Archivo de la etiqueta: Estrella de neutrones

¿Qué gira más rápido: el motor de un Fórmula 1 o una Estrella de neutrones?

En anteriores Post hemos explicado más exhaustivamente Qué es una Estrella de neutrones.

Resumiendo mucho, una Estrella de neutrones es el residuo que queda tras la explosión de una estrella masiva en forma de Supernova. Este remanente estelar comprime en un radio de unos 10 Km alrededor de 1,4 masas solares. Como supondréis las densidades que hay son inmensas. Por ejemplo, una cucharilla de café de la materia de dicha estrella contendría la misma masa que una ciudad.

Otra de las características de las Estrellas de neutrones es que giran muy rápido.

Todas las estrellas giran sobre sí mismas, pero a velocidades muy pequeñas. El Sol por ejemplo realiza un giro cada 26 días. Las Estrellas de neutrones giran tan rapidamente ya que al disminuir tanto su radio se tiene que mantener el momento angular.

Esto es algo similar a lo que experimentan los patinadores sobre hielo que comienzan girando con lo brazos abiertos y aumentan vertiginosamente de velocidad de rotación cuando los pegan al cuerpo.

Conservación del momento angular

Pero, ¿con qué velocidad giran las Estrellas de neutrones?

La Estrella de neutrones que está en la Nebulosa del cangrejo, gira 30 veces sobre sí misma por segundo. Imaginad lo que tendría que sentirse al estar en su superficie!

Nebulosa del Cangrejo

Aunque parezcan velocidades muy grandes, esta estrella de neutrones no es de las que más rápido giran. Por ejemplo, la Estrella de neutrones J1614-2230 rota a más de 300 vueltas por segundo. En este caso la Estrella de neutrones se encuentra acompañada por otra estrella, formando un sistema binario.

Si nos vamos al extremo, la Estrella de neutrones XTE J1739-285 gira sobre sí misma a la increíble velocidad de 1.122 veces por segundo. Esto implica que esta estrella altamente densa y de unos 10 Km de diámetro gira a la vertiginosa velocidad de unas 67.320 revoluciones por minuto (r.p.m.).

Para que podamos comparar, un motor de un Fórmula 1 gira a máximo de revoluciones a unas 19.000 r.p.m. Además hay que tener en cuenta que lo que gira es un eje de unos centímetros de diámetro, frente a una esfera de 10 Km de diámetro. Es algo difícil de imaginar, pero el Universo es mucho más sorprendente de lo que podemos llegar a pensar a veces.

Bueno, esperemos que Ferrari este año mejore su motor, y aunque no llegue a las 67.320 r.p.m. por minuto, se acerque un poco para que Fernando Alonso gane el mundial de F1 😉

Supernovas de Estrellas Masivas – Una explicación sencilla

En un Post anterior hablamos de la vida y muerte de las estrellas y nos quedamos en el punto en el que una Estrella tras convertirse en una Gigante roja, se consumía hasta una Enana Blanca.

Pero, ¿qué ocurre cuando el residuo de la Gigante roja tiene una masa muy alta?

En 1932, el astrofísico americano de origen indio S. Chandrasekhar dio a conocer un admirable teorema, mediante el  que demostraba que la masa de ninguna enana blanca puede ser más de 1.4 veces la masa del Sol.  Una estrella de mayor masa que tendiera a convertirse en enana blanca no podría contrarrestar su propia fuerza de gravedad y se desmoronaría, transformándose en algo diferente.

Vamos a poner el ejemplo con el “cataclismo” que ocurrió en la Nebulosa del Cangrejo.

La estrella precursora del Cangrejo no perdió suficiente masa para quedar por debajo del punto crítico, por lo que su núcleo no pudo convertirse en enana blanca.

