Estrella neutrón

Una estrella de neutrones  es un cuerpo cósmico , que es uno de los posibles resultados de la evolución de las estrellas , que consiste principalmente en un núcleo de neutrones cubierto con una corteza relativamente delgada (alrededor de 1 km) de materia en forma de núcleos atómicos pesados ​​y electrones .

Las masas de las estrellas de neutrones son comparables a la masa del Sol , pero el radio típico de una estrella de neutrones es sólo de 10 a 20 kilómetros . Por lo tanto, la densidad promedio de la sustancia de tal objeto es varias veces mayor que la densidad del núcleo atómico (que para núcleos pesados ​​es en promedio 2.8⋅10 17 kg/m³). La presión de la materia nuclear , que surge debido a la interacción de los neutrones, evita una mayor compresión gravitacional de una estrella de neutrones.

Muchas estrellas de neutrones tienen velocidades de rotación axial extremadamente altas, de hasta varios cientos de revoluciones por segundo. Según los conceptos modernos, las estrellas de neutrones surgen como resultado de estallidos de supernovas .

Formación

Cualquier estrella de secuencia principal con una masa inicial mayor a 8 veces la del Sol ( M ⊙ ) puede convertirse en una estrella de neutrones en el proceso de evolución. A medida que la estrella evoluciona, todo el hidrógeno de su interior se quema y la estrella desciende de la secuencia principal . Durante algún tiempo, la liberación de energía en una estrella está asegurada por la síntesis de núcleos más pesados ​​a partir de núcleos de helio , pero esta síntesis finaliza después de que todos los núcleos más ligeros se convierten en núcleos con un número atómico cercano al número atómico del hierro: los elementos con el máxima energía de enlace nuclear.

Cuando todo el combustible nuclear en el núcleo se ha agotado, el núcleo solo se mantiene alejado de la contracción gravitatoria por la presión del gas de electrones degenerados .

Con una mayor compresión de las capas externas de la estrella, donde las reacciones de fusión termonuclear aún están en curso, a medida que los núcleos ligeros se queman, la compresión del núcleo de la estrella aumenta y la masa del núcleo de la estrella comienza a exceder el límite de Chandrasekhar . La presión del gas de electrones degenerados se vuelve insuficiente para mantener el equilibrio hidrostático y el núcleo comienza a condensarse rápidamente, como resultado de lo cual su temperatura se eleva por encima de 5⋅10 9  K . A tales temperaturas, la fotodisociación de los núcleos de hierro en partículas alfa ocurre bajo la acción de la radiación gamma fuerte. Con un aumento posterior de la temperatura, los electrones y los protones se fusionan en neutrones en el proceso de captura de electrones . De acuerdo con la ley de conservación de la carga de los leptones , en este caso se forma una poderosa corriente de neutrinos electrónicos .

Cuando la densidad de la estrella alcanza una densidad nuclear de 4⋅10 17  kg/m 3 , la presión del gas ideal de neutrones degenerados de Fermi-Dirac detiene la contracción. La caída de la capa exterior de la estrella sobre el núcleo de neutrones se detiene y es expulsada del núcleo de la estrella por un flujo de neutrinos, ya que a temperaturas muy altas en la capa que se derrumba, el material de la capa se vuelve opaco a los neutrinos y la estrella se convierte en una supernova. Después de la dispersión de la capa exterior de la estrella, queda un remanente estelar: una estrella de neutrones.

Si la masa de este remanente excede los 3 M ⊙ , entonces el colapso de la estrella continúa y aparece un agujero negro [1] .

A medida que el núcleo de una estrella masiva se contrae durante una explosión de supernova Tipo II , Supernova Tipo Ib o Supernova Tipo Ic y colapsa en una estrella de neutrones, conserva la mayor parte de su momento angular original . Pero dado que el radio del remanente de la estrella es muchas veces más pequeño que el radio de la estrella madre, el momento de inercia del remanente disminuye drásticamente y, de acuerdo con la ley de conservación del momento angular, la estrella de neutrones adquiere una muy alta velocidad angular de rotación, que disminuye gradualmente durante un tiempo muy largo. Se conocen estrellas de neutrones con períodos de rotación de 1,4 ms a 30 ms.

La alta densidad de una estrella de neutrones en tamaños pequeños se debe a su altísima aceleración de caída libre en la superficie con valores típicos que van de 10 12 a 10 13 m/s 2 , que es más de 10 11 veces mayor que en la superficie de la Tierra [2] . Con una gravedad tan alta, las estrellas de neutrones tienen velocidades de escape que van desde los 100 000 km/s hasta los 150 000 km/s, es decir, entre un tercio y la mitad de la velocidad de la luz . La gravedad de una estrella de neutrones acelera la materia que cae sobre ella a velocidades enormes. La fuerza de su impacto es probablemente suficiente para destruir los átomos de la materia que cae y puede convertir esta materia en neutrones.

