Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. Las estrellas de neutrones son muy calientes y se apoyan en contra de un mayor colapso mediante presión de degeneración cuántica, debido al fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli. Este principio establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo espacio y estado cuántico simultáneamente.- .............................................:http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Especial:Libro&bookcmd=download&collection_id=996cb18736cf90433d3dd2a30a30ef490b78b59f&writer=rdf2latex&return_to=Estrella+de+neutrones
ESTRELLAS DE NEUTRONES
Una estrella de neutrones nace en las últimas etapas de una estrella masiva como consecuencia de una explosión de supernova. Como se explicó ya en Supernovas, la implosión se da después de que se lleva a cabo la fotodesintegración del hierro en el núcleo de la estrella, y los electrones se unen a los protones formando neutrones y neutrinos.
Una vez que la presión de degeneración que brindaban los electrones presentes en el núcleo desaparece, el núcleo de la estrella empieza a contraerse nuevamente. La contracción se puede detener si la masa de la estrella está por debajo de 3 masas solares (MS). En este caso la densidad es comparable a la densidad de un núcleo atómico, y una nueva forma de presión de degeneración se presenta, producida por neutrones (en vez de electrones).
Cuando la estrella termina de contraerse y llega al equilibrio, lo que queda es una estrella de neutrones. La estrella de neutrones es un objeto muy compacto y muy masivo; tiene una masa de un par de masas solares contenidas en una esfera de 10 km de radio.
Por ejemplo, para que la Tierra se convirtiera en una estrella de neutrones, ¡tendría que tener un radio de apenas unos cientos de metros!
Debido a la gran masa y el radio tan pequeño que tienen, la gravedad en la superficie de una estrella de neutrones es enorme.
Antes de seguir con la siguiente propiedad de una estrella de neutrones, es necesario hacer un pequeño repaso de momento angular.
Seguramente alguna vez han visto una patinadora de hielo. Deben recordar que cuando la patinadora empieza a girar, los giros son más rápidos cuando tiene los brazos contraídos que cuando los estira.
El momento angular es el que relaciona la velocidad a la que un objeto gira con qué tan extendida o contraída se encuentra la masa del objeto. El momento angular se define como L = r x p, en donde r es la distancia desde el centro del objeto y p es su momento de inercia, es decir la masa del objeto, m, multiplicada por su velocidad, v. En caso de tener un movimiento circular la expresión para el momento angular se reduce a L = rmv.
Ahora, se llama momento de inercia a la cantidad que mide qué tan contraído o extendido está un cuerpo. Se define como I = m
 , en donde m es la masa del objeto y r es la distancia desde el centro.
Por otro lado, el principio de la conservación del momento angular nos dice que éste se conserva siempre y cuando no haya torcas (fuerzas aplicando palancas) actuando sobre el sistema. Por lo tanto, si el cuerpo disminuye su momento de inercia (se hace más compacto) entonces su velocidad de giro tiene que aumentar para que el momento angular se conserve. De la misma forma, si el cuerpo aumenta su momento de inercia (se hace más extendido) entonces su velocidad de giro disminuye para conservar su momento angular. Esto es justamente lo que observamos en la patinadora.
Ahora, regresando a la estrella de neutrones recién formada, tenemos que su tamaño disminuyó mucho, por lo que la estrella gira más rápido. Para tener una idea de qué tanto aumenta el giro, supongamos que el Sol se convierte en una estrella de neutrones. Si hacemos los cálculos llegaríamos a que el Sol daría una vuelta sobre su propio eje en 4 milisegundos (siendo una estrella “normal” tarda alrededor de 26 días en rotar sobre su propio eje).
La contracción de la estrella no sólo hace que ésta gire más rápido, sino que también hace que su campo magnético se vuelva más intenso. La intensidad de un campo magnético se puede representar esquemáticamente según qué tan juntas estén las líneas de campo magnético. Mientras más juntas están las líneas, más intenso es el campo.
