Estrella de neutrones

Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella 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, con un radio correspondiente aproximado de 12 km. 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 lo que se compara con la densidad aproximada de un núcleo atómico de 3×10¹⁷ kg/m³. 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). Esta densidad equivale aproximadamente a la masa de un Boeing 747 comprimido en el tamaño de un pequeño grano de arena.

En general, estrellas compactas de menos de 1,44 masas solares —el límite de Chandrasekhar— son enanas blancas, y por encima de 2 a 3 masas solares —el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff— puede crearse una estrella de quarks; no obstante, esto es incierto. El colapso gravitatorio generalmente ocurre en cualquier estrella compacta de entre 10 y 25 masas solares, y producirá un agujero negro. Algunas estrellas de neutrones giran rápidamente y emiten rayos de radiación electromagnética como púlsares.

Formación

Cualquier estrella de la secuencia principal con una masa inicial de más de 8 masas solares puede convertirse en una estrella de neutrones. Así, en este tipo de estrellas, al finalizar la fase primaria de fusión de hidrógeno con su consecuente separación de la secuencia principal, se produce un calentamiento del núcleo, lo que posibilita otros tipos de fusiones, debido a las cuales se produce un núcleo rico en hierro. Cuando todo el combustible nuclear ha sido utilizado, el núcleo se vuelve inestable, al tener que soportar la presión de degeneración en solitario. A la vez, se siguen depositando materiales pesados en el núcleo, haciendo que se exceda el límite de Chandrasekhar. La presión degenerada de los electrones aumenta y el núcleo se colapsa más rápidamente, aumentando la temperatura hasta 3 x 10⁹ K. A estas temperaturas, se produce la fotodesintegración(ruptura del núcleo de hierro en partículas alfa debido a rayos gamma de alta energía). De esta forma, las partículas alfa, al tener menos carga, absorben con mayor facilidad los electrones que se meten en el interior de los núcleos, combinándose con los protones. También el helio resultante es susceptible de ser fotodesintegrado, por lo que se generarán ingentes cantidades de protones libres.

Esto produce un aumento aún mayor de la temperatura, ocasionando la formación de neutrones de la unión de protones y electrones, mediante un proceso conocido como captura electrónica, emitiendo neutrinos. En principio, la densidad necesaria para que se dé la neutronización (recombinación de electrones con protones para dar neutrones) es de 2,4 × 10⁷ g/cm³. Como en las estrellas degeneradas no hay protones libres, la densidad necesaria es, en realidad, más elevada, dado que los electrones han de superar una barrera coulombiana bastante mayor, necesitándose aproximadamente unos 10⁹ g/cm³.

Fotodesintegración del hierro:

El modelo interno de una 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.

Fotodesintegración del helio:

Volver arriba↑ Véase el Límite de Chandrasekhar.
Volver arriba↑ La densidad de una estrella de neutrones aumenta a medida que su masa aumenta, y su radio disminuye de forma no lineal (ver imagen).
Volver arriba↑ 3,7×10¹⁷ kg/m³ derives from mass 2.68×10³⁰ kg / volume of star of radius 12 km; 5.9×10¹⁷ kg m⁻³ derives from mass 4.2×10³⁰ kg per volume of star radius 11.9 km

Cómo distinguir estrellas de neutrones y estrellas de quarks con ondas gravitatorias

Este ciclo sigue su efecto hasta llegar a densidades nucleares de 4 x 10¹⁷ kg/m³;K, cuando la presión degenerada nuclear detiene la contracción. La atmósfera exterior de la estrella se expulsa creando una supernova de tipo II o Ib, mientras que el resto se convierte en una estrella de neutrones, cuya masa será menor de 5 Masas solares (si su masa fuera mayor se acabaría convirtiendo en un agujero negro al ser la presión de degeneración de los neutrones insuficiente para estabilizar el proceso). También pueden producirse estrellas de neutrones a partir de sistemas binarios. Su núcleo quedará formado por hierro hiperdenso, junto con otros metales pesados, y seguirá compactándose, al ser su masa demasiado grande y los electrones degenerados no son capaces de detener el colapso.

La fotodesintegración enfría la estrella compacta, ya que es una reacción endotérmica que absorbe parte del calor interno de la misma. Por otra parte, la concentración de electrones disminuye al ser absorbidos por los núcleos, provocando una caída en picado de la presión de degeneración, acelerando aún más el colapso. Los núcleos sobrecargados de neutrones los pierden, dejándolos libres, donde pasan a formar parte de una masa compacta de neutrones llamada neutronio.