Qué pasó exactamente, no se sabe; pero seguro que fue un cataclismo.  Se piensa que los acontecimientos que llevaron a la explosión como supernova de una masa 20 veces la del Sol se sucedieron como sigue:

Tras haberse quemado en la estrella combustibles nucleares cada vez más pesados, la estrella esta formada por una serie de envolturas concéntricas hechas de diferentes núcleos.  Se trata de una estructura como la de una cebolla, donde las capas más interiores tienen los núcleos más pesados. En el centro de la estrella hay un núcleo de hierro y níquel de 1,5 masas solares, envuelto por una delgada capa de silicio y sulfuro.  Encima de ésta, hay otra capa delgada, ésta de neón y magnesio, a la que siguen 3 masas solares de carbono, oxígeno y neón, y luego 3 masas solares de helio.  Las 12 masas solares restantes, pertenecientes a la parte exterior de la estrella, son de hidrógeno.  En las fronteras entre las diversas zonas hay combustión nuclear, pero llega un momento en que el combustible se agota y el núcleo de la estrella se desmorona al vencer finalmente la gravedad a la cada vez más débil presión del interior.

La concentración del núcleo es tal que la densidad de éste sobrepasa incluso la densidad de una enana blanca.  De hecho se convierte en una Estrella de neutrones, dado que los electrones del núcleo de hierro y níquel son forzados a unirse con los protones presentes en los núcleos de esos dos elementos.  Y como la carga eléctrica negativa de los electrones y la carga positiva de los protones se anulan  mutuamente, quedan partículas eléctricamente neutras, llamadas  neutrones.

Si el producto final de una estrella de 20 masa solares es una estrella de neutrones de masa solar y media, y si asciende a 5 masas lo perdido por la precursora en la etapa de gigante roja, entonces habrá que contar todavía con 10 masas solares de las partes externas de la estrella: es la materia de la explosión de la supernova.

El flujo de esa materia al exterior, a unos 15.000 km/s, hace que el área de la superficie de la “ estrella ” crezca rápidamente.  La luz de una estrella es más brillante cuanto más alta sea su temperatura y mayor el área de su superficie, y el rápido crecimiento de esta última es la causa de la iluminación repentina que percibimos como explosión de supernova.

A tal velocidad de flujo, la estrella crece de forma que en un solo día se hace del tamaño del sistema solar (el diámetro de la órbita de Júpiter), y su área de superficie llega a ser más de un millón de veces la del Sol,  Durante aproximadamente una semana, el aumento del área de superficie surge proporcionando brillo a la estrella, pero al mismo tiempo ésta empieza a enfriarse a causa de su expansión. Hay un momento en que el crecimiento del área de superficie y el enfriamiento se compensan, por lo cual la supernova permanece en su máximo brillo; pero luego acaba predominando el enfriamiento y empieza a perder luminosidad.

Esta es la pregunta aún por contestar:  ¿cómo llega a convertirse el desmoronamiento gravitatorio del núcleo en la explosión cuyos impresionantes resultados vemos nosotros?

Las partes externas de la estrella se entregan a una caída libre cuando el núcleo se contrae hasta formar una estrella de neutrones. Todo el soporte de la estrella desaparece virtualmente en un instante, puesto que su núcleo interior se  derrumba en  algo así como  una milésima  de segundo.

¿ Por medio de qué mecanismo se invierte el sentido de la caída? ¿ Qué es lo que genera el núcleo, que lanza hacia arriba las capas que se desmoronan?

La respuesta a este punto lo dejamos para la segunda parte de este Post.

Los “famosos” neutrinos tienen mucho que ver….

Supernovas de Estrellas Masivas (Parte III) – Una explicación sencilla

Y vamos con la última parte, que termina las serie de los dos Post anteriores, Parte I y Parte II

El Sol es una débil fuente de neutrinos, en comparación con una supernova.  Incluso antes de formar una estrella de neutrones, la precursora de la Supernova produce neutrinos en abundancia principalmente de dos modos.  En el primero de ellos, la radicación crea materia, y lo hace de una manera maravillosamente simétrica:  para cada clase de partícula tiene su correspondiente de antimateria y, si es bastante energética, la radiación puede producir pares de partículas materia-antimateria.

electrón y positrón

Un rayo gamma originado en el centro de una estrella masiva es suficientemente energético para crear un electrón y su antipartícula, un positrón.  Estos pueden combinarse y producir un par de neutrinos.

