¿Por qué las estrellas de neutrones nunca se representan en un diagrama de Hertzsprung-Russell? Se pueden colocar en la esquina inferior izquierda, pero nunca encontrará ningún diagrama en la literatura que muestre estrellas de neutrones.
El diagrama HR es un diagrama observacional . Si bien las estrellas de neutrones podrían colocarse en el diagrama HR de la misma manera que las estrellas enanas blancas, resulta poco práctico hacerlo porque la luminosidad fotosférica y la temperatura fotosférica de las estrellas de neutrones es casi imposible de determinar. La razón de esto es doble: (i) Las estrellas de neutrones comienzan muy calientes (temperaturas interiores de K y temperaturas fotosféricas de K, pero se enfrían muy rápido. Dentro años después de la supernova de origen, se habrán enfriado por debajo de un millón de grados, luego el enfriamiento de fotones reemplaza a las pérdidas de neutrinos y pueden enfriarse hasta unos pocos miles de grados dentro de 10 millones de años (p. ej. , Yakovlev & Pethick 2004 ). Hay muchas incertidumbres e incógnitas en estos procesos; consulte a continuación. (ii) La emisión fotosférica generalmente se ve empequeñecida por la emisión de la magnetosfera o la luminosidad debida a la acumulación de un compañero o el medio interestelar.
En teoría, se puede determinar dónde deberían estar las estrellas de neutrones suponiendo que la emisión es como la de un cuerpo negro y que el radio kilómetros
En ese caso, las estrellas de neutrones se encuentran en un lugar definido por
Entonces, al contrario de lo que dice en su pregunta, la mayoría de las estrellas de neutrones podrían ser frías y muy, muy débiles y pasar la mayor parte de su vida (enfriándose) en la parte inferior o incluso en la parte inferior derecha del diagrama HR. En realidad, existe una gran incertidumbre sobre dónde aparecerían las estrellas de neutrones en este lugar. Las únicas estrellas de neutrones con luminosidades y temperaturas medidas son extremadamente jóvenes ( años) y estos todavía son extremadamente calientes y bastante luminosa . Las viejas estrellas de neutrones son prácticamente invisibles, pero su muy baja capacidad calorífica significa que cualquier "proceso de recalentamiento" podría elevar sus temperaturas de manera muy efectiva. Dichos procesos incluyen la disipación óhmica del campo magnético, algún tipo de termalización de su energía de rotación o acumulación del medio interestelar. Para este último, luminosidades de W puede ser posible, lo que implica temperaturas efectivas de decenas de miles de Kelvin.
Una estrella de neutrones a la misma temperatura que Sirio tendría una magnitud visual absoluta de unas 22 magnitudes más débil. . Otra forma de visualizar esto es que la secuencia de enfriamiento de la estrella de neutrones es aproximadamente paralela a la secuencia de enfriamiento de la enana blanca, pero unas 13 magnitudes más débil.
Este lugar geométrico nunca se ve en un diagrama HR porque generalmente está muy lejos de la parte inferior de la gráfica y no hay objetos observados para poblarlo.
El diagrama HR clásico tiene el aumento de temperatura a la derecha (por lo que las temperaturas más bajas están a la derecha y las más altas a la izquierda), como se ve en la imagen a continuación:
( fuente )
La estrella de neutrones tiene una temperatura superficial de alrededor de un millón de grados, lo que la ubicaría fuera del gráfico hacia la izquierda , no hacia la parte inferior derecha.
buscando_infinito
ProfRob
buscando_infinito
ProfRob
Roberto Walker