El proceso continúa hasta alcanzar la densidad de degeneración de los neutrones, aproximadamente en torno a 10¹⁴ g/cm³, momento en el que casi toda la masa de la estrella se habrá transformado en neutrones. El núcleo de neutrones degenerados deberá tener una masa inferior a unas tres masas solares, denominado límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. En caso de que tenga una masa superior, el colapso de la estrella de neutrones no puede detenerse sino que, se cree, llega a formar un agujero negro. Algunos científicos especulan sobre la posible existencia de un estado intermedio entre estrella de neutrones y agujero negro; se trataría de la estrella de quarks, pero tal objeto no ha sido observado aún. Sin embargo, existen varios candidatos a estrella de quarks, como RJX J185635-375.

Características

La principal característica de las estrellas de neutrones es que resisten el colapso gravitatorio mediante la presión de degeneración de los neutrones, sumado a la presión generada por la parte repulsiva de la interacción nuclear fuerte entre bariones. Esto contrasta con las estrellas de secuencia principal, que equilibran la fuerza de gravedad con la presión térmica originada en las reacciones termonucleares en su interior.

Actualmente no se sabe si el núcleo de una estrella de neutrones tiene la misma estructura que sus capas externas o si, por el contrario, está formado por plasma de quarks-gluones. Lo cierto es que las altísimas densidades que se dan en la zona central de estos objetos son tan elevadas que no permiten hacer predicciones válidas con modelos informáticos ni con observaciones experimentales.

Historia del descubrimiento

Propuestas originalmente por los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934 (dos años después del descubrimiento del neutrón) como posibles subproductos de una supernova, no recibieron mucha atención por parte de los astrofísicos teóricos, ya que no existían entonces objetos conocidos a los cuales se pudiera asociar una estrella de neutrones.

Sin embargo, en 1967 Jocelyn Bell liderada por Antony Hewish descubrió los púlsares, trabajo que le valió el Premio Nobel en 1974, los que fueron asociados rápidamente a estrellas de neutrones por T. Gold en 1968. La explicación se basó en que los intensos campos magnéticos estimados para las estrellas de neutrones (del orden de 10¹² G) podían dar cuenta de la estabilidad de los pulsos recibidos, y predijo que la frecuencia de los pulsos emitidos debía decaer lentamente en el tiempo, debido a la pérdida de energía rotacional: esto fue luego comprobado al descubrirse la disminución de la frecuencia de los pulsos del púlsar de la nebulosa del Cangrejo. Este argumento fue puesto sobre firmes bases teóricas por J. Ostrikcers y J. Gunns en 1971 con el modelo de frenado por dipolo magnético.

Animación de las perturbaciones en el espacio-tiempo producidas por sistemas binarios compuestos por estrellas de neutrones, enanas blancas o agujeros negros, que orbitan alrededor del centro común de masas.

Nadie sabe si las estrellas de quarks existen, pero se publica en Science un artículo que muestra cómo distinguirlas de las estrellas de neutrones cuando están en un sistema binario y emiten radiación como un púlsar de milisegundos. Una estrella compacta en rápida rotación emite pulsos de radiación de forma periódica debido a su intenso campo magnético. Los sistemas binarios formados por dos púlsares han permitido verificar de forma indirecta la existencia de ondas gravitatorias gracias a la reducción de su periodo de emisión. Kent Yagi y Nicolás Yunes (Univ. Estatal de Montana, EEUU) afirman que las estrellas compactas en rotación rápida se deforman de forma diferente según su composición y que ello afecta a su emisión como púlsares. El resultado es que el momento cuadripolar de la radiación de los púlsares binarios es diferente entre estrella de neutrones y estrellas de quarks. La variación del periodo de emisión de los púlsares de milisegundos además de permitir comprobar la validez de la relatividad general (Premio Nobel de Física de 1993) también podría permitir descubrir la existencia de las estrellas de quarks. Para ello habría que observar uno que violara, en apariencia, la relatividad general, pero que lo hiciera siguiendo las predicciones de este nuevo artículo. Toda una sorpresa para muchos. El artículo técnico es Kent Yagi, Nicolás Yunes, “I-Love-Q: Unexpected Universal Relations for Neutron Stars and Quark Stars,” Science 341: 365-368, 26 Jul 2013.

