¿QUÉ ES UNA ESTRELLA DE NEUTRONES?

Las estrellas que tienen una clasificación de gigantes rojas, que tienen masas similares a la del Sol, en sus últimas etapas de vida, experimentan una gran pérdida de masa en su superficie. En la etapa en que han agotado incluso el Helio en su interior, el combustible que estará quemando en esos momentos, la estrella se desestabilizará tanto en presión como en gravedad. En ese momento será cuando la estrella llegará al final de su vida, ya que las capas externas de la estrella saldrán expulsadas hacia el espacio, pero de forma asombrosa, el núcleo de la estrella quedará intacto en el centro pero sin nada que la envuelva.

Todas estas capas más externas que han sido expulsadas se convertirán posteriormente en una nebulosa planetaria en forma de gas y polvo. Con el paso de los años, esta nebulosa dejará visible el núcleo central.

Ese núcleo con el paso de los años se enfriará para convertirse en lo que se llama como enana blanca. Dicho de una forma simple, una enana blanca es el núcleo de la estrella que terminó su vida pero que ha quedado ahí intacto, mientras que el resto de la antigua estrella esta en forma de nebulosa planetaria.

Una enana blanca o mejor dicho, el núcleo de la estrella no es muy grande. Es aproximadamente del tamaño de unos 10 mil kilómetros de diámetro, unas cien veces menor que el Sol. Sin embargo, contiene una masa muy parecida a la del Sol (lo que pierde en la fase de gigante roja y como nebulosa planetaria es un pequeño porcentaje de la masa original). Por lo tanto, la densidad de una enana blanca es aproximadamente una tonelada por centímetro cúbico.

La materia en las enanas blancas  se encuentra tan comprimida que los átomos han perdido ya todos sus electrones y estos forman un mar de electrones libres que se mueven dentro de los núcleos. El Sol morirá como una enana blanca y se quedará como una esfera de unos 10.000 kilómetros de diámetro y totalmente frío.

En estos momentos el Sol está consumiendo hidrógeno, y a la misma vez lo convierte en helio. Cuando el hidrógeno se termine el Sol se verá obligado a consumir ese helio que formó que a la misma vez lo convertirá en carbono. Será en ese punto, cuando el helio se termine cuando le sucederá todo lo explicado anteriormente. Todas las estrellas con una masa inferior a 9-10 veces la masa solar, terminarán de esta manera.

Ahora bien, 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 de una estrella superigigante roja, se forma una supernova y entonces 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.

La temperatura del objeto asciende hasta los 3 × 109 K, es decir unos tres mil millones de grados centígrados, 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. También el helio resultante es susceptible de ser fotodesintegrado, por lo que se generarán ingentes cantidades de protones libres.

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 tres 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.

Si en una enana blanca tiene una masa parecida a la de la estrella que proviene, una estrella de neutrones un centímetro cúbico de una estrella de neutrones pesa unos 1000 millones de toneladas. Son esferas con un diámetro  de unos doce kilómetros, es decir, el tamaño de una ciudad.

A base de modelos, se ha podido hacer una aproximación de como seria la superficie e interior de una estrella de neutrones. Se cree que pueden tener una corteza de hierro con un espesor de tan solo un metro y un interior con núcleos y partículas atómicas fuertemente comprimidos hasta alcanzar la densidad de la materia en los núcleos atómicos para formar un “cristal“ sólido de  materia nucleica. Debido a la gravedad de una estrella de neutrones, posarse encima de la corteza sería prácticamente imposible. Haría falta la energía que consume en un año una gran ciudad de la tierra.

En caso de colapso gravitatorio, que generalmente ocurre en cualquier estrella compacta de entre 10 a 25 masas solares, en vez de producirse una estrella de neutrones, se producirá un agujero negro. Algunas estrellas de neutrones giran rápidamente y emiten rayos de radiación electromagnética como púlsares.

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