¿Por qué una pequeña cucharada de material de estrella de neutrones contiene miles de millones de toneladas? ¿Existe realmente?
Muchos amigos están confundidos acerca de este tema y piensan que los científicos están engañando a la gente. Según el sentido común de la vida, ¿cómo podría haber una materia tan pesada en este mundo? Sólo existe en la imaginación.
Pero lo cierto es que se han descubierto miles de estrellas de neutrones, y sí existen en este universo. Por supuesto, como la estrella de neutrones es demasiado pequeña, con un diámetro de sólo veinte o treinta kilómetros, no es tan grande como una ciudad pequeña o mediana. Plutón tiene un diámetro de 2.376 kilómetros. En el Telescopio Espacial Hubble, el telescopio moderno más potente, lo que se ve son sólo unos pocos píxeles borrosos. Plutón está a sólo 6 mil millones de kilómetros de nosotros, es decir, a unos 0,0006 años luz. las más cercanas a nosotros Las estrellas de neutrones están a cientos de años luz de distancia, por lo que, por supuesto, no se pueden ver.
Entonces, ¿cómo se descubrió y confirmó la existencia de estrellas de neutrones? De hecho, los científicos son mucho mejores de lo que pensamos. Se ha predicho teóricamente que estos cuerpos celestes especiales existen mucho antes de que fueran descubiertos. La teoría en la que se basa la predicción es la teoría de la relatividad fundada por Einstein. La teoría del campo gravitacional de la relatividad general cree que bajo una presión gravitacional extrema, ciertos cuerpos celestes se comprimen en cuerpos celestes especiales y extremadamente densos. Más tarde, la gente los llamó enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros.
Las estrellas con una masa inferior a 8 veces la del Sol se expandirán hasta convertirse en gigantes rojas en las últimas etapas de la evolución y se dividirán en dos partes: una capa exterior y un núcleo. La capa exterior se disipará gradualmente. espacio, mientras que el núcleo se comprimirá en una densa enana blanca. La masa de esta enana blanca es entre 0,6 y 1,44 veces la del Sol. Si supera esta masa, no podrá mantener su estado actual y colapsará aún más.
Por lo tanto, 1,44 veces la masa del sol es un límite para las enanas blancas. Esta teoría fue creada por el físico indio-estadounidense Subramaniyan Chandrasekhar, por lo que este límite se llama límite de Chand Rasaka. Dado que las enanas blancas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros son objetos con campos gravitacionales extremos, una vez que se forman, atraerán y adsorberán los materiales celestes o las estrellas cercanas a ellos, y su masa seguirá aumentando. Cuando la masa de la enana blanca alcance el límite de 1,44 veces la masa del sol, su presión de degeneración electrónica no podrá soportar su propia presión gravitacional y explotará formando una estrella de neutrones con una masa superior a 1,44 veces la del sol. .
Por lo tanto, el límite inferior de la masa de una estrella de neutrones es 1,44 veces la del Sol. Actualmente no hay datos precisos para el límite superior. Depende del estado de rotación de la estrella de neutrones, que. Tiene aproximadamente entre 2,16 y 3,2 veces la masa del sol. Este límite superior se llama límite de Oppenheimer, una teoría creada por el físico judío-estadounidense Julius Robert Oppenheimer.
Cuando una estrella de neutrones supera el límite de Oppenheimer, colapsará formando un agujero negro. En general, se cree que las estrellas con más de 8 veces la masa del Sol sufrirán una explosión de supernova cuando mueran, dejando en el núcleo una estrella de neutrones con una masa inferior a 1,44 veces la masa del Sol. Estrellas con una masa de. Más de 30 veces la masa del Sol generalmente dejará un núcleo después de la gran explosión. La masa debajo excederá el límite de Oppenheimer, por lo que colapsará directamente en un agujero negro.
Esto viene al Principio de Exclusión de Pauli. Esta teoría fue creada por el físico suizo-austriaco Wolfgang Pauli y es una de las leyes básicas del movimiento de partículas microscópicas. Esta teoría sostiene que en un sistema de fermiones no puede haber dos o más partículas en el mismo estado. En pocas palabras, las mismas partículas no pueden comprimirse entre sí. Existe una fuerza de repulsión mutua. Esta fuerza se llama compresión por degeneración.
La física de partículas ha descubierto que hay cientos de tipos de partículas en nuestro mundo. Estas partículas se dividen en dos categorías principales, una son los fermiones y la otra son los bosones. Las partículas que pueden formar entidades materiales, como electrones, neutrones, protones y quarks, son todas fermiones. Por lo tanto, existe una presión de degeneración entre cada tipo de fermión y cada nivel es más fuerte que el nivel uno.