Yagi y Yunes proponen usar este diagrama, al que llaman I-Love-Q, porque se basa en la teoría de Love para las mareas gravitatorias, para distinguir entre las estrellas de neutrones y las hipotéticas estrellas de quarks. La masa y el radio de una estrella compacta, sea una estrella de neutrones o una hipotética estrella de quarks, depende de la ecuación de estado de la materia nuclear a muy altas densidades (recuerda que la ecuación de estado relaciona la densidad de energía ρ con la presión p). Una estrella en rotación a alta velocidad se caracteriza por su momento de inercia y por su deformabilidad, esta última determinada por su momento cuadripolar y por el llamado número de marea de Love. En la actualidad las medidas astrofísicas no permiten distinguir entre estrellas de neutrones y estrellas de quarks (si existen) observadas de forma individual. Sin embargo, en sistemas binarios cuando se comportan como púlsares, la variación de su periodo en el diagrama I-Love-Q muestra una diferencia que podría permitir su descubrimiento. Buenas noticias a los amantes de la idea de las estrellas de quarks, cuya materia “extraña” (formada por quarks arriba, abajo y extraños) ha conmovido la imaginación de muchos escritores de ciencia ficción.

En este blog también puedes leer “Estrellas de quarks, entre la hipótesis y la realidad (o el caso de la supernova SN2006gy),” 20 julio 2008, y “El misterio del remanente de la supernova SN 1987A: quizás es una estrella de quarks,” 29 marzo 2009.

PS: En los comentarios SantaKlaus habla sobre el límite máximo para la masa de una estrella de neutrones. Todavía no lo sabemos. Estas estrellas están formadas por capas y la ecuación de estado exacta para su núcleo todavía no es conocida. Las estimaciones teóricas apuntan a una masa máxima del orden de 2,1 masas solares. Las dos estrellas de neutrones con mayor masa entre las conocidas están en un sistema binario acompañadas de una estrella enana blanca, lo que facilita la estimación de su masa, en los púlsares PSR J1614-2230 y PSR J0348+043, con masas de 1,97 ± 0,04 y 2,01 ± 0,04, resp. Por ello se cree que el límite de 2,1 masas solares es bastante razonable.

En cuanto a las (hipotéticas) estrellas de quarks el límite máximo para su masa se estima en unas 2,5 masas solares, aunque la incertidumbre es tan grande que podría estar entre 2 y 3 masas solares. Por ejemplo, B. Franzon et al., “Cold Quark Matter in Compact Stars,” AIP Conf. Proc. 1520: 382-384, 2013, estiman el siguiente diagrama masa versus radio para las estrellas de quarks.

En este campo las estimaciones son muy complicadas. Gracias a los experimentos sobre el plasma de quarks y gluones poco a poco se irá desvelando la física de las estrellas de quarks (si es que pueden llegar a existir).

A la caza de las estrellas de quarks

El remanente de supernova Cas A observado por NuSTAR (azul) y Chandra. NASA | JPL-CalTech | CXC | SAO

El astrónomo Rafael Bachiller nos descubre en esta serie los fenómenos más espectaculares del Cosmos. Temas de palpitante investigación, aventuras astronómicas y novedades científicas sobre el Universo analizadas en profundidad.

Nuevas observaciones del remanente de supernova Casiopea A parecen indicar que su estrella central sufrió dos explosiones sucesivas. La primera detonación formó una estrella de neutrones, mientras que la segunda, apenas unos días después, formaría una estrella de quarks. Estas últimas estrellas, cuya existencia ha sido predicha teóricamente, están siendo buscadas intensamente por los astrónomos.

Estrellas exóticas

Rachid Ouyed y su equipo en la Universidad de Calgari en Alberta (Canadá) llevan más de una década estudiando las propiedades de unos astros realmente exóticos: las estrellas de quarks. Los quarks (junto con los leptones) son los ladrillos más fundamentales de la materia. Unidos en grupos forman partículas subatómicas más familiares, como los protones y los neutrones. En concreto, un neutrón está formado por tres quarks diferentes: dos de tipo 'abajo' y uno de tipo 'arriba'. Si la naturaleza nos ha obsequiado con estrellas hechas de neutrones (los 'púlsares') y con agujeros negros, parece plausible que también puedan existir estrellas de quarks, objetos que, a primera vista, deberían poseer propiedades intermedias entre las de los dos anteriores.

El ciclo vital de una estrella masiva BROOKS | COLE THOMPSON

Las estrellas de quarks se formarían de manera similar a los púlsares y a los agujeros negros, en unas explosiones de supernova que han venido a denominarse 'Novas de tipo quark', o simplemente 'novas quark'. En su 'Proyecto de Novas Quark', Ouyed trata de relacionar los avances de las teorías de partículas elementales que describen las propiedades de los quarks con la física de los astros más densos para tratar de predecir las características de las estrellas de quarks y de las explosiones que deben formarlas.

