Estrella de neutrones - Historial de revisiones

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‎Pulsares

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 '''Estrellas de neutrones.''' Remanentes estelares que han alcanzado el fin de su viaje evolutivo a través del espacio y el [[Tiempo|tiempo]]. Se forman cuando las grandes [[Estrella|estrellas]] agotan su combustible y colapsan.

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-'''Estrellas de neutrones.''' Remanentes estelares que han alcanzado el fin de su viaje evolutivo a través del [[Espacio exterior|espacio]] y el [[Tiempo|tiempo]]. Se forman cuando las grandes [[Estrella|estrellas]] agotan su combustible y colapsan.
+'''Estrellas de neutrones.''' Remanentes estelares que han alcanzado el fin de su viaje evolutivo a través del espacio y el [[Tiempo|tiempo]]. Se forman cuando las grandes [[Estrella|estrellas]] agotan su combustible y colapsan.
 == Nacimiento ==

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 Las estrellas de neutrones que tienen una posición tal hacen que el haz de luz apunte directamente hacia la  [[Tierra|tierra]] haciendo que se vea una pulsación. Esto sucede ya que cuando el haz de radiación apunta a la tierra, se detecta, pero mientras da la vuelta, el haz apunta en otra dirección y no es visible en la tierra; justo como en un faro. Por lo tanto, si alguien en la  tierra tiene un [[Receptor de onda|receptor de ondas]] de [[Radio|radio]], éste recibirá pulsos regulares con el período igual al de la rotación de las estrellas de neutrones. Es por esto que este tipo de estrellas de neutrones son llamadas ''pulsares''.
-En [[1967]] el equipo de [[Radioastrónomo|radioastrónomos]] liderados por [[Antony Hewish]], de la [[Universidad de Cambridge]], descubrió los púlsares, trabajo que le valió el [[Premio Nobel]]  en [[1974]], los que fueron asociados rápidamente a estrellas de neutrones  por [[T. Gold]] en [[1968]]. La explicación se basó en que los intensos campos magnéticos estimados para las estrellas de neutrones (del orden de 1012 G)  podían dar cuenta de la estabilidad de los pulsos recibidos, y predijo  que la frecuencia de los pulsos emitidos debía decaer lentamente en el  tiempo, debido a la pérdida de energía rotacional: esto fue luego  comprobado al descubrirse la disminución de la frecuencia de los pulsos  del púlsar de la [[Nebulosa del Cangrejo]]. Este argumento fue puesto sobre firmes bases teóricas por [[J. Ostriker]] y [[J. Gunn]], en [[1969]].
+En [[1967]] el equipo de [[Radioastrónomo|radioastrónomos]] liderados por [[Antony Hewish]], de la [[Universidad de Cambridge]], descubrió los púlsares, trabajo que le valió el [[Premio Nobel]]  en [[1974]], los que fueron asociados rápidamente a estrellas de neutrones  por [[Thomas Gold|T. Gold]] en [[1968]]. La explicación se basó en que los intensos campos magnéticos estimados para las estrellas de neutrones (del orden de 1012 G)  podían dar cuenta de la estabilidad de los pulsos recibidos, y predijo  que la frecuencia de los pulsos emitidos debía decaer lentamente en el  tiempo, debido a la pérdida de energía rotacional: esto fue luego  comprobado al descubrirse la disminución de la frecuencia de los pulsos  del púlsar de la [[Nebulosa del Cangrejo]]. Este argumento fue puesto sobre firmes bases teóricas por [[Jeremiah Paul Ostriker|J. Ostriker]] y J. Gunn, en [[1969]].
 Después de girar durante varios millones de años, los púlsares se quedan sin [[Energía|energía]] y se convierten en estrellas de neutrones normales. Pocas de las estrellas de neutrones que se conocen son púlsares. Tan sólo se conoce la existencia de unos 1.000 púlsares, mientras que podría haber cientos de millones de estrellas de neutrones en la [[Galaxia|galaxia]].

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-'''Estrellas de neutrones.''' Remanentes estelares que han alcanzado el fin de su viaje evolutivo a través del [[Espacio|espacio]] y el [[Tiempo|tiempo]]. Se forman cuando las grandes [[Estrella|estrellas]] agotan su combustible y colapsan.
