Estrella de neutrones
Keywords: Estrella de neutrones, Agujero negro, Barión, Enana blanca, Espaciotiempo, Estrella compacta, Fusión nuclear, Interacción nuclear fuerte
Una estrella de neutrones es el remanente estelar que deja una estrella de secuencia principal, después de agotar su combustible para producir energía a partir de fusión nuclear en su interior y explotar como una supernova tipo II. La masa de la estrella original debe ser mayor que 8 masas solares y menor que un cierto valor que aún se desconoce. Para masas menores que 8 masas solares la estrella degenera en una enana blanca, formando una nebulosa planetaria, mientras que para masas mayores al límite superior, la estrella degenera en un agujero negro.
La principal característica de las estrellas de neutrones es que se sostienen del colapso gravitatorio mediante la presión de degeneración de los neutrones, sumado a la presión generada por la parte repulsiva de la interacción nuclear fuerte entre bariones. Esto contrasta con las estrellas de secuencia principal, que se sostienen del colapso mediante la presión originada de la fusión nuclear en su interior.
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Propuestas originalmente por los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934 (un año después del descubrimiento del neutrón) como posibles sub-productos de una supernova, no recibieron mucha antención de los astrofísicos teóricos, ya que no existían objetos conocidos a los cuales se pudiera asociar una estrella de neutrones. Sin embargo, en 1967, el equipo de radioastrónomos liderados por Antony Hewish descubrió los pulsares (trabajo que le valió el Premio Nobel en 1974), los que fueron asociados rápidamente a estrellas de neutrones por T. Gold en 1968. La explicación se basó en que los intensos campos magnéticos predichos para las estrellas de neutrones (
G) podían dar cuenta de la estabilidad de los pulsos recibidos, y predijo que la frecuencia de los pulsos emitidos debía decaer lentamente en el tiempo, debido a la pérdida de energía rotacional, lo que fue luego comprobado al descubrirse la disminución de la frecuencia de los pulsos del pulsar de la Nebulosa del Cangrejo. Este argumento fue puesto sobre firmes bases teóricas por J. Ostriker y J. Gunnn en 1969 con el modelo de frenado por dipolo magnético.
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