En nuestra vida diaria, todas las sustancias que vemos están compuestas de átomos y moléculas. Algunas de estas cosas parecen suaves y vacías, y otras son duras y densas, pero no importa cuán dura y densa sea la sustancia. , con gran aumento Bajo un microscopio electrónico, todo está vacío y el espacio es más grande que la entidad. Esto se debe a que existe una fuerza repulsiva entre los átomos y las moléculas. La esencia de esta fuerza es la fuerza electromagnética.
Siempre que una sustancia dependa de la fuerza electromagnética para soportar la presión gravitacional, es una sustancia que normalmente reconocemos como compuesta de átomos y moléculas. Sin embargo, una sustancia que depende de la presión de degeneración para soportar la presión gravitacional sí lo es. ya no es una sustancia normal.
Bajo una determinada presión, estas sustancias se comprimirán.
En la Tierra, es difícil alcanzar una presión enorme. La presión en el centro de la Tierra es la presión natural más alta de la Tierra, alcanzando 3,6 millones de veces la presión atmosférica al nivel del mar. Sin embargo, esta presión sólo puede comprimir el material. un estado muy denso, y el material todavía está formado por átomos y moléculas. Por ejemplo, bajo millones de altas presiones instantáneas creadas en el laboratorio, el hidrógeno se puede convertir en hidrógeno metálico, pero aún está compuesto de moléculas de hidrógeno. La fuerza que soporta esta presión sigue siendo una fuerza electromagnética, que no es una presión degenerada.
Solo cuando la presión es extremadamente extrema, las moléculas se aplastan y los átomos también se aplastan. En este momento, se confía en que la presión de degeneración compita con la presión gravitacional externa. Eso es lo que son las enanas blancas. En las últimas etapas de la evolución del sol, cuando la enorme masa se expande hacia afuera, la enorme presión en el núcleo comprimirá la bola de carbono restante después de que se complete la fusión nuclear a un estado extremadamente denso. Esta bola de carbono tiene solo el tamaño de. La Tierra, pero tiene aproximadamente 0,6 veces la masa del Sol, la presión gravitacional en ese momento alcanzó mil millones de veces la del nivel del mar de la Tierra y la materia ya no podía mantener la forma de átomos y moléculas.
El átomo fue aplastado, pero el núcleo permaneció intacto. Simplemente los electrones periféricos fueron expulsados de sus niveles de energía y órbitas originales, convirtiéndose en electrones libres y acercándose entre sí. La presión tiene efecto. , la fuerza de repulsión entre electrones del mismo tipo evita que se acerquen entre sí. Esta es la presión de degeneración de los electrones, que depende de esta presión para mantener un estado estable de la materia. En este momento, el núcleo atómico todavía está felizmente intacto mientras se ondula en el océano de estos electrones libres.
El material de la estrella enana blanca ya no pertenece a ningún material compuesto por los 118 elementos que conocemos. Ya no hay espacios entre los átomos, y el espacio entre los electrones y los núcleos de los propios átomos también lo ha hecho. Este tipo de material se llama material en estado degenerado por electrones y su densidad alcanza aproximadamente 10 toneladas/cm^3.
Cuando la enana blanca acreta y se expande, de modo que su masa alcanza 1,44 veces la del sol, la presión interna del cuerpo celeste alcanza las 10^28 atmósferas, lo que equivale a 1 billón de billones de billones de Debido a la presión atmosférica al nivel del mar de la Tierra, la presión de degeneración de los electrones ya no puede soportar la enorme presión gravitacional. Los electrones se presionan completamente en el núcleo, se neutralizan con los protones cargados positivamente y se convierten en neutrones neutros, que se mezclan. Juntos con los neutrones originales, todo el planeta se convierte en un núcleo gigante de neutrones comprimidos.
Sabemos que la densidad del núcleo atómico es de 10^14g/cm^3, lo que equivale a 100 millones de toneladas/cm^3, y que la densidad de las estrellas de neutrones a veces alcanza los mil millones de toneladas/cm^3. , que es más pequeño que el núcleo atómico. La densidad sigue siendo alta. Esto muestra que el material de la estrella de neutrones es más denso que el núcleo atómico y que el espacio entre los neutrones es más pequeño que el espacio entre los protones y los neutrones en el núcleo atómico. Pero las estrellas de neutrones dependen de la repulsión mutua entre los neutrones para mantener apenas un estado material tangible. Este material se llama material degenerado de neutrones y no pertenece a ninguna forma material elemental que conozcamos en la Tierra.
