ESTRELLAS DE NEUTRONES

Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitatorio de una estrella supergigante masiva, después de agotar su combustible en su núcleo y explotar como una supernova tipo IIM tipo Ib, O tzipo Ic. Como su nombre indica estas estrellas están compuestas principalmente de neutronesm nmás 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 radiación 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 el mismo espacio y estado cuántico simultáneamente.Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,25 2,1 masas solares,con un radio correspondiente apoximado de 12 kms. En cambio el radio del Sol, es de unas 60.000 veces, Las estrellas de neutrones tienen densidades totales de 3,7 x 10 a la 17, a 5,9 x 10 a la 17 kg/m3 (de 2,6 x 10 a la 14 a 9,1 x 10 a la 14 veces la densidad del sol.) Comparable con la densidasd de 3 x 10 a la 17 kg/m3, La dendidad de una esterlla de neutrons varia desde menos de 1 x 10 a la 9 kg/ m3 en la corteza ,o mas adentro.(más denso que un núcleo atómico) Esta densidad equivale a la masa de un Boing 747,comprimido en el tamaño de unpequeño garno de arena Las estrellas compactas de menos de 1,44 masas solares( el limite de Chandrasekhar en enanas blancas , creadas a partir de estrellas progeniutoras mnenos masivas (como el sol) y con un mecanismo de formación diferente. Por  encima de 1,5 a 3 masas solares. El límite de Tolman Oppenheimer Voskoff podría crearse una estrella de Quark, no obstante la existencia de estos objetos es aún solamente hipotetica,.Tambienj podrian existir  estrellas híbridas, que contarian con un núcleo compuesto por quarks desconfinados y materia ordinaria en sus capas más externas .Algunas estrellas de neutrones giran rápidamente y emiten rayos de radiaicón electrómagnética,que debido a la inclinación del eje de rotación respecto al magnético, puede verse como pulsares, Las estrellas de neutrones que se pueden observar las muy calientes y suelen teener  una temperatura superficial de alrededor de 600.000 K.El material de la estrellas de neutrones es notablemente denso ;una caja de cerillas de tamaño normal que contuviera material de estrellas de neutrones tendria un peso aproximado de 3 mil millonmes de toneladas , el mismo peso que un trozo de 0,5 kms cuibicos de la Tierra (un cubo con aristas de unos 800 metros) de la superficie de la estrella de neutrones es aproximadamente  2 x 10  a la 11 (200 mil millones) veces el del campo gravitatorio de la Tierra A medida que el núcleo de la estrella colapsa,su velocidad dfe rotacón aumenta debido a la conceservación del momento angular.  Y las estrellas de neutrones recién foramdos giran hasta varios cientos de veces por segundo.Algunas estrellas de neutroens emiten haces de radiación electromagnética que las hacen detectables. como púlsares, de hecho, el descubrimiento de púlsares por Jocelyn Bell Burness y Antony Hewish, en 1967fue el primer indicio observacional de la existencia de estrellas de neutrones. Se cree que la radiación de los pulsares se emite principalmente desde regiones cercanas a sus polos magnéticos.Si los polos magnéticos no coinciden con el eje de rotación de la estrella de nuetrones,el haz de emisión barrerá todo el cielo-visto desde lejos,si el observador se encuentra en algún punto de la trayectoria del haz, este aparecerá como pulsos de radiación (procedentes de un punto fijo del espacio (esto es el efecto faro) la estrella de neutrones que gira más rápido que se conoce es PSR J6748-2446ad,m que gira a una velocidad lineal en la superficie del orden de 0,24 c (es decir, casi una cuarta parte de la veolicidad de la luz) Se cree que hay alrededor de mil millones de estrellas de neutrones en la vía láctea y ,como minimo varios cientos de millones,cifra que se obtieen estomando el número de estrellas que han sufrido explosiones de supernova.Sin embargo, la mayoria son viejas y frías e irradian muy poco la mayoria de las estrellas de neutrones que se han detectado se dan sólo en terminadas situaciones en las que si irradin como si son púlsar o parte de un sistema binarioi, Las estrellas de neutrones de rotación lenta y que no se emiten radiación son casi indetectables, sin embargo, desde que el telesopio Espacial Hubble detectó  RX J 1856.9754 enb la década de 1990, se han detectado unas pocas estrellas de neutrones cercanas, que aparecen emitir sólo radiación térmica. Se conjetura que los repetidores Gamma Suaves son un tipo de estrellas de neutrones cvon campos magnéticos muy fuertes,conocidos como magnetares o repentinamente,estrellas de neutrones con discos fósiles a su alrededor en sistemas binarios pueden sufrir acreción, lo que normalmente hace que el sistema brille en rauos X, mientras que el material que cae sobre la estrella de neutrones puede formar puntos calientes que giran dentro yfuera en la vista en sistemas púlsar de rayos X, identificados .Ademas, esta acreción puede "reciclar" púlsares viejjos y hacer que ganen masa y giren a velocidad  de rotación muy rápidas. Formando las llamadas pulsares de milisegundos .Estos sistemas binarios seguirán evolucionando, y finalmente las compañeras pueden convertirse en objetos compactos como enanas blancas o estrellas de neutrones,aunque otras posibilidades incluyen la destrucción completa de la compañera mediante abrasión o fusión.La fusión de estrellas de neurones binarios pueden sedr la fuente de estallidols de rayos gamma de corta duración y es probable que sean fuertes fuentes de ondas gravitacionales En 2017,se observó una detección directa  de las ondas gravitacionales de une evento de este tipo y también se han observado indirectamente, ondas gravitacionales en el esas estrellas de neutrones orbitan una alrededor de la otra. 

