Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo 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. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masas menores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas mayores evolucionan en agujeros negros.

Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio).

Formación

El modelo interno de una estrella de neutrones.

Si una enana blanca llega hasta el límite de Chandrasekhar, que es de 1,44 masas solares, ésta se colapsa para convertirse en estrella de neutrones.

Tras la explosión que genera por un breve tiempo a una supernova, queda un núcleo compacto hiperdenso de hierro y otros metales pesados que sigue comprimiéndose y calentándose. Su masa es demasiado grande y los electrones degenerados no son capaces de detener el colapso, por lo que la densidad sigue aumentando. 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.

La temperatura del objeto asciende hasta los 3 × 10⁹ K, valor en el que los fotones llegan a ser tan energéticos que pueden romper los núcleos pesados de hierro para formar partículas alfa, en un proceso llamado fotodesintegración. Estas partículas, al tener menos carga, absorben con mayor facilidad los electrones que se meten en el interior de los núcleos, combinándose con los protones. Asímismo, también el helio resultante es susceptible de ser fotodesintegrado, por lo que también se generarán ingentes cantidades de protones libres.

Fotodesintegración del hierro:

Fotodesintegración del helio:

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 3 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.

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

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

Propuestas originalmente por los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934 (un año 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 el equipo de radioastrónomos liderados 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. Ostriker y J. Gunn en 1969 con el modelo de frenado por dipolo magnético.

Véase también

• Púlsar
• Magnetar
• Estrella compacta
• Evolución estelar
• Materia degenerada
• Objeto astronómico

Enlaces externos

• Vídeos Proyecto Celestia Puedes contemplar un vídeo sobre la rotación de una estrella de neutrones (el Púlsar del Cangrejo, vídeo nº 21).