+'''Estrellas de neutrones.''' Remanentes estelares que han alcanzado el fin de su viaje evolutivo a través del [[Espacio exterior|espacio]] y el [[Tiempo|tiempo]]. Se forman cuando las grandes [[Estrella|estrellas]] agotan su combustible y colapsan.
 Estos objetos tan interesantes nacen de [[Estrella|estrellas]] anteriormente gigantes que crecen de cuatro a ocho veces el tamaño del [[Sol]] antes de explotar en [[Supernova|supernovas]] catastróficas. Después de la explosión, las capas exteriores de una estrella salen despedidas al espacio, permaneciendo el [[Núcleo|núcleo]] pero sin volver a producir [[Fusión nuclear|fusión nuclear]]. Sin presión exterior de la fusión para contrarrestar el empuje interior de la [[Gravedad|gravedad]], la estrella se [[Condensación|condensa]] y se colapsa.

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 A pesar de su pequeño [[Diámetro|diámetro]], (alrededor de 12,5 millas, o 20 km), las estrellas de neutrones pueden presumir de contener 1,5 veces la masa del Sol, por lo que son increíblemente densas. Un solo trozo de materia de estrella de neutrones con el tamaño de un terrón de [[Azúcar|azúcar]] pesaría cien millones de toneladas en la [[Tierra|tierra]].
 ==Formación==
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 Apenas una cucharada de té de una estrella de neutrones tendría una masa superior a 5 x 1012 kg.
-Una estrella de neutrones tiene en realidad diferentes capas. Los [[Astrónomo|astrónomos]] piensan que posee una capa exterior de [[Núcleo|núcleos]] atómicos con electrones, de aproximadamente 1 m de espesor. Debajo de esta corteza, hay núcleos con un número mayor de electrones. Estos decaerían rápidamente en la tierra, pero la intensa presión de la gravedad los mantiene estables.
+Una estrella de neutrones tiene en realidad diferentes capas. Los [[Astrónomo|astrónomos]] piensan que posee una capa exterior de [[Núcleo|núcleos]] [[Átomo|atómicos]] con electrones, de aproximadamente 1 m de espesor. Debajo de esta corteza, hay núcleos con un número mayor de electrones. Estos decaerían rápidamente en la tierra, pero la intensa presión de la gravedad los mantiene estables.
 Cuando una estrella de neutrones se forma, conserva el momento de toda la estrella, pero como ahora sólo tiene unos pocos kilómetros de diámetro, gira a velocidades enormes, a menudo tan rápido como cientos de veces por segundo.
-La casi incomprensible densidad de una estrella de neutrones hace que [[protones]] y [[electrones]] se combinen en [[neutrones]]: el proceso del cual toman su nombre. La composición de sus núcleos es desconocida, pero es probable que consistan en un superfluído de neutrones o algún estado de la materia desconocido.
+La casi incomprensible [[Densidad|densidad]] de una estrella de neutrones hace que [[Protón|protones]] y [[Electrón|electrones]] se combinen en [[Neutrón|neutrones]]: el proceso del cual toman su nombre.La composición de sus núcleos es desconocida, pero es probable que consistan en un superfluído de neutrones o algún estado de la materia desconocido.
 Las estrellas de neutrones contienen un empuje gravitatorio extremadamente fuerte, mucho mayor que el de la tierra. Esta [[Fuerza de gravedad|fuerza gravitatoria]] es particularmente impresionante dado el pequeño tamaño de la estrella.
-Durante su formación, las estrellas de neutrones rotan en el espacio. A medida que se comprimen y encogen, el giro en espiral se acelera debido a la conservación del momento angular, el mismo principio que hace que una patinadora gire a mayor velocidad cuando acerca sus brazos al pecho.
+Durante su formación, las estrellas de neutrones rotan en el espacio.A medida que se comprimen y encogen, el giro en espiral se acelera debido a la conservación del momento angular, el mismo principio que hace que una
 ==Características==
-La principal característica de las estrellas de neutrones es que resisten el colapso gravitatorio mediante la [[presión de degeneración]] de los neutrones, sumado a la presión generada por la parte repulsiva de la interacción nuclear fuerte entre bariones.  Esto contrasta con las estrellas de secuencia principal, que equilibran  la [[fuerza de gravedad]] con la presión térmica originada en las  reacciones termonucleares en su interior.
