Estrela de neutrons

Estrela de neutrons

Archiu:Neutron Star Manhattan.ogv Una estrela de neutrons és un tipo de remanente estelar resultant del colapse gravitacional d'una estrela supergigante massiva despuix d'agotar el combustible en el seu núcleu i explotar com una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Com el seu nom indica, estes estrelas estan compostes principalment de neutrons, més un atre tipo de partícules tant en la seua corfa sòlida de ferro, com en el seu interior, que pot contindre tant protones i electrons, com pionés i kaones. Les estreles de neutrons són molt calents i es recolzen en contra d'un major colapse per mig de pressió de degeneració quàntica, pel fenomen descrit pel principi d'exclusió de Pauli. Este principi establix que dos neutrons (o qualsevol atra partícula fermiónica) no poden ocupar el mateix espai i estat quàntic simultàneament.

Una estrela de neutrons típica té una massa entre 1,35 i 2,1 masses solars, en un radi corresponent aproximat de 12 km. En canvi, el radi del Sol és d'unes 60 000 voltes eixa sifra. Les estreles de neutrons tenen densitat totals de 3,7×10¹⁷ a 5,9×10¹⁷ kg/m³ (de 2,6×10¹⁴ a 4,1×10¹⁴ voltes la densitat del Sol), comparable en la densitat aproximada d'un núcleu atòmic de 3×10¹⁷ kg/m³. La densitat d'una estrela de neutrons varia des de menys de 1×10⁹ kg/m³ en la corfa, aumentant en la profunditat a més de 6×10¹⁷ o 8×10¹⁷ kg/m³ encara més adins (més dens que un núcleu atòmic). Esta densitat equival aproximadament a la massa d'un Boeing 747 comprimit en el tamany d'un chicotet gra d'arena.

Les estreles compactes de menys d'1,44 masses solars —el llímit de Chandrasekhar— són nanes blanques, creades a partir d'estreles progenitores menys massives (com el Sol) i en un mecanisme de formació diferent. Per damunt d'1,5 a 3 masses solars —el llímit de Tolman-Oppenheimer-Volkoff— podria crear-se una estrela de quarks; no obstant, l'existència d'estos objectes és encara solament hipotètica. També podrien existir estreles híbrides, que contarien en un núcleu compost per quarks desconfinados i matèria ordinària en les seues capes més externes. Algunes estreles de neutrons giren ràpidament i emeten rajos de radiació electromagnètica, que per l'inclinament de l'eix de rotació respecte al magnètic, poden vore's com púlsarés.

Les estreles de neutrons que es poden observar són molt calents i solen tindre una temperatura superficial d'al voltant de 600 000 K. El material de l'estrela de neutrons és notablement dens: una caixa de cerillas de tamany normal que continguera material d'estrela de neutrons tindria un pes aproximat de 3 mil millons de tonellades, el mateix pes que un tros de 0,5 quilómetros cúbics de la Terra (una gaveta en arestes d'uns 800 metros) de la superfície terrestre. Els seus camps magnètics són entre 10⁸ i 10¹⁵ (100 millons i 1000 billons) de voltes més fortes que el camp magnètic de la Terra. El camp gravitatorio en la superfície de l'estrela de neutrons és aproximadament 2×10¹¹ (200 000 millons) voltes el del camp gravitatorio de la Terra.

A mida que el núcleu de l'estrela colapsa, la seua velocitat de rotació aumenta per la conservació del moment angular, i les estreles de neutrons recent formades giren fins a varis centenars de voltes per segon. Algunes estreles de neutrons emeten fas de radiació electromagnètica que les fan detectables com púlsares. De fet, el descobriment de púlsares per Jocelyn Bell Burnell i Antony Hewish en 1967 va ser el primer indici observacional de l'existència d'estreles de neutrons. Es creu que la radiació dels púlsares s'emet principalment des de regions propenques als seus pols magnètics. Si els pols magnètics no coincidixen en l'eix de rotació de l'estrela de neutrons, el fes d'emissió agranarà el cel. Vist des de llunt, si l'observador es troba en algun punt de la trayectòria del fes, este apareixerà com a polsos de radiació procedents d'un punt fix de l'espai (açò és el seu%20camp%20magn%C3%A9tico%20forma%20una%20espècie%20de%20far%20c%C3%B3smico.%20El%20far%20ocorre%20quan%20el%20camp%20magn%C3%A9tico%20es%20desalinea%20en%20el%20moment%20angular%20i%20es%20forma%20una%20espècie%20de%20chorrada%20de%20llum%20en%20una%20periodicitat%20precisa. efecte far). L'estrela de neutrons que gira més ràpit que es coneix és PSR J1748-2446ad, que gira a una velocitat de 716 voltes per segon o 43 000 revolucions per minut, lo que dona una velocitat llineal en la superfície de l'orde de 0,24c (és dir, casi una quarta part de la velocitat de la llum).

