Web Analytics Made Easy - Statcounter

[HOME PAGE] [STORES] [CLASSICISTRANIERI.COM] [FOTO] [YOUTUBE CHANNEL]

Estrella de neutrons - Viquip??dia

Estrella de neutrons

De Viquip??dia

Una estrella de neutrons ??s un tipus d'estrella degenerada composta b??sicament per neutrons a densitats alt??ssimes: acostumen a tenir uns 20-30 km de di??metre i una massa igual a la d'una estrella mitjana. Les estrelles de neutrons representen l'etapa final de la vida de certes estrelles: per a que una estrella es pugui convertir en estrella de neutrons cal que tingui una massa igual o superior a unes 8 masses solars i passar per una fase de supernova (en aquest sentit estan a mig cam?? entre les nanes blanques i els forats negres).

Foren els primers objectes astron??mics l'exist??ncia dels quals es predigu?? te??ricament (1933) abans d'observar-los (1967), en forma de p??lsars.

[edita] Formaci??

Despr??s de la explosi?? d'una supernova queda un nucli compacte hiperdens de ferro i altres metalls pesats que segueixen comprimint-se i per tant, escalfant-se. La seva massa ??s massa gran, per la qual cosa els electrons degenerats no s??n capa??os de detenir el col??lapse, aix??, la densitat augmenta encara m??s. En principi, la densitat necess??ria perqu?? es don??s captura electr??nica (recombinaci?? d'electrons amb protons per produir neutrons ??s de 2,4 ?? 107 g/cm??. Per?? ocorre que en les estrelles degenerades no hi ha protons lliures, pel que la densitat necess??ria ??s, en realitat, encara m??s elevada ja que els electrons han de superar una barrera coulombiana bastant major. Aproximadament es requereixen uns 109 g/cm??.

La temperatura de l'objecte ascendeix fins els 3.000 milions de graus, cosa que produeix que els fotons siguen tan energ??tics que arriben a trencar els nuclis pesats del ferro per a formar part??cules alfa en un proc??s anomenat fotodesintegraci??. Aquestes part??cules, al tenir menys c??rrega, absorbeixen amb major facilitat els electrons que penetren en l'interior dels nuclis, combinant-se amb els protons. D'aquesta manera, l'heli resultant ??s susceptible fotodesintegrar-se, pel que es generen grans quantitats de protons lliures.


Fotodesintegraci?? del ferro: \gamma + {}^{56}Fe \rightarrow 13 \alpha +4n

Fotodesintegraci?? del heli: \gamma + {}^{4}He \rightarrow 2p +2n

La fotodesintegraci?? fa que la estrella compacta es refrede, ja que ??s una reacci?? endot??rmica. Per altra banda, la concentraci?? d'electrons disminueix al ser absorbits pels nuclis, el que provoca que la pressi?? de degeneraci?? d'aquests caiga r??pidament accelerant encara m??s el col??lapse. Els nuclis sobrecarregats de neutrons els solten, deixant-los lliures en una massa compacta de neutrons anomenada neutroni .

El proc??s seguir?? fins a arribar a la densitat de degeneraci?? dels neutrons, aproximadament al voltant de 1014 g cm??, moment en el que quasi tota la massa de la estrella s'haur?? transformat en neutrons. En aquest moment, el nucli passaria a tenir una massa entre 1,5 i 2,5 masses solars encara que aquest l??mit superior, denominat massa de Chandrasekhar, es dif??s i no ??s coneix amb exactitud. En cas de superar aquest limit ni tant sols l'estrella de neutrons seria capa?? de sostenir-se a si mateixa pel que acabaria col??lapsant-se en un forat negre. Alguns cient??fics especulen sobre la possible exist??ncia d'un estat intermedi entre l'estrella de neutrons i el forat negre: es tractaria de l'estrella de quarks, per?? tal objecte no ha estat mai detectat.

[edita] Hist??ria del descobriment

El 1933 (un any despr??s del descobriment del neutr??), els astr??noms Walter Baade i Fritz Zwicky les van proposar com a possibles subproductes d'una supernova. Com que no hi havien objecte s coneguts que es pogueren associar amb aquest tipus d'estrella no reberen especial atenci??.

Tot i aix??, el 1967 l'equip de radioastr??noms liderat per Antony Hewish descobr?? els p??lsars, treball que li valgu?? el Premi Nobel el 1974, els que foren associats r??pidament amb les estrelles de neutrons per T.Gold el 1968. L'explicaci?? es bas?? en que els intensos camps magn??tics predits per a les estrelles de neutrons (de l'ordre de 108 Tesla) podien explicar l'estabilitat del pols rebut, i va predir que la freq????ncia dels pols emesos devia caure lentament, degut a la perduda d'energia rotacional, el que fou comprovat al descobrir-se la disminuci?? de la freq????ncia dels pols del p??lsar de la Nebulosa del Cranc. Aquest argument fou estudiat te??ricament per J. Ostriker i J. Gunnn el 1969 amb el model de frenat per dipol magn??tic.

[edita] Enlla??os externs


A Wikimedia Commons hi ha contingut multim??dia relatiu a:
Estrella de neutrons