¿Qué son las estrellas de neutrones y los restos de supernovas?

Muerte estelar y vida nueva

Cuando una cosa muere, nace otra. Un día, nuestros cuerpos se desintegrarán en átomos invisibles. Pero nunca dejarás realmente el planeta Tierra o el sistema solar. Todavía estarás aquí, excepto que tus átomos se reorganizarán en moléculas de diferentes sustancias, como las del aire, el agua y los árboles, y mucho más.

La muerte da lugar a una nueva vida. Y la muerte estelar hace precisamente eso; da lugar a nuevas estrellas! Nuestra lección explorará lo que puede quedar después de la muerte de una estrella masiva y cómo se desencadena una nueva vida a partir de entonces mientras hablamos de los restos de supernovas y las estrellas de neutrones.

¿Qué son los restos estelares?

Cuando ocurre una supernova , una explosión estelar gigante, se libera mucha materia al espacio. Algo así como cuando un globo explota porque lo aprietas demasiado; ¡Hay mucha agua en todas direcciones!

Una cosa que se libera se conoce como remanente de supernova . Un remanente de supernova es simplemente los restos de la atmósfera exterior de una estrella masiva que ha explotado y que viaja por el espacio como una capa de gas en expansión.

El remanente de supernova es un marcador de la explosión. Esto se debe a que la explosión misma desaparecerá en uno o dos años. Pero este gas en expansión, el remanente de supernova, es como una señal en el espacio que nos dice dónde estuvo una vez la explosión de la supernova. También transporta más de una quinta parte de la masa de la estrella ahora fallecida y barre más material a medida que viaja por el espacio.

Si pudieras explotar una toronja sin que te salpique ácido en los ojos, verías cómo las capas externas, como la cáscara, se desplazarían por el aire a una velocidad muy alta. Al hacerlo, acumularán moléculas de gas y polvo en el aire.

Cuando una estrella masiva explota, sus capas exteriores también son lanzadas al espacio. Tan rápido que pueden viajar a velocidades de vértigo supersónicas durante miles de años después de la explosión como una onda de choque.

A medida que esta capa de gas se expande hacia afuera, puede encontrar el medio interestelar (ISM) , el lugar donde nacen las estrellas. El medio interestelar está lleno de gas y polvo cósmicos, y cuando pasa esta onda de choque proveniente de una explosión de supernova, ocurren dos cosas interesantes.

Primero, la colisión entre el ISM y la onda de choque excita las partículas de gas, lo que resulta en el hermoso resplandor del remanente de supernova en el espacio que ves en tu pantalla. Esto me recuerda cuando las personas pasan y chocan con pequeños organismos bioluminiscentes en las orillas del océano, lo que hace que el océano se ilumine con bonitos colores a su alrededor.

En segundo lugar, cuando las ondas de choque de una explosión de supernova pasan a través del ISM, hacen que partes del ISM se compriman en densidades muy altas, densidades lo suficientemente altas como para formar nuevas estrellas. Por lo tanto, la muerte de una estrella conduce a la creación de muchas más.

¿Qué son las estrellas de neutrones?

Si bien algunas explosiones de supernovas solo dejan un remanente de supernova, otras supernovas pueden dejar un poco de su núcleo original. Esto podría resultar en la formación de una estrella de neutrones , una esfera extremadamente pequeña pero muy densa compuesta principalmente por neutrones.

Y si bien eso puede sonar aburrido, hay una historia genial que acompaña al concepto de una estrella de neutrones, explosiones de supernovas y remanentes de supernovas. El 4 de julio de 1054 sucedió algo increíble que fue observado en China, la gran ciudad de Constantinopla, e incluso por los anasazi de lo que hoy es el suroeste de los Estados Unidos de América. Yang Wei-T’e, el astrónomo de la corte imperial china en ese momento, la llamó “estrella invitada”.

Él, y personas observadoras de todo el mundo, notaron y registraron la aparición de un nuevo objeto brillante más brillante que Venus. ¡Era tan brillante que se podía ver incluso a la luz del día en pleno verano! Yang Wei-T’e escribió: ‘Me inclino profundamente. He observado la aparición de una estrella invitada. Su color era un amarillo iridiscente … la tierra conocerá una gran prosperidad ‘. Debe haber sido un espectáculo increíble para la vista.

Pero en el transcurso de poco menos de dos años, esta deslumbrante estrella invitada desapareció. Esta estrella invitada fue en realidad una explosión de supernova a 6.500 años luz de distancia que dejó una estrella de neutrones y un remanente de supernova. Ahora vemos su remanente de supernova como la Nebulosa del Cangrejo.

