Las estrellas de neutrones son una de las cosas más asombrosas que conocemos en el universo. Una cucharadita de material de estrella de neutrones pesaría alrededor de mil millones de toneladas, lo que los convierte en algunos de los objetos más densos del universo, solo superados por los agujeros negros. Además de ser extremadamente densos, pueden emitir pulsos extraños y, a veces, se forman en sistemas binarios donde las cosas pueden volverse aún más salvajes.
El gas que comprende el disco orbita alrededor y gradualmente gira en espiral hacia la estrella de neutrones. Créditos: Waggoner (2003) .
En 1969, Jocelyn Bell detectó la primera estrella de neutrones. Era estudiante de doctorado en la Universidad de Cambridge y detectó un pulso de radio muy potente y extremadamente regular (que más tarde se denominó púlsar). Era tan inquietantemente regular que el primer apodo de la señal fue LGM-1, Little Green Men 1.
Las personas que más tarde se involucraron en el estudio realmente no creían que fuera otra civilización y se dispusieron a encontrar las señales que subyacen a la causa. Descubrieron que se trataba de una estrella de neutrones, el núcleo colapsado de una estrella supergigante masiva que no era lo suficientemente masiva como para convertirse en un agujero negro.
Hoy, podemos detectar estrellas de neutrones observando sus señales con detectores de rayos X, y hemos aprendido mucho sobre ellas.
Auge
Las estrellas de neutrones nacen cuando una estrella con 8 a 20 masas solares se queda sin combustible. La estrella sufre una serie de reacciones de fusión nuclear que dejan atrás una forma de cebolla en capas, incluido un núcleo de hierro. El núcleo de hierro es la clave de cómo se desarrollará la estrella; si la masa del núcleo está por encima de un límite (llamado límite de Chandrasekhar), la estrella colapsará en una estrella de neutrones o un agujero negro. Las estrellas con masas inferiores a este límite permanecerán estables como enanas blancas.
La formación de una estrella de neutrones puede ocurrir a una velocidad deslumbrante. Una supernova se produce en 0,1 segundos y lo que queda de la estrella primaria es solo su núcleo, que ahora está hecho de neutrones. La explosión libera neutrinos, que son partículas antisociales que no interactúan con casi ninguna otra partícula.
Una estrella de neutrones comienza su vida como una estrella entre 7 y 20 veces la masa del sol. Cuando este tipo de estrellas se queda sin combustible, colapsa por su propio peso, aplastando su núcleo y provocando una explosión de supernova. Lo que queda es una esfera ultradensa del tamaño aproximado de una ciudad, pero con hasta el doble de la masa del sol comprimida en su interior. Créditos: NASA/NICER.
En 1987 explotó una supernova y detectamos neutrinos de fuera del sistema solar por primera vez en el detector Kamiokande.
La estrella de neutrones que quedó del colosal auge tiene casi 1,5 masas solares, pero su radio es de unos 10 kilómetros, lo que la convierte en la estrella más densa del universo que conocemos. Una cucharada de una estrella de neutrones contiene miles de millones de kilogramos. Compuesto principalmente de neutrones, por supuesto, pero también con algunos protones y electrones aquí y allá, sin las partículas adicionales no sería lo suficientemente estable, los neutrones podrían descomponerse en protones y electrones.
Curiosamente, sin embargo, las estrellas de neutrones no colapsan sobre sí mismas a pesar de su atracción gravitatoria masiva y, en general, son estables.
Esto sucede porque los neutrones son esencialmente fermiones, partículas subatómicas que respetan su propio espacio personal; se podría decir que practican el distanciamiento social subatómico.
En términos más científicos, los fermiones obedecen al principio de exclusión de Pauli: no puedes tener fermiones idénticos en el mismo estado cuántico. Esto significa que los neutrones idénticos no pueden ocupar el mismo espacio, por lo tanto, la presión de tratar de evitar el espacio personal de otros neutrones compite contra la gravedad y la estrella de neutrones se mantiene estable durante mucho tiempo. Este tipo de materia a menudo se denomina materia degenerada, un estado altamente denso de materia fermiónica en el que el principio de exclusión de Pauli ejerce suficiente presión (además de, o en lugar de la presión térmica) para que la estrella de neutrones no colapse.
Clasificación de estrellas de neutrones
Hay varias formas de clasificar las estrellas de neutrones, pero comúnmente hay tres tipos de estrellas de neutrones.
Los más fáciles de encontrar son los púlsares. Los púlsares son estrellas de neutrones giratorias altamente magnetizadas que emiten haces de radiación electromagnética desde sus polos magnéticos. Tienen un pulso muy periódico, que puede repetir un ciclo en milisegundos o durante varios segundos. La rotación y el haz no necesariamente tienen que estar alineados, por eso la mayoría de las imágenes que ilustran púlsares muestran la versión inclinada de los ciclos.
Créditos: NASA/JPL-Caltech.