Información general

Entre las estrellas de neutrones con masas medidas de forma fiable, la mayoría tiene una masa entre 1,3 y 1,5 masas solares , que está cerca del valor del límite de Chandrasekhar . Teóricamente, las estrellas de neutrones con masas de 0,1 a aproximadamente 2,16 [3] masas solares son aceptables. Las estrellas de neutrones más masivas conocidas son Vela X-1 (tiene una masa de al menos 1,88 ± 0,13 masas solares en el nivel 1σ , que corresponde a un nivel de significancia de α≈34%) [4] , PSR J1614–2230 (con estimación de masa 1.97±0.04 solar) [5] [6] [7] , PSR J0348+0432 (con estimación de masa 2.01±0.04 solar) y, finalmente, PSR J0740+6620 (con estimación de masa según varios fuentes 2.14 o 2.17 solar). La contracción gravitacional de las estrellas de neutrones se ve obstaculizada por la presión del gas de neutrones degenerados . El valor máximo de la masa de una estrella de neutrones viene dado por el límite de Oppenheimer-Volkov , que actualmente se desconoce, ya que la ecuación de estado de la materia a densidades nucleares sigue siendo poco conocida. Hay suposiciones teóricas de que con un aumento aún mayor en la densidad por encima de la densidad nuclear, la transición de la materia de estrellas de neutrones a estrellas de quarks es posible [8] .

El campo magnético en la superficie de las estrellas de neutrones alcanza un valor de 10 12 -10 13 gauss (en comparación, la Tierra tiene alrededor de 1 gauss). Son los procesos en la magnetosfera de las estrellas de neutrones los responsables de la emisión de radio de los púlsares . Desde la década de 1990, algunas estrellas de neutrones se han clasificado como magnetares  , estrellas con un campo magnético del orden de 10 14 G y superior.

Cuando la fuerza del campo magnético excede el valor "crítico" de 4.414⋅10 13 G, en el cual la energía de interacción del momento magnético del electrón con el campo magnético excede su energía en reposo m e c ², los efectos relativistas específicos se vuelven significativos, la polarización del vacío físico , etc.

Para 2015, se han descubierto más de 2500 estrellas de neutrones. Alrededor del 90% de ellos son estrellas individuales, el resto son parte de múltiples sistemas estelares.

En total, en nuestra Galaxia, según las estimaciones, puede haber 10 8 -10 9 estrellas de neutrones, aproximadamente una estrella de neutrones por cada mil estrellas ordinarias.

Las estrellas de neutrones se caracterizan por una alta velocidad de su propio movimiento (generalmente cientos de km/s). Como resultado de la acumulación de gas interestelar en la superficie de una estrella de neutrones, una estrella de neutrones se puede observar desde la Tierra en diferentes rangos espectrales, incluido el óptico, que representa aproximadamente el 0,003% de la energía total emitida por la estrella (correspondiente a 10 magnitud estelar absoluta ) [9] .

Edificio

Se pueden distinguir convencionalmente cinco capas en una estrella de neutrones: atmósfera, corteza exterior, corteza interior, núcleo exterior y núcleo interior.

La atmósfera de una estrella de neutrones es una capa muy delgada de plasma (desde decenas de centímetros para las estrellas calientes hasta milímetros para las frías), en la que se forma la radiación térmica de una estrella de neutrones [10] .

La corteza exterior está compuesta de núcleos y electrones y tiene varios cientos de metros de espesor. En una capa delgada (no más de unos pocos metros) cerca de la superficie de la corteza exterior caliente de una estrella de neutrones, el gas de electrones está en un estado no degenerado, en capas más profundas el gas de electrones está degenerado, con una mayor profundidad su degeneración se vuelve relativista y ultrarrelativista [10] .

La corteza interna consiste en electrones, neutrones libres y núcleos atómicos con un exceso de neutrones. A medida que aumenta la profundidad, aumenta la fracción de neutrones libres, mientras que disminuye la fracción de núcleos atómicos. El espesor de la corteza interna puede alcanzar varios kilómetros [10] .

El núcleo externo consta de neutrones con una pequeña mezcla (varios por ciento) de protones y electrones. Para estrellas de neutrones con poca masa, el núcleo exterior puede extenderse hasta el centro de la estrella [10] .

Las estrellas de neutrones masivas también tienen un núcleo interno. Su radio puede alcanzar varios kilómetros, la densidad en el centro del núcleo puede exceder la densidad de los núcleos atómicos entre 10 y 15 veces. La composición y ecuación de estado de la sustancia del núcleo interno no se conocen con certeza. Hay varias hipótesis, las tres más probables de las cuales son: 1) un núcleo de quark , en el que los neutrones se descomponen en sus quarks up y down constituyentes; 2) un núcleo hiperónico de bariones, incluidos extraños quarks; y 3) el núcleo kaon , que consta de mesones de dos quarks, incluidos extraños (anti)quarks. Sin embargo, actualmente es imposible confirmar o refutar cualquiera de estas hipótesis [10] [11] .