En el segundo modo, un protón captura un electrón en un núcleo, con la emisión de un neutrino, y el neutrón resultante se vuelve a desintegrar, dando un electrón, un protón y un neutrino.  Los neutrinos escapan con una parte de la energía, pero el núcleo original permanece par sufrir de nuevo este proceso de desgaste.  Es lo que se llama el proceso Urca, por un casino de Río de Janeiro donde el cliente pierde poco a poco.

 

La energía que los neutrinos se llevan del centro de una estrella masiva es lo que da lugar a la explosión de la supernova.  La estrella pierde virtualmente en un instante la energía transformada en celéricos neutrinos, mientras que la transformada en radiación se abre paso con dificultad hacia el exterior de la estrella, ayudando a ésta a contener su contracción gravitatoria.  Cuanto mayor es la cantidad de energía  que el centro pierde como neutrinos, menor  es el soporte que la energía liberada proporciona a la estrella.  Así, cuando ese soporte es demasiado débil, el desmoronamiento se hace inevitable.

Al principio, aproximadamente la mitad de las partículas del centro de la estrella son neutrones, y la otra mitad, protones.  La implosión fuerza a los protones a absorber electrones, formando neutrones: el centro se convierte en una estrella de neutrones.  En la creación de cada neutrón se libera un neutrino, con lo que se aumenta  la producción de éstos.

Fue en 1974 cuando se empezó a apreciar el significado del diluvio de neutrinos procedentes de las supernovas. Los astrónomos comprendieron que, aunque los neutrinos son tan poco propensos a entrar en interacción con nada, eran tantos los liberados por la contracción de un núcleo que la pequeña parte de ellos atrapados en el derrumbamiento de las capas externas tenía que desempeñar un papel importante; quizás inyectaban en esas capas suficiente energía para transformar el desmoronamiento en lo contrario: una explosión.

Tal vez, paradójicamente, los astrónomos, tenían que buscar la causa de las explosiones más fuertes que se conocen, en la partícula probablemente más incapaz de hacer fuerza sobre nada.

Los primeros estudios eran alentadores. Aparentemente, mientras el núcleo se contraía, la producción de neutrinos aumentaba con tal rapidez que la presión resultante lo lanzaba de vuelta hacia el exterior. Este rebote del núcleo hacia su borde, situado a unos 20 o 30 kilómetros del centro de la estrella, generaba una potente onda de choque, la cual, en su movimiento hacia afuera, entraba en colisión con las capas externas que se derrumbaban y convertía la caída en explosión. También se descubrió, que, mientras la onda de choque viajaba hacia regiones de menor densidad, era insuficiente el número de neutrinos atrapados por la materia que se derrumbaba.

En realidad, los neutrinos escapaban de la estrella en tal cantidad que se creaba una zona de baja presión tras la onda de choque, la cual absorbía a ésta, produciendo una nueva caída hacia el interior, creándose así la estrella de neutrones.

A continuación se presenta un esquema en el cual se explica el derrumbamiento del núcleo  y la formación de la estrella de neutrones:

1 ) El núcleo interior ha consumido su energía y no puede mantener la presión interior contra su propia gravedad por lo que se derrumba.

2 ) El núcleo exterior queda privado de su soporte, que se desmorona a su vez en tanto que el núcleo interior empieza a transformarse en neutrones.

3 ) La presión de los neutrinos liberados por el núcleo obliga a éste a proyectarse hacia afuera, y la misma dirección sigue una onda de choque dentro del núcleo exterior que se derrumba igual que la envoltura de la estrella.

4 ) Mientras se forma el núcleo de la estrella de neutrones, una onda de rarefacción sigue a la onda de choque y de alguna manera los procesos que se producen en esta región invierten el movimiento hacia dentro de la envoltura y el núcleo exterior, con lo que éstos salen lanzados al espacio en una explosión de supernova.

Y finalmente estas fastuosas explosiones, dan lugar a uno de los eventos más increibles del Universo