Los neutrones pueden \u201cpermanecer\u201d indefinidamente de manera estable en los n\u00facleos pertenecientes a ciertos is\u00f3topos, con mayor probabilidad en aquellos de n\u00famero at\u00f3mico menor al del hierro (Z=26), aunque tambi\u00e9n pueden permanecer establemente en n\u00facleos m\u00e1s pesados.<\/p>\n\n\n\n
Sin embargo, cuando los neutrones son liberados a consecuencia ya sea de una reacci\u00f3n de fusi\u00f3n (como aquellas ocurridas en el sol, por ejemplo: H + H \u00e0 He + n) o una de fisi\u00f3n en la Tierra, o de su separaci\u00f3n desde un n\u00facleo inducida por un muon (originado en un rayo c\u00f3smico golpeando la atm\u00f3sfera), pueden suceder varias situaciones con \u00e9l: i) una es que sea capturado por el n\u00facleo de un is\u00f3topo y pase a formar parte del n\u00facleo de otro is\u00f3topo estable del mismo elemento o compuesto qu\u00edmico (agua liviana a agua pesada, H20 a D20). ii) Otra es que la fisi\u00f3n libere neutrones, en cuyo caso puede repetirse cualquiera de las reacciones i), ii). Y la \u00faltima iv) es que al menos un neutr\u00f3n liberado no sea \u201ccapturado\u201d en ninguno de los procesos descritos, de modo que pase a ser un \u201cneutr\u00f3n libre\u201d.<\/p>\n\n\n\n
Un neutr\u00f3n est\u00e1 conformado por un quark \u201cup\u201d y por dos quarks \u201cdown\u201d. Mediado por la interacci\u00f3n d\u00e9bil de la materia, transcurrido un tiempo el neutr\u00f3n libre experimentar\u00e1 decaimiento beta, esto es, la interacci\u00f3n d\u00e9bil (que act\u00faa a trav\u00e9s de un bos\u00f3n W_ gauge) transforma uno de los quarks \u201cdown\u201d en uno \u201cup\u201d, originando un prot\u00f3n, emiti\u00e9ndose tambi\u00e9n un electr\u00f3n y un anti-neutrino del tipo electr\u00f3n.<\/p>\n\n\n\n
La vida media de un neutr\u00f3n libre antes de experimentar decaimiento beta es de poco menos de 15 minutos, aunque hay discrepancias sobre el valor exacto debido a diferencias entre distintos m\u00e9todos de medici\u00f3n(uno es capturar neutrones en un contenedor y contar cu\u00e1ntos quedan luego de un tiempo fijo; otro es medir cu\u00e1ntos neutrones de un haz se transforman en protones en espacio determinado).<\/p>\n\n\n\n
La raz\u00f3n por la cual un neutr\u00f3n decae luego de unos minutos en estado libre es que mientras forma parte de un n\u00facleo predomina la interacci\u00f3n fuerte, que impide que los quarks muten de \u201csabor\u201d. Por el contrario, al ser liberado el neutr\u00f3n del n\u00facleo, es la interacci\u00f3n d\u00e9bil la que predomina, y no impide que los quarks muten, y la part\u00edculo (neutr\u00f3n) buscar\u00e1 un estado de menor energ\u00eda), en este caso el prot\u00f3n pues sabemos que tiene una masa de 938,27 MeV contra 939,56 MeV del neutr\u00f3n. Por eso los neutrones libres no pueden permanecer ad-infinitum as\u00ed.<\/p>\n\n\n\n
Sin embargo, hay una te\u00f3rica excepci\u00f3n: cuando una estrella consume todo su combustible, en algunas ocasiones (estrellas de entre 4 y 8 veces la masa del Sol) las fuerzas gravitatorias provocan que en su n\u00facleo se contraigan protones y electrones y formen neutrones (y emitiendo neutrinos), pasando a ser una \u201cestrellas de neutrones\u201d, de radio no m\u00e1s de 10 km pero muy densa. Las propiedades de los neutrones (ley de Fermi) impiden un colapso mayor, por lo que debido a las altas presiones y temperaturas, podr\u00edan alcanzar estados distintos a los bien entendidos hasta ahora, por ejemplo, \u201cneutrones c\u00fabicos\u201d que les permitieran permanecer juntos sin decaer por m\u00e1s tiempo en una \u201csopa de neutrones\u201d, en un estado de s\u00faper-fluido que impedir\u00eda que \u00e9stos decayeran de la forma descrita anteriormente. Las estrellas de neutrones emiten neutrinos de alta energ\u00eda, lo que poco a poco las enfr\u00eda<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
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