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Articulo de referencia

Pasta nuclear

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Sección transversal de una estrella de neutrones

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Formación

Las estrellas de neutrones se forman como remanentes de estrellas masivas tras una supernova . A diferencia de su estrella progenitora, las estrellas de neutrones no están compuestas de plasma gaseoso . En cambio, la intensa atracción gravitatoria de la masa compacta supera la presión de degeneración electrónica y provoca la captura de electrones dentro de la estrella. El resultado es una esfera compacta de materia de neutrones casi pura , con escasos protones y electrones intercalados, que ocupa un espacio miles de veces menor que el de la estrella progenitora. [ 4 ]

En la superficie, la presión es lo suficientemente baja como para que los núcleos convencionales , como el helio y el hierro , puedan existir independientemente unos de otros y no se compriman debido a la repulsión de Coulomb mutua de sus núcleos. [ 5 ] En el núcleo, la presión es tan grande que esta repulsión de Coulomb no puede sostener núcleos individuales, y debería existir alguna forma de materia ultradensa, como el plasma de quarks y gluones teorizado .

La presencia de una pequeña población de protones es esencial para la formación de la pasta nuclear. La atracción nuclear entre protones y neutrones es mayor que la atracción nuclear entre dos protones o dos neutrones. De forma similar a como los neutrones estabilizan los núcleos pesados ​​de los átomos convencionales frente a la repulsión eléctrica de los protones, estos últimos estabilizan las fases de la pasta nuclear. La competencia entre la repulsión eléctrica de los protones, la fuerza de atracción entre los núcleos y la presión a diferentes profundidades en la estrella da lugar a la formación de la pasta nuclear. [ 6 ]

Fases

Aunque no se ha observado pasta nuclear en una estrella de neutrones, se teoriza que sus fases existen en la corteza interna de las estrellas de neutrones, formando una región de transición entre la materia convencional de la superficie y la materia ultradensa del núcleo. Se espera que todas las fases sean amorfas , con una distribución de carga heterogénea . [ 2 ] Hacia la parte superior de esta región de transición, la presión es lo suficientemente grande como para que los núcleos convencionales se condensen en colecciones semiesféricas mucho más masivas. Estas formaciones serían inestables fuera de la estrella, debido a su alto contenido de neutrones y tamaño, que puede variar entre decenas y cientos de nucleones . Esta fase semiesférica se conoce como fase de gnocchi . [ 7 ]

Cuando la fase de ñoquis se comprime, como cabría esperar en las capas más profundas de la corteza, la repulsión eléctrica de los protones en los ñoquis no es del todo suficiente para mantener la existencia de las esferas individuales, y se aplastan formando largas varillas que, según su longitud, pueden contener miles de nucleones. Estas varillas se conocen como la fase de espaguetis . Una mayor compresión provoca que las varillas de la fase de espaguetis se fusionen y formen láminas de materia nuclear llamadas fase de lasaña . Una mayor compresión de la fase de lasaña produce la materia nuclear uniforme del núcleo externo . Al avanzar hacia las capas más profundas de la corteza interna, los agujeros en la pasta nuclear cambian de ser cilíndricos, denominados por algunos fase de bucatini o fase de antiespaguetis , a agujeros esféricos dispersos, que pueden denominarse fase de queso suizo . [ 6 ] Los núcleos desaparecen en la interfaz corteza-núcleo, pasando al núcleo de neutrones líquidos de la estrella.

Las fases de pasta también tienen propiedades topológicas interesantes caracterizadas por grupos de homología . [ 7 ]

Para una estrella de neutrones típica de 1,4 masas solares ( M☉ ) y 12 km de radio, la capa de pasta nuclear en la corteza puede tener un espesor de unos 100 m y una masa de aproximadamente 0,01 M☉ . En términos de masa, esto representa una porción significativa de la corteza de una estrella de neutrones. [ 8 ] [ 9 ]    

Véase también

Referencias

  1. ↑ Caplan, ME; Schneider, AS; Horowitz, CJ (24 de septiembre de 2018). "Elasticidad de la pasta nuclear" . Physical Review Letters . 121 (13) 132701. arXiv : 1807.02557 . Bibcode : 2018PhRvL.121m2701C . doi : 10.1103/PhysRevLett.121.132701 . PMID 30312063. S2CID 206317364. Recuperado el 26 de agosto de 2021 .  
  2. 1 2 Pons, José A.; Viganò, Daniele; Rea, Nanda (2013). "Demasiada "pasta" para que los púlsares bajen su velocidad". Nature Physics . 9 (7): 431– 434. arXiv : 1304.6546 . Bibcode : 2013NatPh...9..431P . doi : 10.1038/nphys2640 . S2CID 119253979 . 
  3. ↑ Reagan, David. "Visualizaciones de pasta nuclear" . Laboratorio de Visualización Avanzada, Tecnologías de Investigación, Universidad de Indiana. Archivado del original el 4 de abril de 2020. Recuperado el 28 de junio de 2013 .
  4. ↑ Panel de Física Nuclear; Comité de Investigación Física; Junta de Física y Astronomía; Comisión de Ciencias Físicas, Matemáticas y Aplicaciones, División de Ingeniería y Ciencias Físicas (1 de enero de 1986). Física Nuclear . National Academies Press . págs. 111–. ISBN  978-0-309-03547-7.{{cite book}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )
  5. ↑ Beskin, Vasilii S. (1999). "Radio pulsars" . Physics-Uspekhi . 42 (11): 1173– 1174. Bibcode : 1999PhyU...42.1071B . doi : 10.1070/pu1999v042n11ABEH000665 . S2CID 250831196 . 
  6. 1 2 Schneider, AS; Horowitz, CJ; Hughto, J.; Berry, DK (2013-12-20). "Formación de pasta nuclear". Physical Review C . 88 (6) 065807. arXiv : 1307.1678 . Bibcode : 2013PhRvC..88f5807S . doi : 10.1103/PhysRevC.88.065807 . ISSN 0556-2813 . 
  7. 1 2 Kycia, Radosław A.; Kubis, Sebastián; Wójcik, Włodzimierz (14 de agosto de 2017). «Análisis topológico de fases de pasta nuclear» . Revisión física C. 96 (2) 025803. arXiv : 1709.07521 . Código Bib : 2017PhRvC..96b5803K . doi : 10.1103/PhysRevC.96.025803 . ISSN 2469-9985 . S2CID 119352018 .  
  8. ↑ Peter Höflich; Pawan Kumar; J. Craig Wheeler (16 de diciembre de 2004). Explosiones cósmicas en tres dimensiones: asimetrías en supernovas y estallidos de rayos gamma . Cambridge University Press . págs. 288–. ISBN  978-1-139-45661-6.
  9. ↑ Yakovlev, DG (2015). "Transporte de electrones a través de pasta nuclear en estrellas de neutrones magnetizadas" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 453 (1): 581– 590. arXiv : 1508.02603 . Bibcode : 2015MNRAS.453..581Y . doi : 10.1093/mnras/stv1642 .