Los púlsares se toman muy en serio su tiempo, tanto que los astrónomos a veces los usan como cronometradores celestiales. El tiempo de sus pulsos se puede usar para encontrar objetos con precisión, al igual que los marineros de antaño usaban estrellas para guiarse en el mar. La nave espacial Voyager tiene un mensaje para cualquier civilización para encontrar la Tierra. ¿Cómo lo mapearon? Con radio púlsares. Las posiciones de los púlsares galácticos se colocan en una escala en el mapa con su número de rotaciones por ciclo punteado a lo largo de las líneas.
Otra estrella de neutrones es la magnetar, y aquí las cosas realmente se ponen extremas. Los púlsares ya son objetos extremos con campos magnéticos titánicos, pero los magnetares tienen campos 1000 más fuertes que incluso los de un púlsar. Para tener una idea de qué tan grande es el campo del que estamos hablando, el Gran Colisionador de Hadrones tiene imanes para ayudar a acelerar las partículas, y su campo magnético es de alrededor de 8.3 Tesla. El campo magnético de los magnetares es de 10.000.000 billones de Tesla. También pueden causar llamaradas gigantes y liberar energía 100,000,000 billones de veces más fuerte que una llamarada solar.
binarios
Las estrellas de neutrones pueden orbitar alrededor de una compañera, a veces una enana blanca, a veces una estrella de secuencia principal o incluso otra estrella de neutrones. Las cosas se ponen raras cuando comienzan a fusionarse.
Esta animación captura los fenómenos observados en el transcurso de los nueve días posteriores a la fusión de estrellas de neutrones conocida como GW170817. Incluyen ondas gravitacionales (arcos pálidos), un chorro casi a la velocidad de la luz que produjo rayos gamma (magenta), desechos en expansión de una kilonova que produjo emisión ultravioleta (violeta), óptica e infrarroja (azul-blanco a rojo) y, una vez que el chorro dirigido hacia nosotros se expandió a nuestra vista desde la Tierra, rayos X (azul).
Créditos: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA/Laboratorio CI
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El 17 de agosto de 2017, los equipos de Virgo y del Observatorio de ondas gravitacionales con interferómetro láser (LIGO) detectaron dos estrellas de neutrones fusionando ondas gravitacionales en otra galaxia llamada GW170817. Debido a que el proceso de fusión fue tan catastrófico, el evento emitió rayos gamma detectados por el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi. También hubo señales visuales de ese evento y otras mediciones importantes, observaciones de múltiples mensajeros, algo ampliamente anticipado como el futuro de la astrofísica.
superfluido
¿Recuerdas el principio de exclusión de Pauli? Bueno, aún no hemos terminado con eso. Hay una fase de la materia que es como un fluido pero no realmente, y funciona de la misma forma que los superconductores.
Esta animación estilizada muestra la estructura de una estrella de neutrones. Los estados de la materia dentro de los núcleos internos de las estrellas de neutrones siguen siendo un misterio.
NICER confrontará la teoría de la física nuclear con mediciones únicas, explorando los estados exóticos de la materia dentro de las estrellas de neutrones a través de la espectroscopia de rayos X resuelta por rotación. Créditos: NASA/Nicer.
Cuando intentas unir partículas con la misma carga, se repelen entre sí. Pero a una temperatura muy específica y, en el caso de las estrellas de neutrones, densidad, pueden llevarse bien e ignorar el distanciamiento social. Los superconductores tienen un mecanismo extraño para formar interacciones entre electrones, los pares de Cooper. Estas interacciones hacen que el superconductor tenga resistividad cero, para un superfluido significa viscosidad cero, una propiedad en los fluidos que los hace fluir lentamente.
Tampoco se supone que los neutrones formen pares, aunque no estén cargados. Sin embargo, en ese entorno extremo, logran formar esta fase superconductora que en realidad se llama estado superfluido. Ocurre dentro de la corteza interna y el núcleo externo de las estrellas de neutrones.
Los pares de Cooper hechos de neutrones hacen posible un estado superfluido en una estrella de neutrones. Puede sonar extraño llamarlo fluido en un objeto tan denso, pero si lo piensas bien, no es un problema, todo es denso y el núcleo es más denso, una región menos densa en comparación con una súper densa puede llamarse fluido. .
La evidencia de eso es el resultado del emparejamiento. Las relaciones entre los neutrones no son estables por lo que se rompen y emiten neutrinos en respuesta, esta liberación de neutrinos hace que la estrella se enfríe. Dos grupos detectaron de forma independiente el mecanismo de enfriamiento de la estrella de neutrones dentro de Cassiopeia A. La observación de 10 años muestra que la estrella se enfrió un 4%, la mejor explicación es que está de acuerdo con la teoría superfluida.
Cassiopeia A. Crédito de la imagen: NASA/CXC/SAO.
Esas fueron solo algunas de las peculiares características de las estrellas de neutrones, pueden volverse más extrañas que eso. Probablemente ocurran cosas exóticas en sus núcleos internos, explicados con más mecánica cuántica que podría hacer que Rick y Morty parezcan viejos.
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