¿qué tamaño tiene una estrella de neutrones?

Una estrella de neutrones es el núcleo colapsado de una estrella supergigante masiva, que tenía una masa total de entre 10 y 25 masas solares, posiblemente más si la estrella era especialmente rica en metales[1] A excepción de los agujeros negros y de algunos objetos hipotéticos (por ejemplo, agujeros blancos, estrellas de quarks y estrellas extrañas), las estrellas de neutrones son la clase de objetos estelares más pequeños y densos que se conocen actualmente. [Las estrellas de neutrones tienen un radio del orden de 10 kilómetros y una masa de aproximadamente 1,4 masas solares[3]. Son el resultado de la explosión de supernova de una estrella masiva, combinada con el colapso gravitatorio, que comprime el núcleo más allá de la densidad de una estrella enana blanca hasta la de los núcleos atómicos.
Una vez formadas, ya no generan calor de forma activa, y se enfrían con el tiempo; sin embargo, aún pueden evolucionar más por colisión o acreción. La mayoría de los modelos básicos de estos objetos implican que las estrellas de neutrones están compuestas casi en su totalidad por neutrones (partículas subatómicas sin carga eléctrica neta y con una masa ligeramente mayor que la de los protones); los electrones y protones presentes en la materia normal se combinan para producir neutrones en las condiciones de una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones están parcialmente apoyadas contra un mayor colapso por la presión de degeneración de neutrones, un fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli, al igual que las enanas blancas están apoyadas contra el colapso por la presión de degeneración de electrones. Sin embargo, la presión de degeneración de los neutrones no es suficiente por sí misma para sostener un objeto de más de 0,7M☉[4][5] y las fuerzas nucleares repulsivas desempeñan un papel más importante en el sostenimiento de las estrellas de neutrones más masivas[6][7] Si la estrella remanente tiene una masa que supera el límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff de unas 2 masas solares, la combinación de la presión de degeneración y las fuerzas nucleares es insuficiente para sostener la estrella de neutrones y ésta continúa colapsando para formar un agujero negro. La estrella de neutrones más masiva detectada hasta ahora, PSR J0740+6620, se estima en 2,14 masas solares.

Estrella púlsar

Mirando hacia el futuro, varios instrumentos previstos podrían realizar observaciones que escapan al NICER y a los actuales observatorios de ondas gravitacionales. Se espera que un satélite chino-europeo, denominado misión de cronometraje y polarimetría de rayos X mejorada, o eXTP, se lance en 2027 y estudie tanto las estrellas de neutrones aisladas como las binarias para ayudar a determinar su ecuación de estado. Los investigadores también han propuesto una misión espacial que podría volar en la década de 2030, denominada Observatorio Espectroscópico de Resolución Temporal de Rayos X de Banda Ancha, o STROBE-X. Utilizaría la técnica de los puntos calientes del NICER y determinaría con mayor precisión las masas y los radios de al menos 20 estrellas de neutrones más. Pero los físicos parecen estar ahora en condiciones de empezar a desvelar las capas. Read, que es miembro del equipo de LIGO, dice que ha colaborado en un proyecto para imaginar qué cuestiones científicas podrían abordar los detectores de ondas gravitacionales en las décadas de 2030 y 2040. En el proceso, se dio cuenta de que el panorama de la investigación de las estrellas de neutrones -en particular, la cuestión de la ecuación de estado- debería ser muy diferente para entonces: “Ha sido un rompecabezas de larga duración que se supone que siempre estará ahí”, dice. Ahora estamos en un punto en el que puedo ver a la comunidad científica resolviendo el rompecabezas de la estructura de las estrellas de neutrones en esta década”.

Qué es una gota de estrella de neutrones

Cuando empujamos un objeto, éste se mueve debido a la repulsión mutua entre los electrones de nuestra mano y los de ese objeto. Dado que una estrella de neutrones sólo contiene neutrones, ¿qué ocurrirá en principio si se intenta empujarla?
A pesar de las descripciones de la ciencia popular, las estrellas de neutrones no contienen sólo neutrones. También contienen protones y electrones, y aunque hay muchos menos, los electrones también están degenerados.
En consecuencia, serían las interacciones de los electrones (no las de los neutrones) las que transmitirían la inmensa mayoría de la fuerza entre un empujador de materia normal y una estrella de neutrones -si se pudiera mantener intacto un empujador de materia normal, lo cual no es posible.

Densidad de la estrella de neutrones

Una estrella de neutrones es el núcleo colapsado de una estrella supergigante masiva, que tenía una masa total de entre 10 y 25 masas solares, posiblemente más si la estrella era especialmente rica en metales[1] A excepción de los agujeros negros y de algunos objetos hipotéticos (por ejemplo, agujeros blancos, estrellas de quarks y estrellas extrañas), las estrellas de neutrones son la clase de objetos estelares más pequeños y densos que se conocen actualmente. [Las estrellas de neutrones tienen un radio del orden de 10 kilómetros y una masa de aproximadamente 1,4 masas solares[3]. Son el resultado de la explosión de supernova de una estrella masiva, combinada con el colapso gravitatorio, que comprime el núcleo más allá de la densidad de una estrella enana blanca hasta la de los núcleos atómicos.
Una vez formadas, ya no generan calor de forma activa, y se enfrían con el tiempo; sin embargo, aún pueden evolucionar más por colisión o acreción. La mayoría de los modelos básicos de estos objetos implican que las estrellas de neutrones están compuestas casi en su totalidad por neutrones (partículas subatómicas sin carga eléctrica neta y con una masa ligeramente mayor que la de los protones); los electrones y protones presentes en la materia normal se combinan para producir neutrones en las condiciones de una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones están parcialmente apoyadas contra un mayor colapso por la presión de degeneración de neutrones, un fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli, al igual que las enanas blancas están apoyadas contra el colapso por la presión de degeneración de electrones. Sin embargo, la presión de degeneración de los neutrones no es suficiente por sí misma para sostener un objeto de más de 0,7M☉[4][5] y las fuerzas nucleares repulsivas desempeñan un papel más importante en el sostenimiento de las estrellas de neutrones más masivas[6][7] Si la estrella remanente tiene una masa que supera el límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff de unas 2 masas solares, la combinación de la presión de degeneración y las fuerzas nucleares es insuficiente para sostener la estrella de neutrones y ésta continúa colapsando para formar un agujero negro. La estrella de neutrones más masiva detectada hasta ahora, PSR J0740+6620, se estima en 2,14 masas solares.