INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

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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.

 

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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)

 

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