{"id":22071,"date":"2018-10-18T04:02:09","date_gmt":"2018-10-18T03:02:09","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=22071"},"modified":"2018-10-18T04:02:09","modified_gmt":"2018-10-18T03:02:09","slug":"extranas-estrellas-de-neutrones-2","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2018\/10\/18\/extranas-estrellas-de-neutrones-2\/","title":{"rendered":"Extra\u00f1as estrellas de… Neutrones"},"content":{"rendered":"

\"La<\/p>\n

\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00c9ste es el desastre que queda cuando explota una estrella.<\/p>\n

“La\u00a0nebulosa del Cangrejo<\/a>\u00a0es tan energ\u00e9tica que brilla en\u00a0todos los tipos de luz<\/a>\u00a0conocidos.\u00a0Arriba mostramos<\/a>\u00a0im\u00e1genes de la\u00a0nebulosa del Cangrejo<\/a>\u00a0desde la banda de luz visible hasta la de\u00a0rayos X<\/a><\/a>. NUV significa luz del \u201cultravioleta<\/a>cercano\u201d (near ultraviolet<\/em>), FUV significa luz del \u201cultravioleta lejano\u201d (far ultraviolet<\/em>) y VIS significa luz visible.<\/p>\n

\"Resultado<\/p>\n

En el centro de la\u00a0nebulosa del Cangrejo<\/a>\u00a0reside el potente\u00a0pulsar del Cangrejo<\/a>: una\u00a0estrella de neutrones<\/a><\/a>\u00a0rotante con una masa comparable a la de nuestro\u00a0Sol<\/a>, pero con un di\u00e1metro similar al de una\u00a0ciudad peque\u00f1a<\/a>. El pulsar expulsa part\u00edculas y radiaci\u00f3n en un chorro que barre la\u00a0Tierra<\/a>\u00a030 veces por segundo.<\/p>\n

La\u00a0supernova<\/a>\u00a0que cre\u00f3 la\u00a0nebulosa del Cangrejo<\/a>\u00a0fue vista por los\u00a0antiguos astr\u00f3nomos chinos<\/a>\u00a0y posiblemente incluso por los\u00a0indios Anasazi<\/a>\u00a0(en 1054 d.C.), refulgiendo quiz\u00e1 durante una semana tan brillante como la\u00a0luna llena<\/a>.<\/p>\n

El Cangrejo\u00a0sigue presentando misterios en la actualidad<\/a>, \u00a1ya que la masa total de la nebulosa y el pulsar parecer ser mucho menor que la masa de la estrella original pre-supernova!” (traducci\u00f3n de Observatorio).<\/p>\n

\"Resultado<\/p>\n

La imagen es de todos bien conocida, su nombre: La Nebulosa del Cangrejo (en c\u00edrculos cient\u00edficos es conocida como M1, NGC 1952, Taurus A y Taurus A-1), es, como sab\u00e9is el resto de aquella explosi\u00f3n Supernova de tipo Plari\u00f3n que fue observada all\u00e1 por el a\u00f1o 1054 por astr\u00f3nomos \u00e1rabes y chinos. Ah\u00ed podemos contemplar, en su imagen familiar, como hilos del remanente estelar crean cuerdas de plasma<\/a> que, con el paso del tiempo se difuminan.<\/strong><\/p>\n

\"Resultado<\/p>\n

Antes de convertirse en esa Nebulosa que conocemos, el objeto original fue una estrella masiva que, al agotar su combustible nuclear, eyect\u00f3 al Espacio Interestelar las capas exterioress para formar la Nabulosa, y, la mayor parte de su masa, se contrajo m\u00e1s y m\u00e1s llevada por una enevitable fuerza de gravedad que, convirti\u00f3, toda aquella ingente masa, en una estrella de Neutrones o p\u00falsar<\/a>.<\/strong><\/p>\n

\"Imagen<\/p>\n

\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 Se ha observado la luz con m\u00e1s energ\u00eda jamas emitida por un Pulsar<\/p>\n

