estrellas de neutrones

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipoIc. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contenertanto protones y electrones, como piones y kaones. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masasmenores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas mayores evolucionan en agujerosnegros.
Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde unmenor radio).



El modelo interno de una estrella de neutrones.
Si una enana blanca llega hasta el límite de Chandrasekhar, que es de 1,44 masas solares, ésta se colapsa para convertirse enestrella de neutrones.
Tras la explosión que genera por un breve tiempo a una supernova, queda un núcleo compacto hiperdenso de hierro y otros metales pesados que sigue comprimiéndose y calentándose. Sumasa 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. Como en las estrellas degeneradas no hay protones libres, la densidad necesaria es, en realidad, más elevada, dadoque los electrones han de superar una barrera coulombiana bastante mayor, necesitándose aproximadamente unos 109 g/cm³.1
La temperatura del objeto asciende hasta los 3 × 109 K, es decir unos tres...