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 predigué 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, escalfant-se. La seva massa és massa gran, per la qual cosa els electrons degenerats no són capaços de detenir el col·lapse, així, la densitat augmenta encara més. En principi, la densitat necessària perquè es donés captura electrònica (recombinació d'electrons amb protons per produir neutrons és 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, cosa 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 càrrega, absorbeixen amb major facilitat els electrons que penetren en l'interior dels nuclis, combinant-se amb els protons. D'aquesta manera, l'heli resultant és 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 absorbits pels nuclis, el que provoca que la pressió de degeneració d'aquests 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 quasi tota la massa de la estrella s'haurà transformat en neutrons. En aquest moment, el nucli passaria a tenir una massa entre 1,5 i 2,5 masses solars encara que aquest límit superior, denominat massa de Chandrasekhar, es difús i no és coneix amb exactitud. En cas de superar aquest limit ni tant sols l'estrella de neutrons seria capaç de sostenir-se a si mateixa pel que acabaria col·lapsant-se en un forat negre. Alguns científics especulen sobre la possible existència d'un estat intermedi entre l'estrella de neutrons i el forat negre: es tractaria de l'estrella de quarks, però tal objecte no ha estat mai detectat.

[edita] Història del descobriment

El 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 s coneguts que es pogueren associar amb aquest tipus d'estrella no reberen especial atenció.

Tot i així, el 1967 l'equip de radioastrònoms liderat per Antony Hewish descobrí els púlsars, treball que li valgué el Premi Nobel el 1974, els que foren associats ràpidament amb les estrelles de neutrons per T.Gold el 1968. L'explicació es basà en que els intensos camps magnètics predits per a les estrelles de neutrons (de l'ordre de 10⁸ Tesla) podien explicar 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 el 1969 amb el model de frenat per dipol magnètic.