Neutronio
En estrellas de neutrones
El neutronio se usa en la literatura de física popular para referirse al material presente en los núcleos de las estrellas de neutrones (estrellas que son demasiado masivas para ser soportadas por la presión de degeneración de los electrones y que colapsan en una fase más densa de la materia). Este término se usa muy raramente en la literatura científica, por tres razones: existen múltiples definiciones para el término "neutronio"; existe una incertidumbre considerable sobre la composición del material en los núcleos de las estrellas de neutrones (podría ser materia degenerada de neutrones, materia extraña, materia de quarks o una variante o combinación de las anteriores); las propiedades del material de la estrella de neutrones deberían depender de la profundidad debido al cambio de presión (ver más abajo), y no se espera que exista un límite definido entre la corteza (que consiste principalmente en núcleos atómicos) y la capa interna casi sin protones.
Cuando se supone que el material del núcleo de una estrella de neutrones consiste principalmente en neutrones libres, en la literatura científica se suele denominar materia degenerada de neutrones.
En la tabla periódica
El término "neutronio" fue acuñado en 1926 por Andreas von Antropoff para una forma conjeturada de materia formada por neutrones sin protones ni electrones, que colocó como el elemento químico de número atómico cero a la cabeza de su nueva versión de la tabla periódica. Posteriormente se colocó en medio de varias representaciones en espiral del sistema periódico para clasificar los elementos químicos, como las de Charles Janet (1928), E. I. Emerson (1944) y John D. Clark (1950).
Aunque el término no se usa en la literatura científica ni para una forma condensada de materia, ni como un elemento, ha habido informes de que, además el neutrón libre, pueden existir dos formas unidas de neutrones sin protones. Si se considerara que el neutronio es un elemento, entonces estos grupos de neutrones podrían considerarse los isótopos de ese elemento. Sin embargo, estos informes no se han corroborado más.
- Mononeutron: Un neutron aislado sufre de decaimiento beta con una vida media de aproximadamente 15 minutos (la mitad de vida de aproximadamente 10 minutos), convirtiéndose en un protón (el núcleo del hidrógeno), un electrón y un antineutrino.
- Dineutron: El dineutrón, que contenía dos neutrones, fue observado inequívocamente en 2012 en la decadencia del berilio-16. No es una partícula atada, pero se había propuesto como un estado de resonancia extremadamente corto producido por reacciones nucleares que involucran tritio. Se ha sugerido que exista una existencia transitoria en las reacciones nucleares producidas por los helios (núcleos helio-3 ionizados por completo) que resulten en la formación de un protón y un núcleo que tienen el mismo número atómico que el núcleo objetivo pero una masa número dos unidades mayores. La hipótesis del dineutrón se había utilizado en reacciones nucleares con núcleos exóticos durante mucho tiempo. En los documentos de examen se pueden encontrar varias aplicaciones del dineutrón en las reacciones nucleares. Su existencia ha demostrado ser relevante para la estructura nuclear de núcleos exóticos. Un sistema compuesto de sólo dos neutrones no está atado, aunque la atracción entre ellos es muy casi suficiente para hacerlos así. Esto tiene algunas consecuencias sobre la nucleosíntesis y la abundancia de los elementos químicos.
- Trineutron: No se ha detectado un estado trineutrón compuesto por tres neutrones atados, y no se espera que exista ni siquiera por un corto tiempo.
- Tetraneutron: Un tetraneutrón es una partícula hipotética que consiste en cuatro neutrones atados. Los informes de su existencia no se han reproducido.
- Pentaneutron: Las cálculos indican que el estado hipotético del pentaneutrón, compuesto por un grupo de cinco neutrones, no estaría vinculado.
Aunque no se llama "neutronio", las tarjetas de monedero nuclear del Centro Nacional de Datos Nucleares figuran como su primer "isótopo" un "elemento" con el símbolo n y número atómico Z = 0 y número de masa A = 1. Este "isótopo" se describe como decayendo a hidrógeno-1 con una vida media de 10.24±0.2 min.
Propiedades
La materia neutrónica es equivalente a un elemento químico con número atómico 0, es decir, es equivalente a una especie de átomos que no tienen protones en sus núcleos atómicos. Es extremadamente radiactivo; su único isótopo equivalente legítimo, el neutrón libre, tiene una vida media de 10 minutos, que es aproximadamente la mitad de la del isótopo conocido más estable del francio. La materia de neutrones se descompone rápidamente en hidrógeno. La materia neutrónica no tiene estructura electrónica debido a su total falta de electrones.
Si bien esta vida útil es lo suficientemente larga como para permitir el estudio de las propiedades químicas del neutronio, existen serios problemas prácticos. Al no tener carga ni electrones, el neutronio no interactuaría fuertemente con fotones ordinarios de baja energía (luz visible) y no sentiría fuerzas electrostáticas, por lo que se difundiría en las paredes de la mayoría de los contenedores hechos de materia ordinaria. Ciertos materiales son capaces de resistir la difusión o absorción de neutrones ultrafríos debido a los efectos cuánticos nucleares, específicamente la reflexión causada por la interacción fuerte. A temperatura ambiente y en presencia de otros elementos, los neutrones térmicos se someten fácilmente a la captura de neutrones para formar isótopos más pesados (ya menudo radiactivos) de ese elemento.
La ley de los gases ideales predice que la materia de neutrones a presión y temperatura estándar es menos densa incluso que el hidrógeno, con una densidad de solo 0,045 kg/m3 (aproximadamente 27 veces menos denso que el aire y la mitad de denso que el gas hidrógeno). Se espera que la materia de neutrones permanezca gaseosa hasta el cero absoluto a presiones normales, ya que la energía del punto cero del sistema es demasiado alta para permitir la condensación. Sin embargo, la materia neutrónica debería, en teoría, formar un superfluido gaseoso degenerado a estas temperaturas, compuesto por pares de neutrones transitorios llamados dineutrones. Bajo una presión extremadamente baja, este superfluido gaseoso a baja temperatura debería exhibir coherencia cuántica produciendo un condensado de Bose-Einstein. A temperaturas más altas, la materia de neutrones solo se condensará con suficiente presión y se solidificará con una presión aún mayor. Tales presiones existen en las estrellas de neutrones, donde la presión extrema hace que la materia de neutrones se degenere. Sin embargo, en presencia de materia atómica comprimida hasta el estado de degeneración electrónica, la desintegración β− puede inhibirse debido al principio de exclusión de Pauli, lo que hace que los neutrones libres sean estables. Además, las presiones elevadas deberían hacer que los neutrones se degeneren.
En comparación con los elementos ordinarios, el neutronio debería ser más comprimible debido a la ausencia de protones y electrones cargados eléctricamente. Esto hace que el neutronio sea energéticamente más favorable que los núcleos atómicos (Z positivos) y conduce a su conversión en neutronio (degenerado) a través de la captura de electrones, un proceso que se cree que ocurre en los núcleos estelares en los últimos segundos de el tiempo de vida de las estrellas masivas, donde se ve facilitado por el enfriamiento a través de la emisión νe. Como resultado, el neutronio degenerado puede tener una densidad de 4×1017 kg/m3, aproximadamente 14 órdenes de magnitud más densas que las sustancias ordinarias más densas conocidas. Se teorizó que las presiones extremas de orden 100 MeV/fm3 podrían deformar los neutrones en una simetría cúbica, permitir un empaquetamiento más apretado de neutrones, o causar una formación de materia extraña.