Es creu que hi ha al voltant de mil millons d'estreles de neutrons en la Via Làctea, i, com a mínim, varis centenars de millons, sifra que s'obté estimant el número d'estreles que han sofrit explosions de supernova. No obstant, la majoria són velles i fredes, i irradian molt poc; la majoria de les estreles de neutrons que s'han detectat es donen només en determinades situacions en les que sí irradian, com si foren un púlsar o part d'un sistema binario. Les estreles de neutrons de rotació llenta i que no emeten radiació són casi indetectables; no obstant, des de que el telescopi espacial Hubble va detectar RX J1856.5-3754 en la década de 1990, s'han detectat unes poques estreles de neutrons propenques que semblen emetre només radiació tèrmica. Es conjectura que els repetidors gamma suaus són un tipo d'estrela de neutrons en camps magnètics molt forts, coneguts com magnetars, o alternativament, estreles de neutrons en discs fòssils al seu entorn.

Ilustracion artistica de la fusion de 2 estreles de neutrons provocant els brots curts de rajos gamma (BRG) que duren aproximadament entre 1 o 2 segons.

Les estreles de neutrons en sistemes binarios poden sofrir acreció, lo que normalment fa que el sistema lluïxca en rajos X, mentres que el material que cau sobre l'estrela de neutrons pot formar punts calents que giren dins i fòra de la vista en sistemes púlsar de rajos X identificats. Ademés, esta acreció pot "reciclar" púlsares vells i fer que guanyen massa i giren a velocitats de rotació molt ràpides, formant els cridats el%20univers%3A%20acullen%20centenars%20de%20mills%20de%20voltes%20la%20massa%20de%20la%20Terra%20en%20una%20esfera%20en%20un%20vaig donar%C3%A1metro%20de%20aproximadament%2024 púlsares de milisegons. Estos sistemes binarios seguiran evolucionant, i finalment les companyeres poden convertir-se en objectes compactes com nanes blanques o estreles de neutrons, encara que atres possibilitats inclouen la destrucció completa de la companyera per mig d'ablació o fusió. La fusió d'estreles de neutrons binarias pot ser la font d'esclats de rajos gamma de curta duració, i és provable que siguen fortes fonts d'ones gravitacionals. En 2017 es va observar una detecció directa (GW170817) de les ones gravitacionals d'un event d'este tipo, i també s'han observat indirectament ones gravitacionals en les que dos estreles de neutrons orbitan una al voltant de l'atra.

Formació

El model intern d'una estrela de neutrons.

Qualsevol estrela de la seqüència principal en una massa inicial de més de 8 masses solars pot convertir-se en una estrela de neutrons. Aixina, en este tipo d'estreles, en finalisar la fase primària de fusió d'hidrogen en la seua conseqüent separació de la seqüència principal, es produïx un calfament del núcleu, lo que possibilita atres tipos de fusions, pels quals es produïx un núcleu ric en ferro. Quan tot el combustible nuclear ha segut utilisat, el núcleu es torna inestable, en tindre que soportar la pressió de degeneració en solitari. Al mateix temps, se seguixen depositant materials pesats en el núcleu, fent que s'excedixca el llímit de Chandrasekhar. La pressió degenerada dels electrons aumenta i el núcleu es colapsa més ràpidament, aumentant la temperatura fins a 3 x 10⁹ K. A estes temperatures, es produïx la fotodesintegración (ruptura del núcleu de ferro en partícules alfa per rajos gamma d'alta energia). D'esta forma, les partícules alfa, en tindre menys càrrega, absorbixen en major facilitat els electrons que es fiquen en l'interior dels núcleus, combinant-se en els protones. També el heli resultant és susceptible de ser fotodesintegrado, per lo que es generaran ingents cantitats de protones lliures.

