Estrella de Neutrones

En una estrella suficientemente masiva, se forma un núcleo de hierro y todavía el colapso gravitatorio tiene energía suficiente para calentarlo a una temperatura suficientemente alta, para una de dos fundir o fisionar el hierro. Ya sea en las secuelas de una supernova o en sólo una estrella masiva colapsando, la energía se eleva lo suficiente para romper el hierro en partículas alfa y otras unidades más pequeñas, y aún así la presión continúa trabajando. Cuando se alcanza el umbral de la energía necesaria para forzar la combinación de electrones y protones para formar neutrones, se pasa el límite de degeneración de electrones y el colapso continúa hasta que es detenido por la degeneración de neutrones. En este punto, en estrellas de masa inferior a dos o tres masas solares, parece que el colapso se detiene, la colección de neutrones resultante se llama estrella de neutrones. Los emisores periódicos llamados púlsares se cree que son estrellas de neutrones.

Si la masa excede a unas tres masas solares, entonces incluso la degeneración de neutrones no detendrá el colapso, y el núcleo se contrae hacia la condición de agujero negro.

Este radio de degeneración de neutrones es de unos 20 km para una masa solar, en comparación con el tamaño de la Tierra para una masa solar de enana blanca. La densidad se cifra en cerca de mil millones de toneladas por cucharadita en comparación con 5 toneladas por cucharadita de la enana blanca.

Pasachoff sugiere que las estrellas de neutrones pueden ser cristalinas con costras del orden de 100 metros de espesor, y una atmósfera de unos pocos centímetros de espesor. Pueden tener 10¹¹ veces la gravedad terrestre y un potente campo magnético.

Una estrella de neutrones podría tener una atmósfera de unos pocos centímetros de espesor y sierras sobresalendo unos centímetros por encima de la atmósfera.

Una estrella de neutrones se piensa que tiene aproximadamente 1/100.000 del diámetro del Sol, y un núcleo del orden de 100.000 veces más pequeño que un átomo.

Los Púlsares

A finales de los años 1960, se descubrieron intrigantes y precisos pulsos de radio repetidos, en el plano de nuestra galaxia, y medio en serio se atribuyeron a "hombrecitos verdes" llamados LGMs. Por un proceso de eliminación y modelado, estas fuentes periódicas llamadas pulsares, se atribuyen a la rotación de las estrellas de neutrones que emiten haces de barrido de tipo faro, a medida que rotan.

Las variaciones en la tasa periódica normal, se interpretan como mecanismos de pérdida de energía o, en un caso, tomados como evidencia de planetas alrededor del púlsar.

La Degeneración de Neutrones

La degeneración de neutrones es una aplicación estelar del principio de exclusión de Pauli, al igual que la degeneración de electrones. Dos neutrones no pueden ocupar estados idénticos, incluso bajo la presión de una estrella de varias masas solares en colapso. Para masas estelares de menos de aproximadamente 1,44 masas solares (el límite de Chandrasekhar), la energía del colapso gravitacional no es suficiente para producir los neutrones de una estrella de neutrones, por lo que el colapso es detenido por degeneración de electrones para formar enanas blancas. Por encima de 1,44 masas solares, hay suficiente energía disponible a partir del colapso gravitatorio, para forzar la combinación de electrones y protones y formar neutrones. Cuando la estrella se contrae más, todos los niveles de energía de neutrones más bajos están llenos y los neutrones son forzados a niveles de energía más altos, llenando los niveles de energía mas bajos no ocupados. Esto crea una presión efectiva que previene más colapso gravitacional, formándose una estrella de neutrones. Sin embargo, para las masas de más de 2 a 3 masas solares, incluso la degeneración de neutrones no puede evitar un mayor colapso, y éste continúa hacia un estado de agujero negro.

Ejemplos de Pulsar

En 1967, fue descubierto en nuestra galaxia una repetición de un pulso de RF con un período de 1,3373011 segundos, reproducibles en ¡1 part in 10⁸!. En un principio generó expectación como un posible faro de una civilización inteligente. En la actualidad se le llama pulsar y se ve como una fuente puntual de radiación de una estrella de neutrones que gira, un faro giratorio.

En la Nebulosa del Cangrejo fue descubierto un pulsar de 0,033 segundos, así como su contrapartida óptica y de rayos X. El descubrimiento de las señales ópticas y de RF de la misma fuente fué importante, ya que dió una sonda del número de electrones libres en el espacio entre nosotros y el pulsar. Usando la distancia a la nebulosa del cangrejo obtenida por otros métodos, la dispersión, o la desaceleración de la RF en comparación con el visible, dio la cifra de alrededor de 1 electrón por 30 cm³. El púlsar del Cangrejo está disminuyendo a un ritmo de alrededor de 10^-8 seg. por día, y la pérdida de energía correspondiente concuerda bien con la energía necesaria para mantener la nebulosa luminosa. El asentamiento de la corteza del pulsar por un monto tan pequeño como un mm, puede representar "seismos estelares", fallos que aceleran el pulsar durante un corto periodo de tiempo.

Pulsar Binario

Hulse y Taylor ganaron el Premio Nobel en 1993 por el descubrimiento del primer pulsar binario en 1974. Tiene un periodo de 59 milisegundos, pero muestra un periodo orbital de 7 horas y 45 minutos. Descubierto en Arecibo, fué una prueba importante de la relatividad general. Ha habido unos 40 pulsares binarios descubiertos hasta la fecha.

Un sistema binario emocionante fue publicado en Nature en diciembre de 2003 y en Science a principios de 2004. Con la engorrosa designación de PSR J0737-3039A, se compone de púlsares con una órbita excéntrica de período de ¡sólo 2,4 horas!. El más activo de los púlsares gira 44 veces por segundo y su compañero sólo una vez en 2,8 segundos. Irion en Science describe a la pareja como "dos pulsares en un apretado abrazo orbital, disparándose mutuamente radiación, en una espiral hacia un destino común." Los informes de los cálculos de la relatividad general, sugieren una convergencia de los dos pulsares de unos 7 milímetros/día, con un encuentro proyectado para dentro de unos 85 millones de años.

Con tan sólo 2000 años luz de distancia, este púlsar binario está relativamente cerca. Su órbita está casi de canto desde la Tierra, óptima para su visualización. La información sobre las teorías relativistas de la interacción gravitatoria, es parte de las expectativas de este dramático par. El descubrimiento de este púlsar binario se acredita al radiotelescopio Parkes de 64 metros en Nueva Gales del Sur, Australia. La medición del período más lento de la acompañante, se acredita al Observatorio Jodrell Bank en Macclesfield, Reino Unido.

¿Planetas Alrededor de Púlsares?

Las emisiones de radio procedentes del objeto etiquetado PSR B1257 +12 a unos 980 años luz de distancia en la constelación de Virgo, lo clasifican como un púlsar con un período de 6,33 milisegundos. Las observaciones desde Arecibo detectaron variación en el período de los púlsares que podían ser modelados en términos de planetas que orbitan alrededor del púlsar. Las observaciones actuales indican tres planetas y un posible cuarto.

Wiki sobre PSR B1257+12