+La principal característica de las estrellas de neutrones es que resisten el colapso gravitatorio mediante la [[Presión de degeneración|presión de degeneración]] de los neutrones, sumado a la presión generada por la parte repulsiva de la interacción nuclear fuerte entre bariones.  Esto contrasta con las estrellas de secuencia principal, que equilibran  la [[Fuerza de gravedad|fuerza de gravedad]] con la [[Presión térmica|presión térmica]] originada en las  reacciones termonucleares en su interior.
-Actualmente no se sabe si el núcleo de una estrella de neutrones  tiene la misma estructura que sus capas externas o si, por el contrario,  está formado por plasma de quarks_gluones.  Lo cierto es que las altísimas densidades que se dan en la zona central  de estos objetos son tan elevadas que no permiten hacer predicciones  válidas con modelos informáticos ni con observaciones experimentales.
+No se sabe si el núcleo de una estrella de neutrones  tiene la misma estructura que sus capas externas o si, por el contrario,  está formado por plasma de quarks_gluones.  Lo cierto es que las altísimas densidades que se dan en la zona central  de estos objetos son tan elevadas que no permiten hacer predicciones  válidas con modelos informáticos ni con observaciones experimentales.
 ==Pulsares==
-Las estrellas de neutrones que tienen una posición tal que el haz de luz apunte directamente hacia la  Tierra haciendo que se vea una pulsación. Esto sucede ya que cuando el haz de radiación apunta a la tierra, se detecta, pero mientras da la vuelta, el haz apunta en otra dirección y no es visible en la tierra; justo como en un faro.
+Las estrellas de neutrones que tienen una posición tal hacen que el haz de luz apunte directamente hacia la  [[Tierra|tierra]] haciendo que se vea una pulsación. Esto sucede ya que cuando el haz de radiación apunta a la tierra, se detecta, pero mientras da la vuelta, el haz apunta en otra dirección y no es visible en la tierra; justo como en un faro. Por lo tanto, si alguien en la  tierra tiene un [[Receptor de onda|receptor de ondas]] de [[Radio|radio]], éste recibirá pulsos regulares con el período igual al de la rotación de las estrellas de neutrones. Es por esto que este tipo de estrellas de neutrones son llamadas ''pulsares''.
-En [[1967]] el equipo de radioastrónomos liderados por [[Antony Hewish]], de la Universidad de Cambridge, descubrió los púlsares, trabajo que le valió el [[Premio Nobel]]  en [[1974]], los que fueron asociados rápidamente a estrellas de neutrones  por [[T. Gold]] en [[1968]]. La explicación se basó en que los intensos campos magnéticos estimados para las estrellas de neutrones (del orden de 1012 G)  podían dar cuenta de la estabilidad de los pulsos recibidos, y predijo  que la frecuencia de los pulsos emitidos debía decaer lentamente en el  tiempo, debido a la pérdida de energía rotacional: esto fue luego  comprobado al descubrirse la disminución de la frecuencia de los pulsos  del púlsar de la [[Nebulosa del Cangrejo]]. Este argumento fue puesto sobre firmes bases teóricas por J. Ostriker y J. Gunn en [[1969]].
+En [[1967]] el equipo de [[Radioastrónomo|radioastrónomos]] liderados por [[Antony Hewish]], de la [[Universidad de Cambridge]], descubrió los púlsares, trabajo que le valió el [[Premio Nobel]]  en [[1974]], los que fueron asociados rápidamente a estrellas de neutrones  por [[T. Gold]] en [[1968]]. La explicación se basó en que los intensos campos magnéticos estimados para las estrellas de neutrones (del orden de 1012 G)  podían dar cuenta de la estabilidad de los pulsos recibidos, y predijo  que la frecuencia de los pulsos emitidos debía decaer lentamente en el  tiempo, debido a la pérdida de energía rotacional: esto fue luego  comprobado al descubrirse la disminución de la frecuencia de los pulsos  del púlsar de la [[Nebulosa del Cangrejo]]. Este argumento fue puesto sobre firmes bases teóricas por [[J. Ostriker]] y [[J. Gunn]], en [[1969]].
