¿Qué son las estrellas de neutrones y de quarks?

Diccionario de astronomía. Pasamos revista a este tipo de remanente estelar.

 

La evolución estelar se puede resumir en tres fases:

 

1) Pre-secuencia principal: La fuente de energía proviene del colapso gravitacional. Estas estrellas son relativamente frías y tienen un radio muy grande. Pueden pasar desde miles de años hasta millones de años en esta fase, dependiendo de la masa inicial. Son los llamados bebés estelares.

 

2) Secuencia principal: A medida que la estrella se va contrayendo, la temperatura en el núcleo aumenta, hasta que es lo suficientemente alta para la fusión del hidrógeno. La estrella pasará gran parte de su vida en la secuencia principal, dado que hay combustible suficiente para ello (de media, un 70% de la masa estelar está constituida de hidrógeno).

 

3) Fases finales: Una estrella masiva va progresivamente quemando hidrógeno, luego helio, carbono... formando elementos cada vez más pesados en su interior. Su estructura se parece a una cebolla y cada capa tiene una composición química distinta. Al llegar al hierro, no es posible sacar más energía de los procesos nucleares de fusión. El núcleo estelar de hierro restante debe soportar el peso de las capas superiores y se contrae formando un núcleo de neutrones. Las capas externas caen sobre este núcleo neutrónico y al tocarlo tiene lugar un rebote que envía este material al exterior con velocidades altísimas. ¡Tenemos una supernova! La energía asociada es enorme: del orden de 10**51 ergios. Gran parte de la energía de la explosión de una supernova se la llevan los neutrinos. ¡Solo el 1% de la energía está en el rango óptico!

 

El subproducto de una explosión de supernova en el rango de 8 y 20 masas producirá una estrella de neutrones.

 

Etiquetas: astronomíaestrellas

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