Carlos del Porto Blanco

Esas estrellas son objetos fascinantes del universo y han sido objeto de estudio e investigación en campos como la astrofísica y la física de partículas. Esto es debido a que ofrecen un laboratorio natural para explorar las leyes de la física en condiciones extremas. Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre una y dos masas solares aproximadamente, con un radio correspondiente aproximado de 12 kilómetros. La densidad de esos cuerpos estelares equivale aproximadamente a la masa de un avión Boeing 747 comprimido en el tamaño de un pequeño grano de arena. Por tanto, sus densidades medias son extremadamente altas: aproximadamente 10¹⁴ veces la del agua. Pero, ¿qué son exactamente y por qué son tan importantes para la astronomía moderna?

Nada perece en el Universo; todo cuanto acontece en él no pasa de meras transformaciones. Pitágoras de Samos.

El nacimiento de una estrella de neutrones.

Empecemos por el comienzo, las estrellas se forman como resultado de la acción de la gravedad sobre algunas nubes densas de gas y polvo diseminadas por el medio estelar. Cuando la condensación de materia supera un determinado umbral se inicia la formación de una protoestrella que es capaz de obtener su energía de la contracción gravitacional. Aproximadamente el 70% de la masa de las estrellas es hidrógeno, entre el 24 y el 26% es helio, y el 4 al 6% restante es una combinación de elementos químicos más pesados que el helio. La vida de cada estrella está condicionada por su composición inicial, pero, sobre todo, está profundamente influenciada por su masa, que no es otra cosa que la cantidad de materia que la gravedad es capaz de reunir y condensar en una porción del espacio.

Una vez que la protoestrella acumuló suficiente masa la contracción gravitacional somete su núcleo a la presión necesaria para encender el horno nuclear. Ese es el instante en el que empiezan a producirse las reacciones de fusión nuclear que van a permitir a la estrella fusionar en primer lugar los núcleos de hidrógeno para producir nuevos núcleos de helio. La energía liberada por esas reacciones se manifiesta bajo la forma de la presión de radiación y de los gases que es necesaria para contrarrestar la contracción gravitacional y mantener la estrella en equilibrio hidrostático.

Ese mecanismo explica por qué las estrellas se mantienen durante la mayor parte de su vida en equilibrio, aunque, eso sí, se están reajustando constantemente a medida que las reacciones de fusión desencadenan la producción de todos los elementos químicos de la tabla periódica hasta llegar al hierro, del que no es posible obtener energía mediante fusión nuclear. Durante ese proceso adquieren una constitución en estratos similar a una cebolla, de manera que cada una de esas capas está mayoritariamente constituida por un elemento químico.

Cuando el núcleo de la estrella queda constituido mayoritariamente por hierro y cesa la producción de energía, la presión de radiación y de los gases no es suficiente para contrarrestar la contracción gravitacional, por lo que el núcleo de hierro se contrae súbitamente bajo la enorme presión que ejercen sobre él todas las capas de material que tiene por encima. La estrella ha perdido el equilibrio. En ese instante toda esa materia pierde el soporte que ejercía el núcleo, que ahora es mucho más compacto, y cae sobre él con una velocidad enorme.

Cuando todo ese material de la estrella toca la superficie del núcleo se produce un efecto rebote que provoca que salga despedido con una energía descomunal hacia el medio estelar, quedando diseminado. Acaba de producirse una supernova. Algunas de ellas son tan energéticas que durante unos pocos segundos emiten más luz que toda la galaxia que las contiene. No obstante, el núcleo de hierro no sale indemne de este proceso.

La enorme presión a la que es sometido provoca cambios muy importantes en su estructura, por lo que deja de estar conformado por materia ordinaria, protones, neutrones y electrones, y pasa a estar compuesto por lo que los astrofísicos llaman materia degenerada. Si el objeto que queda después de que la estrella haya expulsado hacia el medio estelar sus capas externas bajo la forma de una supernova tiene más de 1.44 masas solares, un valor conocido como límite de Chandrasekhar en honor del astrofísico indio que lo calculó, el remanente estelar colapsará una vez más para dar lugar a una estrella de neutrones.

Unos instantes antes de que se produzca la supernova el núcleo de hierro de la estrella masiva se ve sometido a la enorme presión de las capas superiores de material, y también a la acción incesante de la contracción gravitacional. Esos procesos desencadenan un mecanismo de naturaleza cuántica que conlleva cambios muy importantes en la estructura de la materia, provocando que el hierro del núcleo estelar, que está sometido a una temperatura muy alta, se fotodesintegre bajo la acción de los fotones de alta energía, que constituyen una forma de transferencia de energía conocida como radiación gamma.

Esos fotones de altísima energía consiguen desintegrar el hierro y el helio acumulados en el núcleo de la estrella, dando lugar a la producción de partículas alfa, que son núcleos de helio que carecen de su envoltura de electrones, y que, por tanto, tienen carga eléctrica positiva, y neutrones. Además, tiene lugar un proceso conocido como captura beta en el que no se indagará ahora para no complicar excesivamente este artículo. Lo importante es que se conozca es que eso provoca que los electrones de los átomos de hierro interactúen con los protones del núcleo, neutralizando su carga positiva y dando lugar a la producción de más neutrones.

