Estrella de neutrones

estrella de neutrones

La estrella de neutrones y las estrellas de quarks, como los agujeros negros, son objetos emocionantes. La astrofísica se ha desarrollado lo suficiente como para brindarnos información muy valiosa sobre ellos, lo que nos anima a seguir prestando atención, esperando que los cosmólogos puedan comprenderlos mejor y ayudarnos a comprender con mayor precisión el proceso que desencadena su entrenamiento.

En este artículo vamos a contarte todo lo que debes saber sobre las estrellas de neutrones, sus características y origen.

Estrella de neutrones

estrella y agujeros negros

Aunque estas estrellas con neutrones y quarks son las verdaderas protagonistas de este artículo, para entenderlas nos interesa en primer lugar repasar el proceso de vida de las estrellas. Sin embargo, antes de adentrarnos en la harina, parece importante hacer una declaración de intenciones: en este artículo no encontrarás una ecuación. No necesitan comprender de manera precisa e intuitiva cómo funcionan los emocionantes procesos físicos que explican su formación.

Las estrellas están formadas por nubes de polvo y gas esparcidas por todo el universo. Cuando la densidad de una de las nubes es lo suficientemente alta, la gravedad actuará sobre ella, lo que propiciará la aparición de un mecanismo incansable llamado contracción gravitacional, que condensará el material contenido en la nube y formará gradualmente pequeñas estrellas o protoestrellas. Esta etapa de la evolución estelar se denomina secuencia principal, en la que las estrellas obtienen energía a través de la contracción gravitacional.

Origen

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Aproximadamente el 70% de la masa de una estrella es hidrógeno, el 24-26% es helio y el 4-6% restante es una combinación de elementos químicos más pesados ​​que el helio. La vida de cada estrella se ve afectada por su composición inicial, pero lo más importante es que se ve profundamente afectada por su masa, que no es más que la cantidad de materia que la gravedad puede acumular y condensar en una parte del espacio.

Curiosamente, las estrellas más masivas consumen combustible mucho más rápido que las estrellas menos masivas, por lo que, como veremos a lo largo de este artículo, tienen una vida útil más corta y, lo más importante, son más violentas y espectaculares. A medida que la contracción gravitacional condensa el material contenido en la nube, su temperatura aumenta gradualmente.

Si la cantidad de material acumulado es lo suficientemente grande, aparecerán en el núcleo las condiciones de presión y temperatura requeridas para la fusión espontánea de núcleos de hidrógeno a través de reacciones de fusión nuclear. Cuando la temperatura del núcleo de la protoestrella alcanza los 10 millones de grados Celsius, se produce la ignición por hidrógeno. El momento en que ocurren estas condiciones es el momento en que se enciende el horno nuclear y la estrella comienza una fase llamada secuencia principal, durante la cual obtiene energía de la fusión de los núcleos de hidrógeno.

Fusión del núcleo

universo y estrellas

El producto de la fusión del hidrógeno es un nuevo núcleo de helio, por lo que la composición de la estrella comienza a cambiar. En este proceso, se libera una gran cantidad de energía y las estrellas se ven obligadas a reajustarse constantemente para mantener el equilibrio hidrostático. Los astrofísicos tienen herramientas matemáticas que pueden describir este proceso con mucha precisión, pero nos interesa saber que el equilibrio hidrostático es la masa que mantiene estable la estrella.

Para lograrlo, es fundamental que dos fuerzas opuestas coexistan y se compensen entre sí. Uno de ellos es la contracción gravitacional, que, como hemos visto, comprime el material de la estrella, apretándolo sin piedad. La otra es la presión de la radiación y el gas, que es el resultado de la ignición de un horno nuclear, que intenta expandir la estrella. El reajuste constante que experimentan las estrellas cuando consumen hidrógeno y producen nuevos núcleos de helio se encarga de mantenerlo en equilibrio, por lo que la contracción gravitacional por un lado, la radiación y la presión del gas por el otro, se mantienen en la bahía.

En este proceso, el núcleo de la estrella se ve obligado a contraerse para aumentar su temperatura y evitar el colapso gravitacional. Si no puede equilibrarse debido a la presión de la radiación y el gas, está condenado al colapso gravitacional. Si la masa de la estrella es lo suficientemente grande, su núcleo se calentará y comprimirá tanto que cuando se agote el hidrógeno, el núcleo de helio se fusionará. A partir de ese momento se iniciará un proceso denominado triple alfa.

Características de la estrella de neutrones

Este fenómeno describe el mecanismo por el cual tres núcleos de helio se fusionan para producir un núcleo de carbono, y ocurre a una temperatura más alta que la temperatura de fusión de los núcleos de hidrógeno. En este proceso, la estrella seguirá consumiendo sus reservas de helio, producirá núcleos de carbono y se reajustará para mantener un equilibrio perfecto, nuevamente gracias a los efectos combinados de la contracción gravitacional y la radiación y la presión del gas. Es entonces cuando no dejará de producir carbono.

Cuando este elemento se agota en el núcleo, se reajusta, comprime y vuelve a elevar su temperatura para evitar el colapso gravitacional. A partir de este momento, el núcleo de carbono se encenderá mediante el proceso de fusión nuclear y comenzará a producir elementos químicos más pesados.

Aunque en el núcleo de la estrella, la fusión del carbono ocurre en la capa superior inmediata, la ignición del helio permanece sin cambios. Y por encima de este hidrógeno. En el proceso de nucleosíntesis estelar, nombre del proceso en el que ocurren las reacciones nucleares dentro de estos objetos, las estrellas adquieren una estructura jerárquica similar a una cebolla. Los elementos más pesados ​​están en el núcleo, y desde allí nos encontramos con elementos cada vez más ligeros uno tras otro.

Las estrellas son realmente responsables de producir los elementos químicos. En él se sintetizan oxígeno, carbono, hidrógeno, nitrógeno, calcio y fósforo que constituyen el 99% de la masa de nuestro cuerpo. Y los elementos químicos que componen el 1% restante. La materia que nos compone no somos solo nosotros, sino que todo lo que nos rodea, literalmente, proviene de las estrellas.

Espero que con esta información puedan conocer más sobre la estrella de neutrones y sus características.


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