Entonces, tenemos un campo magnético enorme girando a velocidades altísimas. Esto hace que una estrella de neutrones se comporte como un “faro de luz”. Esto sucede ya que a poca distancia de la superficie de la estrella algunos electrones son atrapados por el campo magnético generando ondas de radio. Estas ondas de radio tienen una dirección determinada por el campo magnético, dentro de un haz. Este haz de ondas de radio gira junto con la estrella.
Las estrellas de neutrones que tienen una posición tal que el haz de luz apunte directamente hacia la Tierra hacen que nosotros veamos una pulsación. Esto sucede ya que cuando el haz de radiación apunta hacia nosotros, lo detectamos, pero mientras da la vuelta, el haz apunta en otra dirección y no lo vemos; justo como en un faro.
Por lo tanto, si alguien en la Tierra tiene un receptor de ondas de radio, éste recibirá pulsos regulares con el período igual al de la rotación de la estrella de neutrones. Es por esto que este tipo de estrellas de neutrones son llamadas pulsares.
Descubrimiento de los Pulsares
Los pulsares fueron descubiertos de manera fortuita, y la historia es la siguiente.
A mediados de los años 60 Tony Hewish, un radioastrónomo de la Universidad de Cambridge, recibió dinero para fabricar un radiotelescopio especial. Este telescopio estaba destinado a mapear quásares y determinar sus diámetros angulares.
Los quásares son fuentes muy poderosas de radio, los cuales se cree están en los confines del universo. Al estudiarlos se puede obtener información importante sobre la vida temprana del universo.
Aparentemente los quásares tienen diámetros angulares muy pequeños, y se había observado que su señal fluctuaba rápidamente, centelleaba. Este centelleo era debido a la turbulencia del viento solar, y al estudiarlo se podía obtener el diámetro angular del quásar.
Debido a estas características, el propósito era buscar fuentes de radio que fluctuaran rápidamente. Para poder detectar estas fluctuaciones era necesario un radiotelescopio de gran área de recepción. Es por esto que Tony Hewish construyó un telescopio de casi 2 hectáreas de superficie (equivalente a la superficie de 57 canchas de tenis).
Jocelyn Bell era en ese entonces una estudiante bajo la supervisión de Tony Hewish, y era la encargada de analizar la información obtenida por el telescopio. Durante el sondeo, mayormente recibía dos tipos de señales: la primera era debida a los quásares y la segunda era interferencia generada localmente. Sin embargo empezó a notar que esporádicamente podía observarse un tercer tipo de señal, el cual venía siempre de la misma ubicación en el cielo. Sintió curiosidad y decidió investigar esta señal más a fondo. Finalmente resultó ser una señal con un pulso de 1.33 segundos de periodo. Los pulsos eran muy rápidos y muy periódicos; no se parecían en nada a las fuentes de radio conocidas. Es por esto que en un principio la señal fue llamada LGM (Little Green Men, o Pequeños Hombres Verdes). Creían que la señal podía deberse a gente de otra civilización que estaba tratando de comunicarse con nosotros. Siguieron analizando la señal y estimaron que la fuente se encontraba dentro de la Vía Láctea.
Siguieron analizando el resto del cielo, y meses después encontraron una señal muy parecida con un periodo de 1.25 segundos que provenía de una parte completamente distinta del firmamento.
Fue en ese momento cuando se dieron cuenta de que lo que realmente habían descubierto era un tipo distinto de estrella, ya que era muy improbable que dos civilizaciones de extraterrestres hubieran escogido el mismo tipo de señal al mismo tiempo para comunicarse con la Tierra. Poco tiempo después se encontraron más señales del mismo tipo, pero pasaron 6 meses más para que la comunidad astronómica llegara a la conclusión de que estas nuevas estrellas tenían que ser estrellas de neutrones.
Debido al tamaño tan pequeño de una estrella de neutrones y a su baja luminosidad, la forma más fácil de localizarlas es mediante los pulsos que emiten. Una vez que la estrella de neutrones deja de emitir pulsos es casi imposible localizarla, salvo por la interacción gravitacional con otros cuerpos o la emisión térmica de su superficie.
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