Neutrones disgregados

Composición de Cas A observado en radio con el VLANRAO|AUI/M

Cuando una estrella masiva explota como una supernova, queda un residuo en forma de estrella de neutrones, un objeto de densidad muy alta: si extrajésemos una cucharada de ella, nos encontraríamos con una masa de unos mil millones de toneladas. Si la masa de una estrella de neutrones aumenta, por ejemplo si cae sobre ella algo de materia adicional, el colapso gravitacional continúa y el incremento de presión puede hacer que los neutrones se disgreguen para dejar a los quarks sin confinar. Se origina así una estrella de quarks. La transición de una estrella de neutrones a una de quarks podría explicar algunos de los procesos más violentos de los observados en el universo, como algunos estallidos de rayos gamma o las explosiones de supernovas superluminosas. Quizás por ello, el interés por estas estrellas de quarks está subiendo rápidamente. En los últimos meses, revistas de prestigio como Nature y New Scientist les han prestado atención.

Pero, hasta hace poco, las estrellas de quarks no eran más que una predicción teórica y el siguiente paso, al que se han aplicado intensamente los astrónomos, es la detección observacional de alguna de estas estrellas o de las explosiones que las producen. La teoría predice que las novas de quarks son explosiones que deben suceder al cabo de unos días o semanas tras la explosión de una supernova estándar y, por tanto, cabe esperar que los gases remanentes de la primera explosión enmascaren los efectos de la segunda. Es preciso estudiar la estructura y composición de tales remanentes para detectar los indicios de la explosión quark.

Hierro y titanio

En una supernova estándar los elementos se forman unos a partir de otros durante, o poco después de, la explosión. En concreto, el hierro y el titanio deben formarse en el mismo lugar de la explosión y deben presentar una distribución espacial muy similar.

Ouyed y sus colaboradores han estudiado la estructura del remanente de supernova Casiopea A (Cas A). El estallido de esta supernova sucedió hace tres siglos, creando así una fuente de ondas de radio de las más intensas del cielo. En el óptico, el remanente es una nebulosa de brillo débil, pero perfectamente observable con los telescopios actuales, tanto desde tierra como desde el espacio. Ouyed y su equipo han observado Cas A durante largos periodos con los dos telescopios espaciales de rayos X de la NASA, Chandra y NuSTAR, para obtener mapas con las distribuciones de los diferentes elementos presentes en la nebulosa. El mapa realizado con Chandra de la distribución de hierro (a muy altas temperaturas) muestra una morfología muy diferente al realizado por NuSTAR para el titanio. No solo las distribuciones de hierro y titanio son 'complementarias' sino que la abundancia medida de titanio es muy alta, mientras que la de hierro es muy baja. La explicación propuesta por Ouyed es que una explosión de tipo quark destruyó el hierro que existía originalmente, convirtiéndolo en elementos más ligeros como el titanio.

Hierro y Titanio observados en Cas A NASA | JPL-CalTech | CXC | SAO

Naturalmente hay otras explicaciones alternativas, por ejemplo Brian Grefenstette, de CalTech, ha propuesto que durante la primera explosión de supernova, parte del contenido de la propia estrella, y en concreto los metales, podría derramarse en el espacio contribuyendo así a la distribución observada de hierro y titanio. Pero si estos metales proceden de la propia estrella (y no han sido creados en las explosiones) no se comprende por qué presentan una distribución espacial tan diferente.

¿Entelequia?

Los indicios de una nova de tipo quark en Cas A no son un caso aislado, sino que vienen a sumarse a los encontrados en otras tres supernovas (SN2005ap, SN2005gj y SN2006gy) que también presentan síntomas de los predichos en la formación de estrellas de quarks. A estos indicios hay que sumar las observaciones de algunas estrellas ultradensas, originalmente consideradas de neutrones, que parecen presentar algunas de las características esperadas para las estrellas de quarks. Todo sumado parece indicar que las estrellas de quarks pueden resultar ser algo más que una entelequia y que su estudio, en un futuro muy próximo, puede proporcionarnos una oportunidad real para observar cómo se comporta la materia con densidades extremadamente altas.

Este vídeo contiene animaciones que recrean la formación de una estrella de quarks:

También interesante

Una estrella de neutrones encierra una masa varias veces superior a la del Sol en un diámetro de unos 12 kilómetros. Su giro es extremadamente rápido: alcanza varias decenas de miles de revoluciones por minuto.

La supernova que dio lugar al remanente Cas A es observada hoy en el estado correspondiente a unos 300 años tras la explosión. Sin embargo hay que tener en cuenta que Cas A se encuentra a unos 10.000 años luz de distancia, por lo que realmente la explosión tuvo lugar hace unos 10.300 años. Los gases en el remanente se expanden desde la posición de la estrella central a una velocidad de unos 4.000 kilómetros por segundo.

Los resultados de Ouyed y colaboradores sobre Cas A serán publicados próximamente en la revista The Astrophysical Journal. El manuscrito de su artículo puede ser consultado aquí.

Page updated

Google Sites

Report abuse