lunes, 21 de diciembre de 2009

13 Estrellas de Neutrones

Ilustración estrella de neutrones

Ilustración estrella de neutrones


«Los avances de la ciencia raras veces se gestan como resultado de un propósito específico. Múltiples son los casos en que trascienden de una intuición o de un hallazgo ocurrido investigando un objetivo distinto. Por algo se ha dicho y repetido: «La ciencia no se desarrolla siguiendo un esquema lógico, sino que, como el arte, toma súbitamente los más impensados derroteros atraída o dirigida por una adivinación o un sueño.»

Arturo Aldunate Philipps




Se puede describir que un destinos espectacular va a tener toda aquella estrella que, por haber tenido una masa seis veces superior a la del Sol durante su permanencia en la secuencia principal alcanza, en su etapa final de gigante roja, una masa de M = ›6M, y su núcleo post-desplome una de ›1,44 M.

Existen varios modelos detallados sobre lo que sucede después del colapso de una estrella supergigante roja que no son coincidentes unos con otro, salvo en lo relacionado al núcleo remanente. Según el propuesto por Hans Bethe de Cornell University, el núcleo colapsado eyecta hacia el espacio el material de la parte exterior de la estrella. Sterling Colgate, del Laboratorio Nacional de Los Álamos, elaboró un modelo distinto en el que una explosión de neutrinos energéticos (partículas subatómicas creadas por las reacciones nucleares del núcleo que se colapsa) lanza las capas exteriores de la estrella junto con el viento de neutrinos que emana del núcleo. Es posible que fundamentos descritos en ambos modelos y otros complementarios, combinados expliquen los mecanismos que dispersan las capas externas de las estrellas que colapsan.

Ilustración E. Neutrones

Sin embargo, tal como ya lo enunciamos, lo que predicen todos los modelos es que en el núcleo, que es el residuo de la supernova, la materia adopta un nuevo estado: el de una estrella de neutrones. Allá por 1933, los astrofísicos Fritz Zwicky y Walter Baade, e independientemente, el físico Lev Landau, postularon teóricamente la existencia de objetos de este tipo. Landau mostró que estrellas con una masa por sobre M = ›1,44M (límite de Chandrasekhar) pueden balancear la fuerza de gravedad al hacer que los neutrones se compactibilicen apilándose entre sí. Landau dedujo que estas estrellas de neutrones, a pesar de ser más masivas que el Sol, deberían ser muy pequeñas. En 1939, dos físicos de la Universidad de California, en Berkeley -el norteamericano J. Robert Oppenheimer (que alcanzaría la fama como director del Proyecto Manhattan, en el marco del cual se desarrolló la primera bomba atómica) y el estudiante canadiense George Volkoff- estimaron teóricamente que los límites másicos de las estrellas de neutrones debían encontrarse entre una décima parte y siete décimas partes de la masa solar. Con posterioridad sin embargo, este límite superior se ha revisado al alza, y aunque el valor preciso es todavía incierto no es probable que exceda las tres masas solares con un diámetro de hasta 20 kilómetros. Pero, ¿qué es realmente una estrella de neutrones?

En una estrella que al colapsar su núcleo supera el límite de 1,44M se genera un proceso en el cual los electrones, forzados a moverse por las leyes de la mecánica cuántica, lo hacen con una velocidad inmensa y al chocar con los protones los transforman en neutrones que son incapaces de generar la presión equilibrante necesaria frente a la fuerza de gravedad, produciéndose una catástrofe en la estrella que se queda sin su fuente de sustentación mecánica. La estrella se neutroniza, se transforma en un gas de neutrones. Disminuye su tamaño considerablemente y cuando tiene un radio de tan sólo entre 10 a 20 kilómetros el gas de neutrones se degenera y logra soportar al ente como una estrella de neutrones.

Una estrella de neutrones viene a ser como las cenizas humeantes de la explosión de un gran, pero gran artefacto nuclear, una supernova. La inmensa presión y temperatura que se dan cita en el núcleo de hierro de la supernova en el momento de su explosión origina una de estas estrellas, haciendo que a pesar de sus cargas opuestas, los electrones y protones se aproximen de tal manera que acaben fusionándose y originando neutrones. Por debajo de una corteza sólida, de unos cuantos metros de espesor, estos neutrones forman una materia tan densa en el interior profundo de la estrella, que una cucharada de la misma podría llegar a pesar mil millones de toneladas. Aunque en tamaño puede no superar los 20 kilómetros de diámetro, una estrella de neutrones presenta un campo gravitatorio en su superficie cien mil millones de veces superior al que se experimenta en la superficie terrestre.

Ilustración St. Neutrones

Ilustración de la estrella de neutrones ubicada en el centro de la nebulosa El Cangrejo, que puede concebirse como uno de los objetos cósmicos más poderoso dentro de los que cohabitan el universo. En el dibujo se ve grande comparada con la ciudad de New York; sin embargo, es lejos lo suficientemente pequeña para no poder ser observada por cualesquiera de los telescopios actualmente en uso. Ahora bien, nadie sabe cuál es el aspecto que puede tener una estrella de neutrones, pero podemos imaginárnosla como una bola gris oscura y lisa, con una muy tenue emisión de luz dado la intensiva gravedad que comporta.



Todo esto es teoría. ¿Existen de verdad las estrellas de neutrones? Ciertamente que sí; fueron descubiertas por casualidad en 1967. Por ello es que, en las separatas siguientes de este capítulo, intentaremos elaborar una monografía para tratar de explicar, bajo la concepción de la astrofísica, la mayoría de los fenómenos que se encuentran involucrados en la estructura y comportamiento de estos extraños astros, mal llamados estrellas.

Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_07.htm

1 comentario:

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