Teóricamente existe una presión de degeneración mayor que la presión de degeneración de los neutrones, que es la presión de degeneración de los quarks. Si hubiera estrellas de quarks en el universo, la densidad de materia en ellas sería cientos de millones de veces mayor que la densidad de las estrellas de neutrones. Pero hasta el momento no se ha descubierto ninguna estrella de quarks. Generalmente se cree que si la masa de una estrella de neutrones es mayor que el límite de Oberheimer, colapsará en un agujero negro y toda la materia se comprimirá hasta una singularidad infinitesimal en el centro. Por lo tanto, la densidad allí es infinitamente grande y. la temperatura es infinitamente alta, proporcional a la masa. Alrededor de la singularidad se forma un espacio esférico de curvatura infinita limitado por el radio de Schwarzschild. En este espacio, ninguna materia puede escapar, incluida la luz.
Ahora que conocemos el proceso de formación de estos cuerpos celestes extremos y sus densidades, deberíamos entender por qué una pequeña cucharada de materia en una estrella de neutrones pesa miles de millones de toneladas, ¿verdad? De hecho, una comprensión simple es que un cuerpo celeste con una masa mayor que el sol y un radio de cientos de miles de kilómetros se reduce a solo unos 10 kilómetros. Puedes imaginar la densidad de este cuerpo celeste. De hecho, los materiales terrestres que enviamos allí también son así de pesados. Si los siete mil millones de personas del mundo fueran enviadas a una estrella de neutrones, bajo la compresión de una fuerte gravedad, sólo pesarían menos de un centímetro cúbico.
¿Qué tamaño tiene un centímetro cúbico? Es tan grande como la punta de tu dedo meñique.
El radio de una estrella de neutrones es de sólo unos diez kilómetros. Si la gente anda en bicicleta en un planeta así, no podrá dar vueltas alrededor de él en un día.
Además, las estrellas de neutrones descubiertas ahora están a cientos o incluso miles de años luz de nosotros, y la capacidad de observación humana es mayor que la de Júpiter y no podemos ver el planeta más cercano del sistema solar. ¿Cómo podemos descubrir una bola tan pequeña tan lejos? ?
Resulta que las estrellas de neutrones tienen varias características importantes. Además de su fuerte presión gravitacional, sus temperaturas superficiales pueden alcanzar 100 mil millones ~ 1000 mil millones de K, su intensidad de campo magnético alcanza los 20 billones de Gs (el campo magnético de la Tierra). El campo es de 0,7 Gs), y su radiación de energía, que alcanza 1 millón de veces la del sol, emitirá una poderosa fuente de radio.
Las estrellas de neutrones también giran a gran velocidad, normalmente cientos de veces por segundo, y las estrellas de neutrones más rápidas pueden girar hasta 2.000 o 3.000 veces. Dado que el eje de rotación de la estrella de neutrones no coincide con los polos magnéticos, sus poderosos rayos de energía se emiten al espacio desde los polos magnéticos en un cierto ángulo. A medida que la estrella gira, recorre el universo como un faro, pero cuando gira, recorre el universo como un faro. Cuando llegue a la Tierra, será emitido por ondas de radio captadas por un telescopio.
En 1932, poco después del descubrimiento de los neutrones, el ex físico soviético Landau predijo que podría haber estrellas de neutrones en el universo, pero nunca ha podido confirmarlo. En 1967, los astrónomos recibieron una extraña onda de radio del universo. Esta onda de radio era como un pulso humano que latía con mucha regularidad. Esto causó sensación en el mundo y pensaron que habían recibido una señal de extraterrestres. señal controlada por humanos.
Más tarde, el astrónomo británico Hewish descubrió que esta extraña onda de radio era emitida por un cuerpo celeste especial. La gente llamó a este cuerpo celeste púlsar, y un púlsar es un pulso emitido por la rotación de una estrella de neutrones. Se descubrió una estrella de neutrones que pasó junto a la Tierra. Como resultado, Hewish ganó el Premio Nobel en 1974.
Precisamente debido a la poderosa radiación energética y los pulsos de radio rotacionales de las estrellas de neutrones, se descubren constantemente. Los científicos estiman que hay al menos 200.000 estrellas de neutrones en la Vía Láctea y se han descubierto miles más. El Guizhou Sky Eye construido en nuestro país es actualmente el radiotelescopio más grande del mundo. Fue terminado y comenzó su funcionamiento de prueba en 2016. En apenas unos años, se han descubierto más de 240 púlsares (a noviembre de 2020).
En la actualidad, los humanos no pueden ver estrellas de neutrones reales, y mucho menos acercarse a cuerpos celestes tan extremos. Sin embargo, el descubrimiento de estrellas de neutrones juega un papel importante en la comprensión y observación humana del universo, especialmente el estable y preciso. y los púlsares regulares, como faros en el vasto universo, se han convertido en estrellas de navegación y posicionamiento para los viajes interestelares humanos.
Conclusión: Las estrellas de neutrones realmente existen en el universo. La materia que contienen no es la materia ordinaria que conocemos, sino materia degenerada por neutrones. La densidad supera la densidad de los núcleos atómicos, alcanzando entre 1 y 1 mil millones de toneladas. centímetros^ 3.