FORMACION 

Cualquier estrella de la Secuencia Principal con una masa inicial de más de 8 masas solares, puede convertirse en una estrella de neutrones. Asi,en este tipo de estrellas, al finalizar la fase primaria de fusion de hiddrogeno,con su conseucuente 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 limite de Chandrasekhar La presión degenerada de los electrones aumenta y el núcleo se colapsa más rápidamente, aumentando la temperatura hasta 3.x 10 a la 9 K. a estas temperaturas se produce la fotodesintegración (ruptura del núcleo de hierro en partículas alfa,al tener menos larga, absorven con mayor facilidad los electrones que se meten en el interior de los núcleos, combinandose con los protones . También el helioo resultante es subceptible de ser totodesintegraado, 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 dep protones y electrones mediante un proceso conocido como captura electronica emitiendo neutrinosEn principio,la densidad necesario para que se de la neutronización (recombinación de electrones con protones para par neutrones ) Es de 2,4 x 10 a la 7 g / cms3 Como en las estrellas degeneradas no hay protones libres.La densidad necesaria es, en realidad,más elevadaz,dado que los electrones han de superar una barrera columbiana bastante mayor necesitandose aproximadamente unos 10 a la 9, g/ cm3 Fotodesingegracion dekl hielo alfa mas fc. 13  mas 4 hj.Fotodesintegracion de helio mas helio 2p mas 2h  Este ciclo sigue su efecto hasta llegar a densidad nucleares de 4 x 10 a la 17 kg/ m3 K, cuando la presión degenerada  nuclear detiene la contracción.La atmosfera exterior de la estrella se expulsa creando una supernova del tipo II,o Ib,mientras que el resdto se convierrte en una estrella de neutrones 5 masas solares (si su masa fuera mayor se alabaria convirtiendo en un agujero negro al ser la presión de degeneración de los neutrones insuficientes para estabilizar el proeceso) También pueden producirse estrellas de neutrones a partir de sistemas binarios.Su núcleo que para formado por hierro hiperdenso, junto con otros metales pesados, y seguido compactándose al ser su masa demasiado grande y los electrones degenerados no son capaces de detener el colapso. La fotodesintegracion enfria la estrella compacta ya que es una reacción endotérmica quie absorve parte del calor interno de la misma,por otra parte,la concentraciónde electrones disminuye al ser absorvidos por los núcleos, provocando una caida en picado de la presión de degeneración, acelerando aún más el colapso .Los nuevos sobrecargados de neutrones las pierden , dejándolos 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  10 a la 14 g/ cms3 momento en el que casi toda la masa de la estrella se habrá toransformado básicamente en neutrones aunque contendra  cierta cantidad de otros bariones adicionales por el proceso de hiddrogenización ,el nucleo de neutrones y bariones en estado degenerado deberá tener una masa inferior a unas tres masas solares ,denominado limite de Tolman Oppenheimer Volkoff, en caso de que tenga una masa superior,el colapso de la estrella de nuestrones no puede deternerse sino que se cree,llega a formar una agujero negro.Algunos cientificos especulan sobre la posible existencia de un estado intermedio entre estrella de neutrones y agujeros,se trataria de la estrella de quarks,pero tal objeto no ha sido observado.Sin embargo, existen varios candidatos a estrella de quarks,como RJ 85635375.

CARACTERISTICAS.

La principal caraceristica de las estrellas de neutrones es que resisten el colapso gravitatorio mediante la presión de degeneracion de los neutrones, sumado a la presión generada por una poarte repulsiva de la interacción nuiclear fuerte entre bariones. Esto contrasta con las estrellas de secuencia principal, que equilibran la fuerza de gravedad con la térmica originada en las reacciones termonucleares en su interior actualmente no se sabe si el nucleo de una estrella de neutrones tiene la misma estructura que sus capas o si, por el contrario esta´formado por plasma de quark gluones Lo cierto es que las altísimas densidades que se dan en la zona central de estos objetos son las elevadass que determinan hacer predicciones validas con modelos informaticos ni con con observaciones experimentales.

HISTORIA DEL DESCUBRIMIENTO 

Propuestas originalmente por los astrónmos Walter Baade y Fritz Zwicky en 1984 (los años desde el descubrimiento ..(continaará)...