Enfriamiento de estrellas de neutrones

En el momento del nacimiento de una estrella de neutrones como resultado de la explosión de una supernova, su temperatura es muy alta, alrededor de 10 11 K (es decir, 4 órdenes de magnitud más alta que la temperatura en el centro del Sol), pero cae muy rápidamente debido al enfriamiento de los neutrinos . En solo unos minutos, la temperatura desciende de 10 11 a 10 9 K, y en un mes a 10 8 K. Luego, la luminosidad del neutrino disminuye bruscamente (depende mucho de la temperatura) y el enfriamiento se produce mucho más lentamente debido al fotón. radiación (térmica) de la superficie. La temperatura de la superficie de las estrellas de neutrones conocidas, para las que se ha medido, es del orden de 10 5 -10 6 K (aunque el núcleo aparentemente es mucho más caliente) [10] .

Historial de descubrimientos

Las estrellas de neutrones son una de las pocas clases de objetos cósmicos que se predijeron teóricamente antes del descubrimiento por parte de los observadores.

Por primera vez, la idea de la existencia de estrellas con mayor densidad incluso antes del descubrimiento del neutrón, realizado por Chadwick a principios de febrero de 1932, fue expresada por el famoso científico soviético Lev Landau . Entonces, en su artículo “Sobre la teoría de las estrellas” , escrito en febrero de 1931, pero por razones desconocidas publicado tardíamente solo el 29 de febrero de 1932, más de un año después, escribe: “Esperamos que todo esto [violación de la leyes de la mecánica cuántica] debería manifestarse cuando la densidad de la materia sea tan grande que los núcleos atómicos entren en estrecho contacto, formando un núcleo gigante.

En diciembre de 1933, en la convención de la American Physical Society (15-16 de diciembre de 1933), los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky hicieron la primera predicción rigurosa de la existencia de estrellas de neutrones. En particular, sugirieron razonablemente que una estrella de neutrones podría formarse en una explosión de supernova . Cálculos teóricos mostraron que la radiación de una estrella de neutrones en el rango óptico es demasiado débil para ser detectada usando instrumentos astronómicos ópticos de esa época.

El interés por las estrellas de neutrones aumentó en la década de 1960 cuando comenzó a desarrollarse la astronomía de rayos X , ya que la teoría predecía que su radiación térmica alcanzaba su punto máximo en la región de rayos X blandos. Sin embargo, inesperadamente fueron descubiertos en observaciones de radio . En 1967, Jocelyn Bell , estudiante de posgrado de E. Hewish , descubrió objetos que emiten pulsos de radio regulares. Este fenómeno se explica por la estrecha dirección del haz de radio de un objeto espacial que gira rápidamente, una especie de "radiobaliza cósmica". Pero cualquier estrella ordinaria colapsaría por las fuerzas centrífugas a una velocidad de rotación tan alta. Solo las estrellas de neutrones eran adecuadas para el papel de tales "balizas espaciales". El púlsar PSR B1919+21 se considera la primera estrella de neutrones descubierta.

Clasificación de las estrellas de neutrones

La interacción de una estrella de neutrones con la materia circundante está determinada por dos parámetros principales y, en consecuencia, por sus manifestaciones observables: el período (velocidad) de rotación y la magnitud del campo magnético. Con el tiempo, la estrella gasta su energía de rotación y su rotación se ralentiza. El campo magnético también se está debilitando. Por esta razón, una estrella de neutrones puede cambiar de tipo durante su vida. A continuación se muestra la nomenclatura de las estrellas de neutrones en orden descendente de velocidad de rotación, según la monografía de V. M. Lipunov [12] . Dado que la teoría de las magnetosferas púlsares aún está en desarrollo, existen modelos teóricos alternativos (consulte la revisión reciente [13] y las referencias allí).

Eyector ( radio púlsar )

Fuertes campos magnéticos y corto período de rotación. En el modelo más simple de la magnetosfera, el campo magnético gira rígidamente, es decir, con la misma velocidad angular que el cuerpo de una estrella de neutrones. A cierto radio , la velocidad lineal de rotación del campo se aproxima a la velocidad de la luz . Este radio se denomina "radio del cilindro ligero". Más allá de este radio, el campo magnético dipolar habitual no puede existir, por lo que las líneas de intensidad de campo se rompen en este punto. Las partículas cargadas que se mueven a lo largo de las líneas del campo magnético pueden salir de una estrella de neutrones a través de tales acantilados y volar hacia el espacio interestelar. Una estrella de neutrones de este tipo "expulsa" (del inglés eject  - vomitar, expulsar) partículas cargadas relativistas que irradian en el rango de radio . Los eyectores se observan como radio púlsares .  

