 |
En construcción
|
|
ESTRUCTURA de ESTRELLAS de NEUTRONES:
TEORIA versus OBSERVACIONES
Las observaciones astronómicas de estrellas de neutrones nos permitirán
quizá elucidar cuál es la naturaleza de su interior, es decir
cuál es la naturaleza de la materia muy densa.
Masa máxima
En primer
lugar están las mediciones de las masas de los pulsares. Cada modelo
teórico predice un valor máximo para la masa que puede tener
una estrella de neutrones, implicando así que una estrella más
masiva, se colapsaría en un agujero negro. Si se observa una estrella
de `neutrones' con una masa superior a la predicción de alguna teoría,
ésta queda eliminada por ser incompatible con la observación.
Las masas de estrellas de `neutrones' medidas con precisión son
todas cercanas a 1.4 veces la masa del Sol pero hay estimaciones recientes
que se acercan a 2 MSol: si estas se confirman, permitirían
eliminar muchas teorías.
El principal método para la medición de masas estelares
en astronomía es el uso de los sistemas binario: de esta manera
se han podido medir las masas
de 14 estrellas de neutrones.
Velocidad máxima de rotación
Otra característica
de los pulsares que nos puede permitir eliminar modelos de estrellas de
`neutrones' es su velocidad de rotación. Se conocen dos pulsares
con un periodo de rotación de 1.6 milisegundos, es decir, que están
dando mas de seiscientas vueltas por segundo. A tal velocidad de rotación,
la fuerza centrífuga puede llegar a superar a la fuerza de gravedad
y producir la eyección de materia en el ecuador de la estrella.
De esto resulta que hay una velocidad máxima de rotación
posible que se puede calcular para cada modelo teórico de estrella
de `neutrones'. Como en el caso de la masa máxima, el observar un
pulsar con una velocidad de rotación superior al valor calculado
teóricamente en un modelo dado, elimina a este modelo por ser incompatible
con la observación. Los pulsares más rápidos observados
a la fecha desgraciadamente no permiten eliminar ninguno de los modelos
descritos anteriormente, pero la detección de un pulsar con un periodo
inferior al milisegundo, es decir, dando más de mil vueltas por
segundo, eliminaría numerosas teorías.
Enfriamiento
Una tercera
posibilidad observacional se abrió con la detección de la
emisión térmica superficial de varios pulsares por el satélite
ROSAT. Estas detecciones nos permiten medir la temperatura del objeto y
comparar con los modelos de evolución térmica. La estrella
de `neutrones' nace en una supernova con una temperatura del orden de 1011
grados Kelvin y se está enfriando por la emisión de neutrinos,
desde su núcleo y por la emisión térmica de radiación
en la superficie. La emisión de neutrinos depende de manera muy
sensible del tipo de partículas presentes en el núcleo interno
de la estrella: cada modelo de materia densa también nos permite
hacer predicciones sobre la temperatura de la estrella en función
del tiempo transcurrido desde su formación y la comparación
de estas predicciones con los datos abre la posibilidad de eliminar algunos
modelos teóricos.
-
Puede encontrar una descripción técnica de la situación
actual sobre este problema en
`Glitches' ó sideramotos
Sección anterior: Superfluidez
y superconductividad.
Sección siguiente: Los
Pulsares.
Dany P. Page
/ page@astroscu.unam.mx / (Creado 20-II-1998)