Estrella de Neutrones

En una estrella suficientemente masiva, se forma un n�cleo de hierro y todav�a el colapso gravitatorio tiene energ�a 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 s�lo una estrella masiva colapsando, la energ�a se eleva lo suficiente para romper el hierro en part�culas alfa y otras unidades m�s peque�as, y a�n as� la presi�n contin�a trabajando. Cuando se alcanza el umbral de la energ�a necesaria para forzar la combinaci�n de electrones y protones para formar neutrones, se pasa el l�mite de degeneraci�n de electrones y el colapso contin�a hasta que es detenido por la degeneraci�n de neutrones. En este punto, en estrellas de masa inferior a dos o tres masas solares, parece que el colapso se detiene, la colecci�n de neutrones resultante se llama estrella de neutrones. Los emisores peri�dicos llamados p�lsares se cree que son estrellas de neutrones.

Si la masa excede a unas tres masas solares, entonces incluso la degeneraci�n de neutrones no detendr� el colapso, y el n�cleo se contrae hacia la condici�n de agujero negro.

Este radio de degeneraci�n de neutrones es de unos 20 km para una masa solar, en comparaci�n con el tama�o de la Tierra para una masa solar de enana blanca. La densidad se cifra en cerca de mil millones de toneladas por cucharadita en comparaci�n 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 atm�sfera de unos pocos cent�metros de espesor. Pueden tener 10¹¹ veces la gravedad terrestre y un potente campo magn�tico.

Una estrella de neutrones podr�a tener una atm�sfera de unos pocos cent�metros de espesor y sierras sobresalendo unos cent�metros por encima de la atm�sfera.

Una estrella de neutrones se piensa que tiene aproximadamente 1/100.000 del di�metro del Sol, y un n�cleo del orden de 100.000 veces m�s peque�o que un �tomo.

Los P�lsares

A finales de los a�os 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 eliminaci�n y modelado, estas fuentes peri�dicas llamadas pulsares, se atribuyen a la rotaci�n de las estrellas de neutrones que emiten haces de barrido de tipo faro, a medida que rotan.

Las variaciones en la tasa peri�dica normal, se interpretan como mecanismos de p�rdida de energ�a o, en un caso, tomados como evidencia de planetas alrededor del p�lsar.

La Degeneraci�n de Neutrones

La degeneraci�n de neutrones es una aplicaci�n estelar del principio de exclusi�n de Pauli, al igual que la degeneraci�n de electrones. Dos neutrones no pueden ocupar estados id�nticos, incluso bajo la presi�n de una estrella de varias masas solares en colapso. Para masas estelares de menos de aproximadamente 1,44 masas solares (el l�mite de Chandrasekhar), la energ�a del colapso gravitacional no es suficiente para producir los neutrones de una estrella de neutrones, por lo que el colapso es detenido por degeneraci�n de electrones para formar enanas blancas. Por encima de 1,44 masas solares, hay suficiente energ�a disponible a partir del colapso gravitatorio, para forzar la combinaci�n de electrones y protones y formar neutrones. Cuando la estrella se contrae m�s, todos los niveles de energ�a de neutrones m�s bajos est�n llenos y los neutrones son forzados a niveles de energ�a m�s altos, llenando los niveles de energ�a mas bajos no ocupados. Esto crea una presi�n efectiva que previene m�s colapso gravitacional, form�ndose una estrella de neutrones. Sin embargo, para las masas de m�s de 2 a 3 masas solares, incluso la degeneraci�n de neutrones no puede evitar un mayor colapso, y �ste contin�a hacia un estado de agujero negro.

Ejemplos de Pulsar

En 1967, fue descubierto en nuestra galaxia una repetici�n de un pulso de RF con un per�odo de 1,3373011 segundos, reproducibles en �1 part in 10⁸!. En un principio gener� expectaci�n como un posible faro de una civilizaci�n inteligente. En la actualidad se le llama pulsar y se ve como una fuente puntual de radiaci�n de una estrella de neutrones que gira, un faro giratorio.

En la Nebulosa del Cangrejo fue descubierto un pulsar de 0,033 segundos, as� como su contrapartida �ptica y de rayos X. El descubrimiento de las se�ales �pticas y de RF de la misma fuente fu� importante, ya que di� una sonda del n�mero de electrones libres en el espacio entre nosotros y el pulsar. Usando la distancia a la nebulosa del cangrejo obtenida por otros m�todos, la dispersi�n, o la desaceleraci�n de la RF en comparaci�n con el visible, dio la cifra de alrededor de 1 electr�n por 30 cm³. El p�lsar del Cangrejo est� disminuyendo a un ritmo de alrededor de 10^-8 seg. por d�a, y la p�rdida de energ�a correspondiente concuerda bien con la energ�a necesaria para mantener la nebulosa luminosa. El asentamiento de la corteza del pulsar por un monto tan peque�o 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, fu� 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 designaci�n de PSR J0737-3039A, se compone de p�lsares con una �rbita exc�ntrica de per�odo de �s�lo 2,4 horas!. El m�s activo de los p�lsares gira 44 veces por segundo y su compa�ero s�lo una vez en 2,8 segundos. Irion en Science describe a la pareja como "dos pulsares en un apretado abrazo orbital, dispar�ndose mutuamente radiaci�n, en una espiral hacia un destino com�n." Los informes de los c�lculos de la relatividad general, sugieren una convergencia de los dos pulsares de unos 7 mil�metros/d�a, con un encuentro proyectado para dentro de unos 85 millones de a�os.

Con tan s�lo 2000 a�os luz de distancia, este p�lsar binario est� relativamente cerca. Su �rbita est� casi de canto desde la Tierra, �ptima para su visualizaci�n. La informaci�n sobre las teor�as relativistas de la interacci�n gravitatoria, es parte de las expectativas de este dram�tico par. El descubrimiento de este p�lsar binario se acredita al radiotelescopio Parkes de 64 metros en Nueva Gales del Sur, Australia. La medici�n del per�odo m�s lento de la acompa�ante, se acredita al Observatorio Jodrell Bank en Macclesfield, Reino Unido.

�Planetas Alrededor de P�lsares?

Las emisiones de radio procedentes del objeto etiquetado PSR B1257 +12 a unos 980 a�os luz de distancia en la constelaci�n de Virgo, lo clasifican como un p�lsar con un per�odo de 6,33 milisegundos. Las observaciones desde Arecibo detectaron variaci�n en el per�odo de los p�lsares que pod�an ser modelados en t�rminos de planetas que orbitan alrededor del p�lsar. Las observaciones actuales indican tres planetas y un posible cuarto.

Wiki sobre PSR B1257+12