Estrellas de neutrones

A estrella de neutrones Es el núcleo colapsado que queda cuando una estrella masiva muere en una supernova. Contiene aproximadamente una vez y media la masa del Sol en una esfera de sólo unos 20 kilómetros de diámetro, tan densa que un trozo del tamaño de un terrón de azúcar pesaría tanto como una montaña. Las estrellas de neutrones se encuentran en el límite entre la física estelar ordinaria y el régimen extremo donde la gravedad, las fuerzas nucleares y la mecánica cuántica importan al mismo tiempo.

Cómo se forma una estrella de neutrones

Cuando una estrella mucho más pesada que el Sol agota su combustible nuclear, su núcleo ya no puede sostenerse y colapsa en una fracción de segundo. La materia que cae aplasta protones y electrones para formar neutrones, y el colapso sólo se detiene cuando los propios neutrones se resisten a ser comprimidos aún más. Las capas exteriores rebotan en una explosión de supernova, dejando atrás el compacto núcleo de neutrones. Si la estrella original es lo suficientemente pesada, incluso la presión de neutrones falla y el núcleo colapsa aún más en una agujero negro en cambio.

Lo que lo detiene: la presión de la degeneración

Una estrella de neutrones no quema combustible, entonces, ¿qué le impide colapsar? La respuesta es un efecto puramente cuántico. El Principio de exclusión de Pauli prohíbe que dos neutrones ocupen el mismo estado cuántico, lo que los obliga a moverse incluso con las energías más bajas. Esto crea una poderosa exterioridad presión de degeneración de neutrones que sostiene a la estrella contra su inmensa gravedad, el mismo principio que sostiene a una enana blanca, pero llevado a una densidad mucho más extrema.

Laboratorios cósmicos

Exactamente cómo se comporta la materia en las densidades dentro de una estrella de neutrones, descrita por su ecuación de estado — todavía no se conoce del todo, porque ningún laboratorio en la Tierra puede alcanzar tales condiciones. El núcleo puede contener estados exóticos de la materia, como quarks libres o hiperones. Los astrónomos investigan esto midiendo las masas y los radios de las estrellas de neutrones, y observando cómo se fusionan: la detección en 2017 de ondas gravitacionales La colisión de una estrella de neutrones, vista junto a la luz, abrió una nueva y poderosa forma de estudiar la materia densa e incluso el origen de elementos pesados ​​como el oro.

Pulsares y magnetares

Muchas estrellas de neutrones giran rápidamente y emiten radiación desde sus polos magnéticos; A medida que el rayo pasa por la Tierra, vemos pulsos regulares y el objeto se llama púlsar. Los más extremos, con los campos magnéticos más fuertes, son magnetares. Estos restos magnetizados y giratorios se encuentran entre los relojes naturales más precisos del universo.

Un error común

Una estrella de neutrones no está hecha de "neutronio" empaquetado como la materia ordinaria; es un objeto único, ligado gravitacionalmente, más parecido a un núcleo atómico colosal que a una estrella normal, con una corteza sólida sobre un interior fluido. Y aunque a menudo se las llama estrellas "muertas", las estrellas de neutrones permanecen físicamente activas durante miles de millones de años, enfriándose, girando y ocasionalmente estallando.

Cifras clave: al borde del colapso

Una estrella de neutrones es un estudio de extremos. Uno típico tiene alrededor de 1,4 veces la masa del Sol en un radio de aproximadamente 11 a 13 km, lo que da una densidad comparable a la de un núcleo atómico: cientos de billones de veces más densa que el agua. También hay un máximo: por encima del Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, la presión de degeneración de neutrones ya no puede resistir la gravedad y la estrella colapsa en una agujero negro. Las observaciones de los púlsares más pesados ​​conocidos sitúan ese límite en

M_máximo ≈ 2,2–2,3 masas solares

Fijar este techo es un objetivo importante, porque depende directamente de la ecuación de estado desconocida de la materia ultradensa. La fusión de estrellas de neutrones de 2017 detectada tanto en ondas gravitacionales como en luz agudizó estos límites y confirmó que dichas fusiones forjan elementos pesados ​​como el oro y el platino.