Estrella de neutrons

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Diagrama explicatiu d'una estrella de neutrons. Es pot apreciar clarament com, a mesura que hom s'hi endinsa, la densitat augmenta.

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 que la d'una estrella mitjana. Les estrelles de neutrons representen l'etapa final de la vida de certes estrelles: perquè una estrella es pugui convertir en estrella de neutrons cal que tingui una massa entre 9 i 30 vegades la massa solar, i passar per una fase de supernova.

Foren els primers objectes astronòmics l'existència dels quals es predigué teòricament (1933) abans d'observar-los (1967), en forma de púlsars.

Formació[modifica | modifica el codi]

Després de l'explosió d'una supernova queda un nucli compacte hiperdens de ferro i altres metalls pesants 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, per la qual cosa 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 a 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, en tenir menys càrrega, absorbeixen amb major facilitat els electrons que penetren en els nuclis i es combinen amb els protons. D'aquesta manera, l'heli resultant és susceptible fotodesintegrar-se, per la qual cosa es generen grans quantitats de protons lliures.


Fotodesintegració del ferro: \gamma + {}^{56}\rm{Fe} \rightarrow 13 \alpha +4n

Fotodesintegració de l'heli: \gamma + {}^{4}\rm{He} \rightarrow 2p +2n

La fotodesintegració fa que l'estrella compacta es refredi, ja que és una reacció endotèrmica. Per altra banda, la concentració d'electrons disminueix en ser absorbits pels nuclis, cosa 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 què quasi tota la massa de l'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, és difús i no es coneix amb exactitud. En cas de superar aquest límit ni tan sols l'estrella de neutrons seria capaç de sostenir-se a si mateixa, per la qual cosa 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.

Història del descobriment[modifica | modifica el codi]

El 1933 (un any després del descobriment del neutró), els astrònoms Walter Baade i Fritz Zwicky van proposar les estrelles de neutrons com a possibles subproductes d'una supernova. Com que no hi havia objectes coneguts que es pogueren associar amb aquest tipus d'estrella no reberen especial atenció.

Tot i això, el 1967 l'equip de radioastrònoms liderat per Antony Hewish descobrí els púlsars, treball que li valgué el Premi Nobel el 1974, que foren associats ràpidament amb les estrelles de neutrons per T. Gold el 1968. L'explicació es basà en el fet que els intensos camps magnètics predits per a les estrelles de neutrons (de l'ordre de 108 tesles) podien explicar l'estabilitat de les pulsacions rebudes, i va predir que la freqüència de les pulsacions emeses devia caure lentament, arran de la pèrdua d'energia rotacional, cosa que fou comprovada en descobrir-se la disminució de la freqüència de les pulsacions del púlsar de la Nebulosa del Cranc. Aquest argument fou estudiat teòricament per J. Ostriker i J. Gunnn el 1969 amb el model de frenada per dipol magnètic.

Darrers descobriments[modifica | modifica el codi]

El 25 de setembre de 2008, un equip internacional d'investigadors, entre els quals la investigadora de la UPC Glòria Sala, descobreixen un possible tipus d'estel nou,[1] que podria ser un tipus especial d'estrella de neutrons jove amb camps magnètics extraordinàriament potents.[2]

Referències[modifica | modifica el codi]

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Estrella de neutrons Modifica l'enllaç a Wikidata