{"id":12278,"date":"2020-12-04T01:00:14","date_gmt":"2020-12-04T00:00:14","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=12278"},"modified":"2020-12-03T13:24:49","modified_gmt":"2020-12-03T12:24:49","slug":"en-el-universo-cualquier-cosa-que-imaginemos-podra-ser-posible-2","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2020\/12\/04\/en-el-universo-cualquier-cosa-que-imaginemos-podra-ser-posible-2\/","title":{"rendered":"En el Universo, cualquier cosa que imaginemos, podr\u00e1 ser posible"},"content":{"rendered":"
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En alguna ocasi\u00f3n hemos hablado aqu\u00ed de la posibilidad de que puedan existir estrellas de Quarks que, como creemos saber, ser\u00edan los componentes m\u00e1s simples de la materia que, se juntan en tripletes para formar hadrones<\/a><\/a> y en pares antag\u00f3nicos (quark y anti quark<\/a>) para formar mesones<\/a><\/a>. Por ejemplo, Para que una EN se transformara en una Estrella de Quark pura, necesitamos alg\u00fan mecanismo mediante el cual su densidad aumente cada vez m\u00e1s. Pensemos, por ejemplo, que la Estrella de Neutrones forma parte de un sistema binario. Para considerar que dos estrellas est\u00e1n en un sistema binario, debe analizarse su proximidad comparando el tama\u00f1o de las mismas con el radio del l\u00f3bulo de Roche, que es la regi\u00f3n que define el campo de la acci\u00f3n gravitatoria de una estrella sobre otra.<\/p>\n

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Si el radio de cada estrella es menor que el l\u00f3bulo de Roche, las estrellas est\u00e1n desconectadas. Por el contrario, si una de ellas llena el l\u00f3bulo de Roche, el sistema es semi-conectado y la materia puede fluir a trav\u00e9s del punto de Lagrange interno. El potencial gravitatorio de un sistema binario se consume la masa de la estrella compa\u00f1era. Cuando la masa de la EN alcanza el valor de ~2 M (M corresponde a la masa solar), sufre un colapso gravitatorio, pudi\u00e9ndose transformar en una EQ.<\/p>\n

\u00bfPodr\u00eda el colapso de una supernova dar origen a la formaci\u00f3n de una EQ? Esta pregunta nos conduce a otra hip\u00f3tesis te\u00f3rica acerca de la formaci\u00f3n de la EN, hay conservaci\u00f3n del momento angular. La proto-estrella de neutrones<\/a> tiene una fracci\u00f3n peque\u00f1a de su radio original, que era el de la supernova, por lo que su momento de inercia se reduce bruscamente. Como resultado, la EN se forma con una alt\u00edsima velocidad de rotaci\u00f3n que disminuye gradualmente. Los per\u00edodos de rotaci\u00f3n se hacen cada vez m\u00e1s largos debido a la p\u00e9rdida de energ\u00eda rotacional por la emisi\u00f3n de vientos de electrones<\/a> y positrones y de la radiaci\u00f3n bipolar electromagn\u00e9tica. Cuando la alta frecuencia de rotaci\u00f3n o el campo electromagn\u00e9tico alcanzan un valor cr\u00edtico, la EN se transforma en un pulsar que emite pulsos del orden de los milisegundos. Debido a la enorme fuerza centr\u00edfuga en estos objetos, la estructura interna se modifica, pudiendo alcanzar una densidad cr\u00edtica<\/a><\/a> por encima de la que corresponde a la transici\u00f3n de fase hadr\u00f3n-quark. En estas condiciones, la fase de materia nuclear relativamente incomprensible se convertir\u00eda en la fase de ME, m\u00e1s comprensible, cuyo resultado final ser\u00eda la aparici\u00f3n de una EQ.<\/p>\n

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\"2015\"Alguna\"Estrellas<\/p>\n

Las estrellas de Quarks podr\u00edan ser el eslab\u00f3n perdido<\/p>\n

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La identificaci\u00f3n de una EQ requiere se\u00f1ales observacionales consistentes. Con esto nos referimos a propiedades f\u00edsicas de la estrella tales como su masa m\u00e1xima, radio, per\u00edodo m\u00ednimo de rotaci\u00f3n, enfriamiento por emisi\u00f3n de neutrinos<\/a>. Todas estas propiedades dependen de una \u00fanica ecuaci\u00f3n de estado para la materia densa de quarks<\/a> que a\u00fan no ha sido completamente establecida. Sin embargo, existe un rango de valores aceptados para las cantidades antes mencionadas, con base en datos observacionales recientes, que marcar\u00edan importantes diferencias entre las posibles EQs y los dem\u00e1s objetos compactos.<\/p>\n

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\"Aporte\"IFCA<\/p>\n

\"UNIVERSO<\/p>\n

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\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 La Interacci\u00f3n fuerte mantiene unidos y confinados a los Quarks<\/p>\n

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Un rasgo caracter\u00edstico de las EQs es que la materia no se mantendr\u00eda unida por la atracci\u00f3n gravitacional, como ocurre en las ENs, sino que ser\u00eda consecuencia directa de la interacci\u00f3n fuerte entre los quarks<\/a>. En este caso, la estrella se dice auto-ligada. Esto implica una diferencia sustancial entre las ecuaciones de estado para las dos clases de estrellas. Las correcciones perturbativas a la ecuaci\u00f3n de estado de la materia de quarks<\/a> y los efectos de superconductividad de color complican aun m\u00e1s este punto.<\/p>\n

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\"La\"Las\"Los<\/h1>\n

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Otra caracter\u00edstica para poder diferenciar las Eqs de las Ens es la relaci\u00f3n entre su masa M y el radio R. Mientras que para una EQ, M ~ R\u00b3. De acuerdo con esta relaci\u00f3n, las Eqs tendr\u00edan radios m\u00e1s peque\u00f1os que los que usualmente se le atribuyen a las Ens. Adem\u00e1s, las Eqs violar\u00edan el llamado l\u00edmite de Eddington.<\/p>\n

Arthur Eddington (1882-1994) observ\u00f3 que las fuerzas debido a la radiaci\u00f3n y a la gravitaci\u00f3n de las estrellas normales depend\u00edan del inverso del cuadrado de la distancia. Supuso, entonces, que ambas fuerzas pod\u00edan estar relacionadas de alg\u00fan modo, compens\u00e1ndose para que la estrella fuera m\u00e1s estable.<\/p>\n

Para estrellas de alt\u00edsima masa, la presi\u00f3n de radiaci\u00f3n es la dominante frente a la gravitatoria. Sin embargo, deber\u00eda existir una presi\u00f3n de radiaci\u00f3n m\u00e1xima para la cual la fuerza expansiva debido a la radiaci\u00f3n se equilibrara con la gravedad local. Para una estrella normal, el l\u00edmite de Eddington:<\/p>\n

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\"{\\displaystyle<\/dd>\n<\/dl>\n

donde<\/p>\n