Açò produïx un aument encara major de la temperatura, ocasionant la formació de neutrons de l'unió de protones i electrons, per mig d'un procés conegut com captura electrònica, emetent neutrinos. En principi, la densitat necessària per a que es done la neutronización (recombinació d'electrons en protones per a donar neutrons) és de 2,4 × 10⁷ g/cm³. Com en les estreles degeneradas no hi ha protones lliures, la densitat necessària és, en realitat, més elevada, ya que els electrons han de superar una barrera coulombiana prou major, necessitant-se aproximadament uns 10⁹ g/cm³.

Fotodesintegración del ferro: $\gamma +{}^{56}\mathrm{F}\mathrm{e}\to 13\alpha +4n$

Fotodesintegración de l'heli: $\gamma +{}^4\mathrm{H}\mathrm{e}\to 2p+2n$

Este cicle seguix el seu efecte fins a aplegar a densitat nuclears de 4 x 10¹⁷ kg/m³ quan la pressió degenerada nuclear deté la contracció. L'atmòsfera exterior de l'estrela s'expulsa creant una supernova de tipo II o Ib, mentres que el restant es convertix en una estrela de neutrons, la massa dels quals serà menor que 5 masses solars (si la seua massa fora major s'acabaria convertint en un forat negre en ser la pressió de degeneració dels neutrons insuficient per a estabilisar el procés). També poden produir-se estreles de neutrons a partir de sistemes binarios. El seu núcleu quedarà format per ferro hiperdenso, junt en atres metals pesats, i seguirà compactar, en ser la seua massa massa gran i els electrons degenerados no ser capaces de detindre el colapse.

La fotodesintegración gela l'estrela compacta, ya que és una reacció endotèrmica que absorbix part de la calor interna de la mateixa. Per una atra part, la concentració d'electrons disminuïx en ser absorbits pels núcleus, provocant una caiguda en picat de la pressió de degeneració, accelerant encara més el colapse. Els núcleus sobrecarregats de neutrons els perden, deixant-los lliures, i passen a formar part d'una massa compacta de neutrons anomenada neutronio.

El procés continua fins a alcançar la densitat de degeneració dels neutrons, aproximadament entorn a 10¹⁴ g/cm³, moment en el que casi tota la massa de l'estrela s'haurà transformat bàsicament en neutrons, encara que contindrà certa cantitat d'atres bariones adicionals pel procés d'hiperonización. El núcleu de neutrons i bariones en estat degenerado deurà tindre una massa inferior a unes tres masses solars, denominat llímit de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. En cas que tinga una massa superior, el colapse de l'estrela de neutrons no pot detindre's, sino que, es creu, aplega a formar un forat negre. Alguns científics especulen sobre la possible existència d'un estat intermig entre estrela de neutrons i forat negre; es tractaria de l'estrela de quarks, pero tal objecte no ha segut observat encara. No obstant, existixen varis candidats a estrela de quarks, com RJX J185635-375.

Característiques

La principal característica de les estreles de neutrons és que resistixen el colapse gravitatorio per mig de la pressió de degeneració dels neutrons, sumat a la pressió generada per la part repulsiva de l'interacció nuclear forta entre bariones. Açò contrasta en les estreles de seqüència principal, que equilibren la força de gravetat en la pressió tèrmica originada en les reaccions termonuclears en el seu interior.

Actualment, no se sap si el núcleu d'una estrela de neutrons té la mateixa estructura que les seues capes externes o si, pel contrari, està format per plasma de quarks-gluones. Lo cert és que les altíssimes densitat que es donen en la zona central d'estos objectes són tan elevades que no permeten fer prediccions vàlides en models informàtics ni en observacions experimentals.