-Después de girar durante varios millones de años, los púlsares se quedan sin energía y se convierten en estrellas de neutrones normales. Pocas de las estrellas de neutrones que se conocen son púlsares. Tan sólo se conoce la existencia de unos 1.000 púlsares, mientras que podría haber cientos de millones de estrellas de neutrones en la galaxia.
+Después de girar durante varios millones de años, los púlsares se quedan sin [[Energía|energía]] y se convierten en estrellas de neutrones normales. Pocas de las estrellas de neutrones que se conocen son púlsares. Tan sólo se conoce la existencia de unos 1.000 púlsares, mientras que podría haber cientos de millones de estrellas de neutrones en la [[Galaxia|galaxia]].
-Las presiones asombrosas del núcleo de las estrellas de neutrones podrían ser como las que existieron en el momento del big bang, pero estos estados no pueden simularse en la Tierra.
+Las presiones asombrosas del núcleo de las estrellas de neutrones podrían ser como las que existieron en el momento del [[Big bang|big bang]], pero estos estados no pueden simularse en la tierra.
 ==Fuentes==

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 ==Nacimiento==
-Estos objetos tan interesantes nacen de estrellas anteriormente gigantes que crecen de cuatro a ocho veces el tamaño del [[Sol]] antes de explotar en supernovas catastróficas. Después de la explosión, las capas exteriores de una estrella salen despedidas al espacio, permaneciendo el núcleo pero sin volver a producir [[Fusión nuclear|fusión nuclear]]. Sin presión exterior de la fusión para contrarrestar el empuje interior de la [[Gravedad|gravedad]], la estrella se condensa y se colapsa.
+Estos objetos tan interesantes nacen de [[Estrella|estrellas]] anteriormente gigantes que crecen de cuatro a ocho veces el tamaño del [[Sol]] antes de explotar en [[Supernova|supernovas]] catastróficas. Después de la explosión, las capas exteriores de una estrella salen despedidas al espacio, permaneciendo el [[Núcleo|núcleo]] pero sin volver a producir [[Fusión nuclear|fusión nuclear]]. Sin presión exterior de la fusión para contrarrestar el empuje interior de la [[Gravedad|gravedad]], la estrella se [[Condensación|condensa]] y se colapsa.
-La casi incomprensible densidad de una estrella de neutrones hace que protones y electrones se combinen en neutrones: el proceso del cual toman su nombre.La composición de sus núcleos es desconocida, pero es probable que consistan en un superfluído de neutrones o algún estado de la materia desconocido.
+A pesar de su pequeño [[Diámetro|diámetro]], (alrededor de 12,5 millas, o 20 km), las estrellas de neutrones pueden presumir de contener 1,5 veces la masa del Sol, por lo que son increíblemente densas. Un solo trozo de materia de estrella de neutrones con el tamaño de un terrón de [[Azúcar|azúcar]] pesaría cien millones de toneladas en la [[Tierra|tierra]].
 ==Formación==
-A pesar de su pequeño diámetro (alrededor de 12,5 millas, o 20 kilómetros) las estrellas de neutrones pueden presumir de contener 1,5 veces la masa del [[Sol]], por lo que son increíblemente densas. Un solo trozo de materia de estrella de neutrones con el tamaño de un terrón de azúcar pesaría cien millones de toneladas en la [[Tierra]].
+Para que se forme una estrella de neutrones se necesita una estrella con una masa aproximada de entre 1,5 y 5 veces la masa del [[Sol]]. Si la estrella tiene menos de 1,5 masas solares, entonces no tendrá la suficiente materia ni gravedad para comprimir lo suficiente al objeto. Sólo se obtendrá una [[Enana blanca|enana blanca]], que es lo que le ocurrirá al Sol algún día.
-Para que se forme una estrella de neutrones se necesita una estrella con una masa aproximada de entre 1,5 y 5 veces la masa del Sol.
+En cambio, si tiene más de 5 veces la masa del Sol, la estrella terminará sus días como un agujero negro. Pero si la masa de la estrella se ubica entre las antes mencionadas, entonces surgirá una estrella de neutrones.