"Hélice"

La velocidad de rotación ya no es suficiente para expulsar partículas, por lo que una estrella así no puede ser un radio púlsar . Sin embargo, la velocidad de rotación sigue siendo alta y la materia capturada por el campo magnético que rodea a la estrella de neutrones no puede caer a la superficie, es decir, la materia no se acumula . Las estrellas de neutrones de este tipo son prácticamente inobservables y poco estudiadas.

Accretor ( púlsar de rayos X )

La velocidad de rotación se reduce tanto que ya nada impide que la materia caiga sobre esa estrella de neutrones. Al caer, la materia, ya en estado de plasma, se mueve a lo largo de las líneas del campo magnético y golpea la superficie del cuerpo de una estrella de neutrones en la región de sus polos, mientras se calienta a decenas de millones de grados. La materia calentada a temperaturas tan altas brilla intensamente en el rango de rayos X suaves . El tamaño de la región en la que la materia incidente choca con la superficie del cuerpo de una estrella de neutrones es muy pequeño: solo unos 100 metros. Este punto caliente es eclipsado periódicamente por el cuerpo estelar debido a la rotación de la estrella, por lo que se observan pulsaciones regulares de rayos X. Estos objetos se denominan púlsares de rayos X.

Georotador

La velocidad de rotación de tales estrellas de neutrones es baja y no impide la acumulación. Pero las dimensiones de la magnetosfera son tales que el campo magnético detiene el plasma antes de que sea capturado por la gravedad. Un mecanismo similar funciona en la magnetosfera de la Tierra , razón por la cual este tipo de estrellas de neutrones obtuvo su nombre.

Ergostar

Una variedad estable teóricamente posible de una estrella de neutrones con una ergosfera [14] . Probablemente, las ergoestrellas surgen en el proceso de fusión de estrellas de neutrones.

Notas

  1. ↑ Bally, John; Reipurth, Bo. El nacimiento de las estrellas y los planetas . — ilustrado. - Cambridge University Press , 2006. - S. 207. - ISBN 978-0-521-80105-8 .
  2. ↑ Haensel, Pawel; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. Estrellas de neutrones. - Springer, 2007. - ISBN 978-0-387-33543-8 .
  3. ↑ Dmitri Trunin. Los astrofísicos han refinado la masa límite de las estrellas de neutrones . nplus1.ru. Consultado el 18 de enero de 2018. Archivado desde el original el 25 de marzo de 2019.
  4. ↑ H. Quaintrell et al.. La masa de la estrella de neutrones en Vela X-1 y las oscilaciones no radiales inducidas por mareas en GP Vel  // Astronomía y astrofísica  . - EDP Ciencias , Abril 2003. - No. 401 . - Pág. 313-323 . -arXiv : astro - ph/0301243 .
  5. ↑ Demorest PB, Pennucci T., Ransom SM, Roberts MSE & Hessels JWT Una estrella de neutrones de dos masas solares medida con el retardo de Shapiro   // Naturaleza . - 2010. - Vol. 467 . - P. 1081-1083 .
  6. ↑ Descubierta la estrella de neutrones más pesada conocida
  7. ↑ La estrella de neutrones "superpesada" niega la teoría de los quarks "libres" . RIA Novosti (29 de octubre de 2010). Consultado el 30 de octubre de 2010. Archivado desde el original el 16 de octubre de 2012.
  8. ↑ ¿La materia oscura ayuda al nacimiento de estrellas extrañas? Archivado el 18 de noviembre de 2011 en Wayback Machine Elementy.ru, 2010
  9. ↑ E. Shikhovtsev Visita de una estrella de neutrones Copia de archivo del 23 de febrero de 2014 en Wayback Machine . 2013
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 UFN, 1999 .
  11. ↑ ¿Suave o duro? La disputa sobre lo que hay dentro de la estrella de neutrones / Sudo Null IT News Consultado el 25 de marzo de 2019. Archivado desde el original el 25 de marzo de 2019.
  12. ↑ VM Lipunov. Astrofísica de estrellas de neutrones. - La ciencia. - 1987. - S. 90.
  13. ↑ Beskin V.S., Istomin Ya.N., Filippov A.A. Radio púlsares: la búsqueda de la verdad  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Academia Rusa de Ciencias , 2013. - T. 183 , No. 10 . - S. 179-194 . - doi : 10.3367/UFNr.0183.201302e.0179 .
  14. ↑ arXiv.org Antonios Tsokaros, Milton Ruiz, Lunan Sun, Stuart L. Shapiro, Kōji Uryū 8 de julio de 2019 ¡Existen ergostars dinámicamente estables! Archivado el 11 de agosto de 2019 en Wayback Machine .

Literatura

Enlaces

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