Estrella de neutrons

De Viquipèdia

Una estrella de neutrons és un tipus d'estrella degenerada composta bàsicament per neutrons a densitats altíssimes: acostumen a tenir uns 20-30 km de diàmetre i una massa igual a la d'una estrella mitjana. Les estrelles de neutrons representen l'etapa final de la vida de certes estrelles: per a que una estrella es pugui convertir en estrella de neutrons cal que tingui una massa igual o superior a unes 8 masses solars i passar per una fase de supernova (en aquest sentit estan a mig camí entre les nanes blanques i els forats negres).

Foren els primers objectes astronòmics l'existència dels quals es predí teòricament (1933) abans d'observar-los (1967), en forma de púlsars.

[edita] Formació

Després de la explosió d'una supernova queda un nucli compacte hiperdens de ferro i altres metalls pesats que segueixen comprimint-se i per tant, calentant-se. La seva massa es massa gran, pel que els electrons degenerats no són capaços de detindre el col·lapse, així, la densitat augmenta encara més. En principi, la densitat necessària perquè es dones Captura electrònica (recombinació de electrons amb protons per a donar neutrons es de 2,4 × 107 g/cm³. Però ocorre que en les estrelles degenerades no hi ha protons lliures, pel que la densitat necessària és, en realitat, encara més elevada ja que els electrons han de superar una [[barrera coulombiana] bastant major. Aproximadament es requereixen uns 109 g/cm³.

La temperatura de l'objecte ascendeix fins els 3.000 milions de graus, que produeix que els fotons siguen tan energètics que arriben a trencar els nuclis pesats del ferro per a formar partícules alfa en un procés anomenat fotodesintegració. Aquestes partícules, al tenir menys carrega, absorbeixen amb major facilitat els electrons que es fiquen en el interior dels nuclis, combinant-se amb els protons. D'aquesta manera, l'heli resultant es susceptible fotodesintegrar-se, pel que es generen grans quantitats de protons lliures.


Fotodesintegració del ferro: \gamma + {}^{56}Fe \rightarrow 13 \alpha +4n

Fotodesintegració del heli: \gamma + {}^{4}He \rightarrow 2p +2n

La fotodesintegració fa que la estrella compacta es refrede, ja que és una reacció endotèrmica. Per altra banda, la concentració d'electrons disminueix al ser absorvits pels nuclis, el que provoca que la presió de degeneració d'aquestos caiga ràpidament accelerant encara més el col·lapse. Els nuclis sobrecarregats de neutrons els solten, deixant-los lliures en una massa compacta de neutrons anomenada neutroni .

El procés seguirà fins a arribar a la densitat de degeneració dels neutrons, aproximadament al voltant de 1014 g cm³, moment en el que casi tota la massa de la estrella s'haurà transformat en neutrons. En aquest moment, el nucli haurà de tenir una massa entre 1,5 i 2,5 masses solars encara que aquest límit superior, denominat massa de Chandrasekhar, es difús i no es coneix amb exactitud. En cas de superar aquest limit ni siquiera la estrella de neutrons seria capaç de sostenir-se a sí mateixa per el que acabaria col·lapsant-se en un forat negre. Alguns científics especulen sobre la possible existència d'un estat intermig entre l'estrella de neutrons i el forat negre: es tractaria de l'estrella de quarks, però tal objecte no ha sigut observat fins l'actualitat.

[edita] Història del descobriment

En 1933 (un any després del descobriment del neutró), els astrònoms Walter Baade i Fritz Zwicky les van proposar com a possibles subproductes d'una supernova. Com que no hi havien objecte coneguts que es pogueren associar amb aquest tipus d'estrella no reberen especial atenció.

A pesar de tot en 1967 l'equip de radioastrònoms liderat per Antony Hewish descobrí els púlsars, treball que li valgué el Premi Nobel en 1974, els que foren associat ràpidament amb les estrelles de neutrons per T.Gold en 1968. L'explicació es basà que els intensos camps magnètics predits per a les estrelles de neutrons (de l'ordre de 108 Tesla) podien donar compte de l'estabilitat del pols rebut, i va predir que la freqüència dels pols emesos devia caure lentament, degut a la perduda d'energia rotacional, el que fou comprovat al descobrir-se la disminució de la freqüència dels pols del púlsar de la Nebulosa del Cranc. Aquest argument fou estudiat teòricament per J. Ostriker i J. Gunnn en 1969 amb el model frenat per dipol magnètic.