-Si la estrella tiene menos de 1,5 masas solares, entonces no tendrá la suficiente materia ni gravedad para comprimir lo suficiente al objeto. Sólo se obtendrá una enana blanca, que es lo que le ocurrirá al Sol algún día.
+La estrella de neutrones se forman cuando la estrella agota su combustible y colapsa sobre sí misma. Los protones y los electrones de los átomos son forzados a formar neutrones. Como la estrella conserva todavía mucha gravedad, toda materia adicional que caiga en la estrella de neutrones es súper-acelerada por la gravedad y convertida en idéntico material neutrónico.
-En cambio, si tiene más de 5 veces la masa del Sol, la estrella terminará sus días como un agujero negro.
+Apenas una cucharada de té de una estrella de neutrones tendría una masa superior a 5 x 1012 kg.
-Pero si la masa de la estrella se ubica entre las antes mencionadas, entonces surgirá una estrella de neutrones.
+Una estrella de neutrones tiene en realidad diferentes capas. Los [[Astrónomo|astrónomos]] piensan que posee una capa exterior de [[Núcleo|núcleos]] [[Átomo|atómicos]] con electrones, de aproximadamente 1 m de espesor. Debajo de esta corteza, hay núcleos con un número mayor de electrones. Estos decaerían rápidamente en la tierra, pero la intensa presión de la gravedad los mantiene estables.
-La estrella de neutrones se forma cuando la estrella agota su combustible y colapsa sobre sí misma. Los protones y los electrones de los átomos son forzados a formar electrones. Como la estrella conserva todavía mucha gravedad, toda materia adicional que caiga en la estrella de neutrones es súper-acelerada por la gravedad y convertida en idéntico material neutrónico.
+Cuando una estrella de neutrones se forma, conserva el momento de toda la estrella, pero como ahora sólo tiene unos pocos kilómetros de diámetro, gira a velocidades enormes, a menudo tan rápido como cientos de veces por segundo.
-Una estrella de neutrones tiene en realidad diferentes capas. Los astrónomos piensan que posee una capa exterior de núcleos atómicos con electrones, de aproximadamente 1 metro de espesor. Debajo de esta corteza, hay núcleos con un número mayor de electrones. Estos decaerían rápidamente en la Tierra, pero la intensa presión de la gravedad los mantiene estables.
+La casi incomprensible [[Densidad|densidad]] de una estrella de neutrones hace que [[Protón|protones]] y [[Electrón|electrones]] se combinen en [[Neutrón|neutrones]]: el proceso del cual toman su nombre.La composición de sus núcleos es desconocida, pero es probable que consistan en un superfluído de neutrones o algún estado de la materia desconocido.
-La casi incomprensible densidad de una estrella de neutrones hace que [[protones]] y [[electrones]] se combinen en [[neutrones]]: el proceso del cual toman su nombre. La composición de sus núcleos es desconocida, pero es probable que consistan en un superfluído de neutrones o algún estado de la materia desconocido.
+Las estrellas de neutrones contienen un empuje gravitatorio extremadamente fuerte, mucho mayor que el de la tierra. Esta [[Fuerza de gravedad|fuerza gravitatoria]] es particularmente impresionante dado el pequeño tamaño de la estrella.
-Las estrellas de neutrones contienen un empuje gravitatorio extremadamente fuerte, mucho mayor que el de la tierra. Esta [[fuerza gravitatoria]] es particularmente impresionante dado el pequeño tamaño de la estrella.
+Durante su formación, las estrellas de neutrones rotan en el espacio.A medida que se comprimen y encogen, el giro en espiral se acelera debido a la conservación del momento angular, el mismo principio que hace que una
-Durante su formación, las estrellas de neutrones rotan en el espacio. A medida que se comprimen y encogen, el giro en espiral se acelera debido a la conservación del momento angular, el mismo principio que hace que una patinadora gire a mayor velocidad cuando acerca sus brazos al pecho.
+[[Patinaje|patinadora]] gire a mayor [[Velocidad|velocidad]] cuando acerca sus [[Brazo|brazos]] al [[Pecho|pecho]].
 ==Características==