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Los neutrones pueden “permanecer” indefinidamente de manera estable en los núcleos pertenecientes a ciertos isótopos, con mayor probabilidad en aquellos de número atómico menor al del hierro (Z=26), aunque también pueden permanecer establemente en núcleos más pesados.

Sin embargo, cuando los neutrones son liberados a consecuencia ya sea de una reacción de fusión (como aquellas ocurridas en el sol, por ejemplo: H + H à He + n) o una de fisión en la Tierra, o de su separación desde un núcleo inducida por un muon (originado en un rayo cósmico golpeando la atmósfera), pueden suceder varias situaciones con él: i) una es que sea capturado por el núcleo de un isótopo y pase a formar parte del núcleo de otro isótopo estable del mismo elemento o compuesto químico (agua liviana a agua pesada, H20 a D20). ii) Otra es que la fisión libere neutrones, en cuyo caso puede repetirse cualquiera de las reacciones i), ii). Y la última iv) es que al menos un neutrón liberado no sea “capturado” en ninguno de los procesos descritos, de modo que pase a ser un “neutrón libre”.

Un neutrón está conformado por un quark “up” y por dos quarks “down”. Mediado por la interacción débil de la materia, transcurrido un tiempo el neutrón libre experimentará decaimiento beta, esto es, la interacción débil (que actúa a través de un bosón W_ gauge) transforma uno de los quarks “down” en uno “up”, originando un protón, emitiéndose también un electrón y un anti-neutrino del tipo electrón.

La vida media de un neutrón 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 métodos de medición(uno es capturar neutrones en un contenedor y contar cuántos quedan luego de un tiempo fijo; otro es medir cuántos neutrones de un haz se transforman en protones en espacio determinado).

La razón por la cual un neutrón decae luego de unos minutos en estado libre es que mientras forma parte de un núcleo predomina la interacción fuerte, que impide que los quarks muten de “sabor”. Por el contrario, al ser liberado el neutrón del núcleo, es la interacción débil la que predomina, y no impide que los quarks muten, y la partículo (neutrón) buscará un estado de menor energía), en este caso el protón pues sabemos que tiene una masa de 938,27 MeV contra 939,56 MeV del neutrón. Por eso los neutrones libres no pueden permanecer ad-infinitum así.

Sin embargo, hay una teórica excepción: 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 núcleo se contraigan protones y electrones y formen neutrones (y emitiendo neutrinos), pasando a ser una “estrellas de neutrones”, de radio no más 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, podrían alcanzar estados distintos a los bien entendidos hasta ahora, por ejemplo, “neutrones cúbicos” que les permitieran permanecer juntos sin decaer por más tiempo en una “sopa de neutrones”, en un estado de súper-fluido que impediría que éstos decayeran de la forma descrita anteriormente. Las estrellas de neutrones emiten neutrinos de alta energía, lo que poco a poco las enfría

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