinadas situaciones en las que sí irradian, como si son un púlsar o parte de un sistema binario. Las estrellas de neutrones de rotación lenta y que no emiten radiación son casi indetectables; sin embargo, desde que el telescopio espacial Hubble detectó RX J1856.5-3754 en la década de 1990, se han detectado unas pocas estrellas de neutrones cercanas que parecen emitir sólo radiación térmica. Se conjetura que los repetidores gamma suaves son un tipo de estrellas de neutrones con campos magnéticos muy fuertes, conocidos como magnetars, o alternativamente, estrellas de neutrones con discos fósiles a su alrededor.[17]​

Ilustracion artistica de la fusion de 2 estrellas de neutrones provocando los brotes cortos de rayos gamma (BRG) que duran aproximadamente entre 1 o 2 segundos.[18]​

Las estrellas de neutrones en sistemas binarios[19]​ pueden sufrir acreción, lo que normalmente hace que el sistema brille en rayos Xs, mientras que el material que cae sobre la estrella de neutrones puede formar puntos calientes que giran dentro y fuera de la vista en sistemas púlsar de rayos X identificados. Además, esta acreción puede "reciclar" púlsares viejos y hacer que ganen masa y giren a velocidades de rotación muy rápidas, formando los llamados púlsares de milisegundos. Estos sistemas binarios seguirán evolucionando, y finalmente las compañeras pueden convertirse en objetos compactos como enanas blancas o estrellas de neutrones, aunque otras posibilidades incluyen la destrucción completa de la compañera mediante ablación o fusión. La fusión de estrellas de neutrones binarias puede ser la fuente de estallidos de rayos gamma de corta duración y es probable que sean fuertes fuentes de ondas gravitacionaless. En 2017, se observó una detección directa (GW170817) de las ondas gravitacionales de un evento de este tipo,[20]​ y también se han observado indirectamente ondas gravitacionales en el que dos estrellas de neutrones orbitan una alrededor de la otra.

  1. ↑ @NatGeoES (12 de noviembre de 2009). «Estrellas de neutrones». National Geographic. Consultado el 7 de junio de 2024. 
  2. ↑ @NatGeoES (12 de noviembre de 2009). «Estrellas de neutrones». National Geographic. Consultado el 7 de junio de 2024. 
  3. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas Kiziltan_Kottas_Thorsett
  4. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas ask_astro
  5. ↑ Kiziltan, Bulent (2011). Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars (en inglés). Universal-Publishers. ISBN 1-61233-765-1. 
  6. ↑ «Neutron star mass measurements». Archivado desde el original el 8 de agosto de 2014. Consultado el 5 de agosto de 2014. 
  7. ↑ a b c «Mediciones de masa de estrellas de neutrones». Archivado desde el original el 8 de agosto de 2014. Consultado el 5 de agosto de 2014. 
  8. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas calculating_density
  9. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas Miller
  10. ↑ «Pregunte a un astrofísico». imagine.gsfc.nasa.gov. Archivado desde el original el 2 de noviembre de 2014. Consultado el 7 de agosto de 2019. 
  11. ↑ «Recorre el cielo de ASM». heasarc.gsfc.nasa.gov. Archivado desde el original el 22 de marzo de 2023. Consultado el 23 de mayo de 2016. 
  12. ↑ «Densidad de la Tierra». 10 de marzo de 2009. Archivado desde el original el 12 de noviembre de 2013. Consultado el 23 de mayo de 2016. 
  13. ↑ Hessels, Jason; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo C. C. et al. (2006). «Un púlsar de radio girando a 716 Hz». Science 311 (5769): 1901-1904. Bibcode:2006Sci...311.1901H. PMID 16410486. S2CID 14945340. arXiv:astro-ph/0601337.  Parámetro desconocido |citeseerx= ignorado (ayuda)
  14. ↑ Naeye, Robert (13 de enero de 2006). «El púlsar giratorio bate un récord». Sky & Telescope. Archivado desde el original el 29 de diciembre de 2007. Consultado el 18 de enero de 2008. 
  15. ↑ «NASA.gov». Archivado desde el original el 8 de septiembre de 2018. Consultado el 5 de agosto de 2020. 
  16. ↑ Camenzind, Max (24 de febrero de 2007). archive.org/web/20210429203757/https://books.google.com/books?id=Nh68nl0abhMC&pg=PA269 Objetos compactos en Astrofísica: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes. Springer Science & Business Media. p. 269. Bibcode:2007coaw.book.....C. ISBN 978-3-540-49912-1. Archivado desde el original el 29 de abril de 2021. Consultado el 6 de septiembre de 2017. 
  17. ↑ Zhang, Bing; Xu, R. X.; Qiao, G. J. (2000). «Naturaleza y crianza: un modelo para los repetidores de rayos gamma suaves». The Astrophysical Journal 545 (2): 127-129. Bibcode:Z 2000ApJ...545L.127 Z. S2CID 14745312. arXiv:astro-ph/0010225. 
  18. ↑ «Nuevo Descubrimiento Sobre el Origen de los Estallidos de los Rayos Gamma». 
  19. ↑ «Computación: Concepto, historia, impacto y áreas de estudio». https://concepto.de/. Consultado el 7 de junio de 2024. 
  20. ↑ Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams primer6 = C.; Adams, T.; Addesso, P.; Richard; Howard; Adhikari, R. X.; Huang-Wei (2017). «Observaciones multimensajero de una fusión binaria de estrellas de neutrones». The Astrophysical Journal Letters 848 (2): L12. Bibcode:2017ApJ...848L..12A. S2CID 217162243. arXiv:05833 1710. 05833. doi:10.3847/2041-8213/aa91c9. 


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