¿Qué son las enanas blancas y las estrellas de neutrones?

Las enanas blancas y las estrellas de neutrones son ambos productos finales de la evolución estelar.

Las enanas blancas son producto de la evolución de estrellas de baja masa y están compuestas principalmente por carbono. Cuando una estrella de baja masa (menos de 7 veces la masa del Sol) evoluciona hacia la vejez, su gas exterior se expandirá hacia afuera y se convertirá en una gigante roja, pero su núcleo se contraerá hacia adentro debido a la gravedad. Cuando su capa exterior de gas de alta temperatura se disipe en el espacio, su núcleo de alta temperatura quedará expuesto. Esta es una enana blanca. El límite superior de masa de una enana blanca es aproximadamente 1,44 veces la masa del sol. Este límite de masa se llama "límite de Chandrasekhar".

Las enanas blancas se caracterizan por su pequeño tamaño, alta temperatura, bajo brillo, alta densidad y gran masa. Una enana blanca típica tiene aproximadamente el mismo tamaño que la Tierra, pero su material existe en un estado degenerado por electrones con una densidad de hasta 1 tonelada/centímetro cúbico y su temperatura puede superar los 10.000 grados, por lo que es blanca porque es demasiado; pequeño, es extremadamente brillante y es tan bajo que no se puede ver sin un telescopio. Precisamente debido a su altísima densidad, una estrella enana blanca del tamaño de la Tierra tiene una masa similar a la del sol.

No hay reacción de fusión nuclear en la enana blanca. Su energía de radiación proviene de la energía de la estrella original que retiene. A medida que irradia luz y calor hacia el universo, la temperatura de la enana blanca aumentará. Disminuirá gradualmente y su color disminuirá. También se volverá cada vez más tenue hasta convertirse en una estrella enana negra cristalina que no puede emitir luz ni calor. Debido a la pequeña zona luminosa de una enana blanca, su calor se disipa muy lentamente. Los científicos creen que desde el Big Bang, ninguna estrella enana blanca en el universo se ha enfriado por completo hasta convertirse en una estrella enana negra.

El resultado final de la evolución solar es una estrella enana blanca.

La evolución de estrellas de diferentes masas

Las estrellas de neutrones también son producto de la evolución última de las estrellas. Pero las estrellas de neutrones son el objetivo final de las estrellas de masa intermedia. También se forma en los centros de estrellas viejas. Es solo que las estrellas que pueden formar estrellas de neutrones son más masivas. Según los cálculos de los científicos, cuando la masa de una estrella vieja es de 8 a 30 veces la masa del Sol, eventualmente puede convertirse en una estrella de neutrones, mientras que las estrellas con una masa inferior a 8 veces la masa del Sol a menudo sólo pueden transformarse en una enana blanca. Cuando una estrella masiva alcanza su etapa final de evolución y sufre una explosión de supernova debido al colapso gravitacional, el núcleo estelar continúa comprimido por la implosión, comprimiendo los electrones en el núcleo y combinándose con los protones para convertirse en neutrones. Este núcleo estelar evolucionará. en Una estrella de neutrones cuyas capas exteriores fueron completamente destruidas por una explosión de supernova.

La densidad de las estrellas de neutrones es extremadamente alta. Son las estrellas más densas excepto los agujeros negros. La densidad es de 8^14~10^15 gramos por centímetro cúbico, lo que equivale a pesar más de 100 millones de toneladas. por centímetro cúbico. El máximo es de mil millones de toneladas/centímetro cúbico. Esta densidad es también la densidad del núcleo atómico. Por lo tanto, una estrella de neutrones también puede considerarse como un núcleo atómico enorme.

La temperatura de las estrellas de neutrones es superior a la de las enanas blancas. La temperatura de la superficie puede superar los 10 millones de grados centígrados y la temperatura interna puede alcanzar los 6 mil millones de grados centígrados. Pero las estrellas de neutrones son más pequeñas. Según los cálculos, el diámetro de una estrella de neutrones típica es de 20 kilómetros y su diámetro no puede superar los 30 kilómetros. La masa de una estrella de neutrones típica oscila entre 1,35 y 2,1 veces la masa del Sol y no puede superar las 3,2 veces la masa del Sol. Este límite superior de la masa de una estrella de neutrones se llama "límite de Oppenheimer".

Cuando una estrella se reduce a una estrella de neutrones, su rotación se acelerará debido a la conservación del momento angular, que puede alcanzar de varias a decenas de revoluciones por segundo. Al mismo tiempo, la contracción fortalece el campo magnético de la estrella de neutrones y se convierte en un "imán" extremadamente fuerte. Este "imán" emite ondas de radio desde una determinada parte de ella. Cuando gira rápidamente, como el reflector de un faro, barre continua y regularmente ondas de radio hacia la Tierra. Las estrellas de neutrones en este momento también se llaman "púlsares".

Cuando la parte que emite ondas de radio mira hacia la tierra, recibimos ondas de radio; cuando esta parte se desvía con la rotación de la estrella, no recibimos ondas de radio. Por tanto, las ondas de radio que recibimos son intermitentes. Este fenómeno también se conoce como "efecto faro".

El "efecto faro" de las estrellas de neutrones

La estructura de las estrellas de neutrones aún no está muy clara. Su posible estructura es que el radio de una estrella de neutrones típica es de sólo unos 10 kilómetros.

El exterior de la estrella de neutrones es una capa de hierro sólido, de aproximadamente 1 km de espesor, con una densidad de entre 10^11~10^14 gramos/centímetro cúbico; el interior es casi en su totalidad un fluido compuesto de neutrones, con una densidad de 10^; 14~10^ 15 gramos/centímetro cúbico

Posible estructura de una estrella de neutrones

Al igual que una enana blanca, una estrella de neutrones no es el estado final de una estrella y necesita evolucionar más . Debido a que hace mucho calor y consume energía muy rápidamente, mantiene su luminosidad consumiendo momento angular al desacelerar su rotación. Cuando se agote su momento angular, la estrella de neutrones se convertirá en una enana negra no luminosa.