ESTRELLAS DE NEUTRONES
Páginas: 9 (2174 palabras)
Publicado: 4 de marzo de 2014
ESTRELLAS DE NEUTRONES
La existencia de las estrellas de neutrones fue conjeturada originalmente en 1933 por Lev Landau, tan solo un año después del descubrimiento del neutrón por Chadwick, y su sustentación teórica establecida en 1939 por Oppenheimer y Volkoff.
La idea Original de su naturaleza corresponde a la de un cuerpo celeste esférico u oblatado, el segundo caso si rota sobresí mismo, compuesto principalmente por neutrones ligados por la interacción gravitacional. Se trata de una extrapolación de los resultados obtenidos Chandrasekhar para las estrellas enanas blancas, cuya descripción teórica corresponde a una brillante compaginación entre la teoría de la relatividad general de Einstein y la mecánica cuántica, que se fundamenta en que la presión producida por lainteracción gravitacional puede ser compensada por un efecto de naturaleza cuántica. Su principio fundamental es que las partículas llamadas fermiones, como los quarks, los electrones, los protones y los neutrones, obedecen un principio de exclusión, conocido como principio de exclusión de Pauli, por el cual estos evitan estar en un mismo estado y en particular, ser comprimidos espacialmente.Así, mientras que en las estrellas como nuestro sol la presión gravitacional es compensada por la energía liberada de la fusión de núcleos atómicos en su interior, en la cual se unen núcleos formando núcleos más pesados, en el caso de las enanas blancas y de las estrellas de neutrones son los electrones y los neutrones respectivamente que en cada caso –y por ser fermiones-, se oponen a sercomprimidos contrarrestando la fuerza gravitacional para establecer una situación de equilibrio.
Para comprender mejor las estrellas de neutrones es necesario remontarnos a la génesis de las estrellas, la cual gracias a la observación atenta del cielo, junto con el avance en el estudio de la teoría nuclear, ha permitido establecer un esquema evolutivo para la vida de estas.
Todas las estrellascomienzan como protoestrellas o grandes concentraciones de gas luminoso localizadas en nubes gigantes de polvo y gas. Por efecto de la gravedad, la protoestrella colapsa hacia dentro; se calienta y comprime su núcleo hasta que se inician las reacciones de fusión del hidrógeno. En este momento, la estrella ingresa a la secuencia principal del diagrama Hertzprung-Rusell (HR), en donde permanece durantevarios millones de años hasta que se agota su combustible, lo que origina el paso de la estrella a otro estado evolutivo.
Las etapas de la evolución de la estrella dependen fundamentalmente de la masa misma. Así, una estrella de gran masa tiene una gravedad muy fuerte, y por tanto gran cantidad de reacciones ocurriendo en su interior, por lo que consumen su hidrógeno en unas pocas decenas demillones de años. Una estrella de poca masa presenta poca gravedad, por lo que la fusión del hidrógeno es lenta, y permanecen por muy largo tiempo en la secuencia principal.
Una vez se agota el hidrógeno, la masa de la estrella permite predecir las siguientes etapas de evolución que incluyen la formación de una estrella gigante roja, una posible explosión de la estrella formando una supernova ouna nebulosa planetaria, y la creación de un remanente estelar: enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro.
En la penúltima etapa de la vida de la estrella, las capas externas son expulsadas y el núcleo se encoje hasta su estado más compacto. Una gran cantidad de masa se pierde en esta etapa a medida que las capas externas son devueltas al medio interestelar. Para las estrellas comunesy de baja masa (entre 0.08 y 5 veces una masa solar), el creciente número de fotones que viajan hacia fuera del núcleo caliente y comprimido de la estrella expulsan las capas externas y forman una nebulosa planetaria, y el núcleo queda convertido en una enana blanca.
Las estrellas de mayor masa (entre 5 y 50 masas solares) explotan como supernova. Cuando el núcleo de hierro de una estrella...
La existencia de las estrellas de neutrones fue conjeturada originalmente en 1933 por Lev Landau, tan solo un año después del descubrimiento del neutrón por Chadwick, y su sustentación teórica establecida en 1939 por Oppenheimer y Volkoff.
La idea Original de su naturaleza corresponde a la de un cuerpo celeste esférico u oblatado, el segundo caso si rota sobresí mismo, compuesto principalmente por neutrones ligados por la interacción gravitacional. Se trata de una extrapolación de los resultados obtenidos Chandrasekhar para las estrellas enanas blancas, cuya descripción teórica corresponde a una brillante compaginación entre la teoría de la relatividad general de Einstein y la mecánica cuántica, que se fundamenta en que la presión producida por lainteracción gravitacional puede ser compensada por un efecto de naturaleza cuántica. Su principio fundamental es que las partículas llamadas fermiones, como los quarks, los electrones, los protones y los neutrones, obedecen un principio de exclusión, conocido como principio de exclusión de Pauli, por el cual estos evitan estar en un mismo estado y en particular, ser comprimidos espacialmente.Así, mientras que en las estrellas como nuestro sol la presión gravitacional es compensada por la energía liberada de la fusión de núcleos atómicos en su interior, en la cual se unen núcleos formando núcleos más pesados, en el caso de las enanas blancas y de las estrellas de neutrones son los electrones y los neutrones respectivamente que en cada caso –y por ser fermiones-, se oponen a sercomprimidos contrarrestando la fuerza gravitacional para establecer una situación de equilibrio.
Para comprender mejor las estrellas de neutrones es necesario remontarnos a la génesis de las estrellas, la cual gracias a la observación atenta del cielo, junto con el avance en el estudio de la teoría nuclear, ha permitido establecer un esquema evolutivo para la vida de estas.
Todas las estrellascomienzan como protoestrellas o grandes concentraciones de gas luminoso localizadas en nubes gigantes de polvo y gas. Por efecto de la gravedad, la protoestrella colapsa hacia dentro; se calienta y comprime su núcleo hasta que se inician las reacciones de fusión del hidrógeno. En este momento, la estrella ingresa a la secuencia principal del diagrama Hertzprung-Rusell (HR), en donde permanece durantevarios millones de años hasta que se agota su combustible, lo que origina el paso de la estrella a otro estado evolutivo.
Las etapas de la evolución de la estrella dependen fundamentalmente de la masa misma. Así, una estrella de gran masa tiene una gravedad muy fuerte, y por tanto gran cantidad de reacciones ocurriendo en su interior, por lo que consumen su hidrógeno en unas pocas decenas demillones de años. Una estrella de poca masa presenta poca gravedad, por lo que la fusión del hidrógeno es lenta, y permanecen por muy largo tiempo en la secuencia principal.
Una vez se agota el hidrógeno, la masa de la estrella permite predecir las siguientes etapas de evolución que incluyen la formación de una estrella gigante roja, una posible explosión de la estrella formando una supernova ouna nebulosa planetaria, y la creación de un remanente estelar: enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro.
En la penúltima etapa de la vida de la estrella, las capas externas son expulsadas y el núcleo se encoje hasta su estado más compacto. Una gran cantidad de masa se pierde en esta etapa a medida que las capas externas son devueltas al medio interestelar. Para las estrellas comunesy de baja masa (entre 0.08 y 5 veces una masa solar), el creciente número de fotones que viajan hacia fuera del núcleo caliente y comprimido de la estrella expulsan las capas externas y forman una nebulosa planetaria, y el núcleo queda convertido en una enana blanca.
Las estrellas de mayor masa (entre 5 y 50 masas solares) explotan como supernova. Cuando el núcleo de hierro de una estrella...
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