As\u00ed, la mayor parte de la masa de aquella estrella masiva, se convirti\u00f3 en un P\u00falsar que habita en las entra\u00f1as de la Nebulosa del Cangrejo, ah\u00ed, agazapado y que s\u00f3lo puede ser visto por los agudos “ojos” de potentes telescopios (la imagen de arriba). El P\u00falsar ha sido nombrado como PSR B0531+21).<\/strong><\/p>\n

Su descubrimiento data del a\u00f1o 1969, tiene unos 25 km de di\u00e1metro y sus rayos gir\u00e1n fren\u00e9ticamente cada 33 milisegundos, es decir, 0,30 veces cada segundo. As\u00ed, dentro de la Nebulosa Plari\u00f3n: El viento de part\u00edculas procedente de la estrella genera emisiones sincrotr\u00f3n, que producen la mayor parte de las emisiones de la Nebulosa, desde ondas de radio hasta rayos gamma<\/a>.<\/strong><\/p>\n

\"Resultado<\/p>\n

Este tipo de estrella son una buiena fuente de emisiones de rayos gamma<\/a> y de ondas de radio. La din\u00e1mica de la Nebulosa hace que en la parte interior se produzca ese vciento ecuatorial del p\u00falsar<\/a> que viene a chocar con la Nebulosa, formando un choque de terminaci\u00f3n, cuyas formas son cambiantes e inestables dependiendo de las emisiones. All\u00ed se forman espirales que se enaltecen o empinan y se iluminan para atenuarse a medida que se alejan del p\u00falsar<\/a> que all\u00ed habita.<\/strong><\/p>\n

\"Resultado<\/p>\n

Los rayos Gamma, se detectan utilizando telescopios en \u00f3rbita, sensibles a este tipo de radiaci\u00f3n de gran energ\u00eda que no puede penetrar la atm\u00f3sfera de la Tierra, y luego se observan en longitudes de onda m\u00e1s largas por otros telescopios desde el espacio y desde tierra.<\/p>\n

Normalmente, s\u00f3lo duran unos segundos, pero en casos muy raros los rayos gamma<\/a> siguen durante horas. Uno de estos estallidos de rayos gamma<\/a> de ultra larga duraci\u00f3n fue captado por el sat\u00e9lite Swift el 9 de diciembre de 2011, denomin\u00e1ndolo GRB 111209A. Era el GRB m\u00e1s largo y m\u00e1s brillante jam\u00e1s observado.<\/p>\n

\"Resultado<\/p>\n

Impresi\u00f3n art\u00edstica de una estrella de neutrones<\/a> acretando gas en un sistema binario. Embudos de material de la estrella compa\u00f1era en un disco de acreci\u00f3n …<\/p>\n

Las estrellas de neutrones<\/a> nos muestran una variada tipolog\u00eda:\u00a0Pulsares aislados,\u00a0Estrellas de neutrones<\/a> en remanentes de supernovas (como es el caso de la Nebulosa del Cangrejo),\u00a0Estrellas de neutrones<\/a> en \u2018binarias de rayos X<\/a>”,\u00a0Estrellas de neutrones<\/a> viejas aisladas. Se trata de la mayor\u00eda de las estrellas de neutrones<\/a> ya que la emisi\u00f3n de pulsos es generalmente de corto tiempo (unos millones de a\u00f1os con excepci\u00f3n de los llamados \u2018p\u00falsares<\/a> milisegundos\u2019 que parecen tener una vida activa de miles de millones de a\u00f1os). Son estrellas de neutrones<\/a> cuya rotaci\u00f3n es suficientemente lenta para permitir acreci\u00f3n de materia del medio interestelar. Por la acreci\u00f3n la superficie de la estrella se vuelva a calentar y la estrella se puede observar como una fuente puntual de rayos X<\/a> blandos si es suficientemente cercana.<\/strong><\/strong><\/strong><\/strong><\/p>\n

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Los astr\u00f3nomos encontraron una clase extra\u00f1a y enigm\u00e1tica de estrellas de\u00a0neutrones<\/a>, cuyo campo magn\u00e9tico es billones de veces m\u00e1s potente que el de nuestro Sol, es decir, que el de una estrella mediana, y, no digamos, del de la Tierra. Tan intenso es el campo magn\u00e9tico que genera una de estas estrellas que, podr\u00eda borrar una tarjeta de cr\u00e9dito desde 160.000 kil\u00f3metros de distancia. Le pusieron de nombre magnetars (estrellas magn\u00e9ticas).<\/p>\n