Bajo la temperatura y presión increíblemente altas que resultan durante la explosión de una supernova, las estrellas de neutrones pueden formarse cuando los protones y los electrones se juntan. Con un poco más de detalle, lo que sucede es lo siguiente. Las estrellas que inicialmente tienen menos de aproximadamente ocho masas solares como estrella adulta, una estrella de secuencia principal, pueden morir de manera relativamente tranquila y pacífica como una enana blanca. Las estrellas que inicialmente tienen entre 8 y 20 masas solares terminan su vida explosivamente como una estrella de neutrones.

Esto se debe a que estrellas tan masivas no pueden desprenderse lo suficiente de su peso durante su vida a través de cosas como el viento estelar y la formación de nebulosas planetarias para dejar un núcleo lo suficientemente pequeño.

Literalmente, puede pensar en las estrellas que pierden su masa como si una persona perdiera su peso con una dieta y un plan de ejercicios. Si una estrella es capaz de perder suficiente peso para que no quede nada más que su esqueleto, puede convertirse en una enana blanca, tan blanca como sus huesos.

Pero si no pueden desprenderse de la masa suficiente para evitar superar el límite de Chandrasekhar de 1,4 masas solares para su núcleo, el límite que permite la existencia de enanas blancas estables, sucede algo más. Una vez que se rompe este límite, la presión degenerada de electrones que soporta a la enana blanca falla debido a toda esa masa extra y, como resultado, el núcleo colapsa hacia adentro. La presión de electrones degenerados es la presión ejercida por electrones muy compactos que no dependen de la temperatura.

Imagínense a alguien que pesa un poco sobre una mesa que se tambalea. Debido a que pesan un poco, la mesa se derrumba. Una enana blanca es como una mesa, y las patas que la sostienen son la presión degenerada de electrones. Si el core es demasiado pesado, las piernas fallan y todo colapsa de manera explosiva.

A medida que el núcleo colapsa durante la explosión de la supernova, los núcleos atómicos son destrozados por los rayos gamma y los protones libres se combinan con los electrones para formar neutrones. Esta nueva masa de neutrones se sustenta a sí misma mediante algo conocido como presión neutrónica degenerada. Dado que los neutrones son más masivos que los electrones, este tipo de presión es mucho mayor que la presión de los electrones degenerados y, por lo tanto, puede soportar las estrellas que están por encima del límite de masa de Chandrasekhar.

Un subproducto de la producción de cada neutrón es un neutrino. Otra lección señala cómo los neutrinos ayudan a forzar la envoltura de una estrella en explosión hacia el espacio durante la explosión de la supernova. Lo que queda después de eso es el núcleo de la estrella como estrella de neutrones.

La estrella de neutrones es tan densa, que solo un dedal de su materia pesaría 100 millones de toneladas en la Tierra. A densidades tan altas, las estrellas de neutrones tienen que ser extremadamente pequeñas. Uno que sea aproximadamente 1.4 veces más masivo que nuestro propio sol tendría un diámetro de aproximadamente solo 12 millas. ¡Es tan pequeño que cabe fácilmente en la ciudad de Nueva York!

Pero, ¿qué sucede si la degeneración de neutrones no puede sostener la estrella, como ocurre con estrellas más masivas que aproximadamente 20 masas solares inicialmente o aproximadamente 3 masas solares eventualmente para su núcleo? Ese es el tema de otra lección interesante, la de los agujeros negros.

Resumen de la lección

Una supernova , una explosión estelar gigante, puede liberar un remanente de supernova . Un remanente de supernova es simplemente los restos de la atmósfera exterior de una estrella masiva que ha explotado. El remanente de supernova es responsable de desencadenar la formación de nuevas estrellas cuando choca con el medio interestelar. El medio interestelar (ISM) es el lugar donde nacen las estrellas.

Aparte de un remanente de supernova, una supernova también puede formar una estrella de neutrones , una esfera extremadamente pequeña pero muy densa compuesta principalmente de neutrones. Las estrellas que inicialmente tienen alrededor de 8-20 masas solares terminan su vida explosivamente como una estrella de neutrones porque no pueden arrojar suficiente masa para evitar superar el límite de Chandrasekhar de 1,4 masas solares para su núcleo. Una vez que se rompe este límite, el núcleo se colapsa hacia adentro, los núcleos atómicos se desgarran y los protones libres se combinan con los electrones para formar neutrones. Esta nueva masa de neutrones se sustenta a sí misma mediante algo conocido como presión neutrónica degenerada.

Los resultados del aprendizaje

Esta lección debería enseñarle a:

• Definir supernova, remanente de supernova, medio interestelar y estrella de neutrones
• Explique la ‘estrella invitada’ observada en 1054
• Resume cómo una enana blanca se convierte en una estrella de neutrones