Las estrellas de neutrones son objetos astrofísicos extremos que resultan del colapso gravitacional de estrellas masivas después de una supernova. En esta etapa, la presión gravitacional supera ampliamente la capacidad de las fuerzas electromagnéticas que mantienen los átomos intactos. Así, la materia atómica clásica desaparece para dar paso a un estado de materia dominado por neutrones degenerados.
La estructura de una estrella de neutrones puede aproximarse por varias capas: una fina atmósfera de plasma ionizado, una corteza constituida por núcleos atómicos fuertemente comprimidos y un núcleo donde la materia está esencialmente constituida por neutrones degenerados.
La densidad típica en el núcleo es del orden de \(10^{17}\) kg/m\(^3\), aproximadamente equivalente a la masa del Sol comprimida en un radio de unos diez kilómetros.
Esta densidad supera ampliamente la densidad nuclear clásica (\(\rho_{\mathrm{nuclear}} \approx 2.8 \times 10^{17}\) kg/m\(^3\)) e implica una degeneración de neutrones. La presión de degeneración, resultado del principio de exclusión de Pauli, impide el colapso total en un agujero negro.
En estas condiciones extremas, los electrones son capturados por los protones para formar neutrones a través de la reacción inversa de desintegración beta: \( p + e^- \rightarrow n + \nu_e \)
Los átomos ya no subsisten, porque ya no existen capas electrónicas alrededor de los núcleos: la materia es un fluido de neutrones superdenso. La estructura atómica desaparece por completo, y la materia alcanza un estado donde la distinción entre partículas individuales se vuelve difusa.
Objeto | Densidad típica (kg/m3) | Estado físico | Comentarios |
---|---|---|---|
Tierra (promedio) | ~5.5 × 103 | Sólido / Líquido | Materia atómica clásica |
Estrella tipo Sol | ~1.4 × 103 | Gas ionizado (plasma) | Principalmente hidrógeno y helio, temperatura muy elevada |
Nucleones libres en núcleo atómico | ~2.8 × 1017 | Nuclear denso | Medio fuertemente unido por interacción nuclear fuerte |
Estrella de neutrones (núcleo) | ~1 a 3 × 1017 | Fluido de neutrones degenerado | Desaparición total de los átomos, neutrones libres |
Agujero negro (horizonte) | Variable / extrema | Singularidad (según teoría clásica) | Colapso gravitacional último |
Fuente: Lattimer & Prakash (2007), Physics Reports.
Las estrellas de neutrones representan un estado extremo de la materia donde la física clásica de los átomos ya no se aplica. La competencia entre la gravedad y la presión cuántica de degeneración de neutrones da forma a estos objetos compactos y fascinantes, puertas de entrada a fenómenos astrofísicos complejos y aún ampliamente estudiados. La desaparición de los átomos en favor de un fluido de neutrones ilustra perfectamente la diversidad de estados de la materia en el Universo.
1997 © Astronoo.com − Astronomía, Astrofísica, Evolución y Ecología.
"Los datos disponibles en este sitio podrán ser utilizados siempre que se cite debidamente la fuente."
Cómo Google utiliza los datos
Información legal
Sitemap Español − Sitemap Completo
Contactar al autor