Estas particulares estrellas de\u00a0neutrones<\/a>. Conocidas como AXP (Anamalous X-ray P\u00falsars), desaf\u00edan cualquier explicaci\u00f3n f\u00edsica desde que la primera de ellas fue descubierta en 1982. Los nuevos datos sobre sus caracter\u00edsticas los han proporcionado desde el Observatorio Rossi X-ray Timing Explorer, de la NASA.<\/p>\n

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\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Lanzan una Intensa emisi\u00f3n de rayos Gamma al espacio<\/p>\n

Claro que pueden llegar a estallar en el proceso, toda vez que coger nasa de objetos circundantes con el campo magn\u00e9tico que ya poseen y que, al inyectarle nuevo material tambi\u00e9n se agranda y pone la estabilidad de la estrella en un equilibrio def\u00edcil de mantener. Hasta hace muy poco no se sab\u00eda que esta clase de estrellas, los AXP, tambi\u00e9n podr\u00edan sufrir estallidos.<\/p>\n

Fue el Rossi, precisamente, el que detect\u00f3 el estallido en la estrella AXP 1E 1048-5937. Posteriores investigaciones indicaron que tiene un campo magn\u00e9tico\u00a0 de aproximadamente 10^<\/sup>\u00a015 Gauss.<\/p>\n

\"http:\/\/4.bp.blogspot.com\/_XGCz7tfLmd0\/TDUaKVAfCZI\/AAAAAAAAGeA\/pNphHD4hT8U\/s1600\/quapul02.jpg\"<\/p>\n

En el verano de 1967 Anthony Hewish y sus colaboradores de la Universidad de Cambridge detectaron, por accidente, emisiones de radio en los cielos que en nada se parec\u00edan a las que se hab\u00edan detectado hasta entonces. Llegaban en impulsos muy regulares a intervalos de s\u00f3lo 1 1\/3 segundos. Para ser exactos, a intervalos de 1,33730109 segundos. La fuente emisora recibi\u00f3 el nombre de \u201cestrella pulsante\u201d o \u201cpulsar\u201d.<\/p>\n

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\u00a0\u00a0 Esta es la imagen que de un\u00a0p\u00falsar<\/a>\u00a0tenemos pero\u2026 En general, las estrellas de\u00a0neutrones<\/a>\u00a0pueden ser de variado rango o clase y hasta donde conocemos: De Neutrones, P\u00falsares y Magnetars cada una de ellas con sus extra\u00f1as y espec\u00edficas cualidades que, al no llegar a comprenderlas\u2026 del todo, nos maravillan.<\/p>\n

Lo cierto es que, una estrella de Neutrones es el resultado de la compresi\u00f3n de una ingente cantidad de masa, la estrella original puede haber tenido miles de kil\u00f3metros de di\u00e1metro y, al convertirse en estrella de Neutrones, tener s\u00f3lo unos 25\/30 km\/de di\u00e1metro, lo que os puede dar una idea de su densidad de materia.<\/p>\n

Las estrellas de neutrones<\/a> tienen densidades totales de 3,7\u00d71017<\/sup>\u00a0a 5,9\u00d71017<\/sup>\u00a0kg\/m3<\/sup>\u00a0(de 2,6\u00d71014<\/sup>\u00a0a 4,1\u00d71014<\/sup>\u00a0veces la densidad del Sol), lo que se compara con la densidad aproximada de un n\u00facleo at\u00f3mico de 3\u00d71017<\/sup>\u00a0kg\/m3.<\/sup><\/p>\n

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Imaginar la densidad de un Agejero negro es escalofriante, mucho m\u00b4\u00f1as denso que la estrella de neutrones<\/a>, \u00bfen qu\u00e9 se convertir\u00e1 la materia all\u00ed aprisionada? Sin embargo. seg\u00fan al\u00f1gunos c\u00e1lculos:<\/p>\n

Un agujero negro<\/a> supermasivo tiene algunas propiedades interesantes que lo diferencian de otros de menor masa:<\/p>\n