Estrela de neutróns

Unha estrela de neutróns é o terceiro tipo de obxecto que se pode formar na fase final da evolución das estrelas, cando o núcleo restante ten entre 1,4 e 3 veces a masa do Sol. Neste caso a contracción detense debido á formación dunha 'sopa' de neutróns (aínda que diferentes modelos permiten a existencia de protóns e aínda quark illados)^[1], quedando un obxecto de masa maior á do Sol que ten o tamaño dunha cidade. Moitos emiten raios X e rotan a grande velocidade, polo que se detectan como fontes de pulsos de raios X, e se denominan púlsares.

Dimensións

O tamaño das estrelas rolda os 10 km de radio para unha masa de 1,4 veces a solar, segundo estimacións que pouco a pouco van facéndose máis precisas.^[1]

Formación

A razón pola que as estrelas que colapsan en estrelas de neutróns rematan xirando a alta velocidade débese á conservación do momento angular da estrela matriz rotatoria (de xeito semellante a unha patinadora que aumenta a velocidade de xiro ao encollerse) ao colapsar e facerse mais pequeno o seu radio acelerará a súa rotación inicial ata xerar pulsos electromagnéticos.

Temperatura

En xuño de 2024, os observatorios de raios X XMM-Newton da Axencia Espacial Europea (ESA) e Chandra da NASA detectaron tres novas estrelas de neutróns inusualmente frías para a súa idade.^[2] Ao comparar as súas propiedades con diferentes modelos de estrelas de neutróns, un equipo de astrónomos liderado polo Instituto de Ciencias do Espazo (ICE-CSIC), en colaboración co Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC) e a Universidade de Alacant, concluíu que as baixas temperaturas destas estrelas descualifican arredor do 75% dos modelos coñecidos.

Ecuación de estado

Esta información, publicada na revista Nature Astronomy, supón un gran paso cara ao descubrimento da "ecuación de estado" que describe todas as estrelas de neutróns, con importantes implicacións para as leis fundamentais do universo.^[3]

As tres estrelas de neutróns son entre 10 e 100 veces máis frías que outras da súa mesma idade, e a súa curta idade e fría temperatura só poden explicarse apelando a un mecanismo de arrefriado rápido. Este descubrimento permite excluír unha parte significativa dos posibles modelos de ecuacións de estado. O uso de técnicas avanzadas de análise de datos, incluíndo aprendizaxe automática, foi crucial para comparar as propiedades destas estrelas cos modelos teóricos existentes.^[2]

Notas

↑ ^1,0 ^1,1 Francis, Matthew R. "How big is a neutron star?". symmetry magazine (en inglés). Consultado o 2020-09-03.
↑ ^2,0 ^2,1 A. SINC, ed. (23/06/2024). "Tres estrelas de neutróns demasiado frías desafían os astrofísicos". GCiencia. ^{[Ligazón morta]}
↑ Marino, A.; Dehman, C.; Kovlakas, K.; Rea, N.; Pons, J. A.; Viganò, D. (2024-06-20). "Constraints on the dense matter equation of state from young and cold isolated neutron stars". Nature Astronomy (en inglés): 1–11. ISSN 2397-3366. doi:10.1038/s41550-024-02291-y.

Véxase tamén

Evolución estelar

[:0-1] 1,0 ^1,1 Francis, Matthew R. "How big is a neutron star?". symmetry magazine (en inglés). Consultado o 2020-09-03.

[:1-2] 2,0 ^2,1 A. SINC, ed. (23/06/2024). "Tres estrelas de neutróns demasiado frías desafían os astrofísicos". GCiencia. ^{[Ligazón morta]}

[3] Marino, A.; Dehman, C.; Kovlakas, K.; Rea, N.; Pons, J. A.; Viganò, D. (2024-06-20). "Constraints on the dense matter equation of state from young and cold isolated neutron stars". Nature Astronomy (en inglés): 1–11. ISSN 2397-3366. doi:10.1038/s41550-024-02291-y.

[1]