galaxia2

INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

VOLVER A PORTADA

HISTORIA DE LA ASTRONOMÍA

SISTEMA SOLAR INTERNO

SISTEMA SOLAR EXTERNO

EL SOL Y LAS ESTRELLAS

FIN DE LAS ESTRELLAS MASIVAS

LA VÍA LÁCTEA

LAS GALAXIAS

EL UNIVERSO

EL BIG BANG

LOS PLANETAS Y LA VIDA

IMÁGENES ASTRONOMÍA

 

EL FIN DE LAS ESTRELLAS MASIVAS

Una estrella de neutrones

 

Supernovas y estrellas de neutrones
Una supergigante
Una supernova
Nucleosíntesis estelar
Una estrella de neutrones
Un púlsar
La radiación de los púlsares

Las fuentes X y gamma
Las fuentes de rayos X
El enigma de las explosiones de rayos gamma
El origen de las explosiones de rayos gamma

La relatividad restringida
El fin del espacio absoluto
La relatividad restringida
La dilatación del tiempo
La contracción del espacio y el espacio-tiempo

La relatividad general
El principio de equivalencia
La relatividad general y la curvatura del espacio-tiempo
Las verificaciones de la relatividad general
La onda gravitacional
La lente gravitacional

Los agujeros negros
Un agujero negro
El espacio-tiempo alrededor de un agujero negro
Un agujero negro histórico: Cygnus X-1

 

 

 

 

sol-en-rayos-x

Imagen que ofrece una fotografía del sol en rayos x. Crédito: NASA Goddard Laboratory for Atmospheres

 

BlackHole

Visión artística de un agujero negro con disco de acreción. Crédito: Jörn Wilms (Tübingen) et al.; ESA

Una estrella de neutrones

El residuo central de una explosión de supernova tiene todas las posibilidades de tener una masa superior al límite de Chandrasekhar y de no poder dar origen a una enana blanca. Es, así pues, que un nuevo tipo de cuerpo hace su aparición: una estrella de neutrones.

En efecto, para una estrella suficientemente masiva, el guión del colapso final es diferente del que conduce a las enanas blancas. El umbral de masa inicial de la estrella, es decir, antes de las pérdidas de materia por vientos estelares, es estimado en ocho masas solares.

En este caso, durante el colapso de la estrella, la energía de los electrones es suficiente para que se produzca un nuevo tipo de reacción en el cual electrones y protones se combinan para producir neutrones. Muy rápidamente, toda la materia de la estrella se transforma enteramente en neutrones.

Al mismo tiempo, el número de electrones cae rápidamente, lo que provoca una disminución de su presión de degeneración. La gravedad se encuentra entonces sin obstáculo, y la estrella continúa colapsando sobre sí misma.

 

0052_xray_widefield

 

Una imagen en rayos X de los chorros de materia y antimateria que se alejan de la estrella de neutrones en el centro de la nebulosa del Cangrejo. Esta imagen ha sido tomada en 2002 por el satélite Chandra. El anillo central tiene un diámetro aproximado de un año-luz. Crédito: NASA / CXC / ASU / J. Hester y al.

Una nueva presión de degeneración

El proceso se para cuando la materia alcanza una densidad similar a la de los núcleos atómicos. Aparece entonces una nueva fuerza, la presión de degeneración de los neutrones, que está en condiciones de estabilizar la estrella.

Esta presión es de naturaleza similar a la que producen los electrones. Interviene cuando los neutrones son comprimidos unos contra otros y comienzan a ser fuertemente agitados a causa del principio de incertidumbre. Es mucho más potente que su prima electrónica, lo que explica que puede resistir a la gravedad de una estrella masiva.

Obtenemos entonces un nuevo tipo de cuerpo, mucho más pequeño y denso que una enana blanca: una estrella de neutrones. Mientras que el diámetro típico de una enana blanca es de 10.000 kilómetros, una estrella de neutrones tiene un tamaño del orden de algunas decenas de kilómetros.

Una densidad extraordinaria

Un diámetro mil veces más pequeño significa, a igual masa, una concentración de materia mil millones de veces más fuerte. La densidad media de una estrella de neutrones es así de  mil billones  de veces la del agua. Un centímetro cúbico de su materia tendría una masa de mil millones de toneladas.

A esta densidad extraordinaria, la materia no tiene una gran relación con la que podemos observar sobre la Tierra. Es posible, sin embargo, recurrir a la física teórica para comprender las estrellas de neutrones. Así fue posible determinar la estructura interna de este cuerpo.

Sumergiéndose hacia el interior, se encuentra, en primer lugar, una corteza cristalina formada por núcleos atómicos, en particular núcleos de hierro. Luego, vienen neutrones y protones en estado libre, primero bajo forma líquida, luego, más profundamente, en estado sólido. Por fin, aparece el núcleo, en el cual no existen ya protones y neutrones, pero se disocian en sus constituyentes íntimos: los quarks. Todo esto, evidentemente, es muy especulativo, y lo será durante mucho tiempo.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

Valid HTML 4.01 Transitional

© antonioheras.com 2013