Durante ese proceso la materia inicial, que estaba constituida por protones, neutrones y electrones, pasa a estar conformada únicamente por neutrones debido a que los electrones y los protones han interactuado mediante captura electrónica para dar lugar a más neutrones. A partir de ese momento la estrella ya no está constituida por materia ordinaria; se ha transformado en una especie de enorme cristal conformado sólo por neutrones.

No obstante, una vez que la estrella ha alcanzado ese estado, cabe la pregunta, ¿qué mecanismo permite que esa bola de neutrones consiga soportar y contrarrestar la presión ejercida por la infatigable contracción gravitacional? El fenómeno responsable de mantener la estrella de neutrones en equilibrio es el principio de exclusión de Pauli.

Grosso modo, ese principio, que fue enunciado por el físico austríaco Wolfgang Ernst Pauli (ganador del Premio Nobel de Física en 1945) en 1925, establece que dos fermiones de un mismo sistema cuántico no pueden permanecer en el mismo estado cuántico. Los quarks, que son las partículas elementales que constituyen los protones y los neutrones del núcleo atómico, son fermiones. Y los electrones, también. Para aproximar de una forma sencilla qué significa que dos fermiones no puedan adquirir el mismo estado cuántico y entender de dónde procede el equilibrio de las estrellas de neutrones se puede intuir que la imposibilidad de que dos neutrones ocupen el mismo lugar genera la presión necesaria para mantener la estrella en equilibrio.

Y eso lleva a la que sin duda es la característica más sorprendente de las estrellas de neutrones: su densidad. El radio medio de uno de esos objetos es de aproximadamente diez kilómetros, pero su masa es enorme. Comparadas, por ejemplo, con las estrellas que se encuentran en la secuencia principal, o, incluso, con las enanas blancas, las estrellas de neutrones son muy pequeñas, y acumulan tanta masa en tan poco espacio que provoca que un fragmento de un centímetro cúbico de una estrella de neutrones pese aproximadamente mil millones de toneladas. Es asombroso que un pedacito de materia similar a un terrón de azúcar pueda tener un peso tan monstruoso.

¿Por qué se llaman estrellas de neutrones?

El nombre proviene de su composición. Durante el colapso del núcleo estelar, la presión es tan extrema que los protones y electrones se fusionan para formar neutrones. El resultado es una esfera compuesta casi en su totalidad por esas partículas subatómicas, de ahí el nombre de «estrella de neutrones». La composición exacta de sus núcleos sigue siendo un misterio, pero se cree que pueden contener un superfluído de neutrones o algún estado de la materia desconocido. Sin embargo, no son solo bolas de neutrones. En su corteza exterior, se cree que hay núcleos atómicos y electrones libres, mientras que en su interior podrían existir estados exóticos de la materia, como superfluidos o incluso quarks libres.

Historia del descubrimiento

Propuestas originalmente por los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934 (dos años después del descubrimiento del neutrón) como posibles subproductos de una supernova, no recibieron mucha atención por parte de los astrofísicos teóricos, ya que no existían entonces objetos conocidos a los cuales se pudiera asociar una estrella de neutrones.

Sin embargo, en 1967 Jocelyn Bell liderada por Antony Hewish descubrió los púlsares, trabajo que le valió el Premio Nobel de Física en 1974, los que fueron asociados rápidamente a estrellas de neutrones por Thomas Gold en 1968. La explicación se basó en que los intensos campos magnéticos estimados para las estrellas de neutrones (del orden de 10¹² gauss, para que se tenga una idea, el campo magnético de la Tierra es de 0.5 gauss), podían dar cuenta de la estabilidad de los pulsos recibidos, y predijo que la frecuencia de los pulsos emitidos debía decaer lentamente en el tiempo, debido a la pérdida de energía rotacional: lo que se comprobó posteriormente al descubrirse la disminución de la frecuencia de los pulsos del púlsar de la nebulosa del Cangrejo. Ese argumento fue puesto se confirmó teoricamente por J. Ostrikcers y J. Gunns en 1971 con el modelo de frenado por dipolo magnético.

El 17 de agosto de 2017, el proyecto colaborativo LIGO/Virgo detectó un pulso de ondas gravitatorias, denominado GW170817, y que se asoció con la fusión de dos estrellas de neutrones en la galaxia elíptica NGC 4993, en la constelación Hidra. GW170817 también parecía estar relacionado con un estallido de rayos gamma corto (de ?2 segundos de duración), GRB 170817A, detectado por primera vez 1.7 segundos después de la señal de fusión GW, y un evento observacional de luz visible observado por primera vez 11 horas después, SSS17a.

Características extremas.

Durante su formación, las estrellas de neutrones rotan en el espacio. A medida que se comprimen y encogen, el giro en espiral se acelera debido a la conservación del momento angular, el mismo principio que hace que una patinadora gire a mayor velocidad cuando acerca sus brazos al pecho. Esos objetos pueden rotar cientos de veces por segundo, convirtiéndose en faros cósmicos que emiten haces de radiación. Cuando esos haces apuntan hacia la Tierra, se detectan como pulsos regulares, lo que permite identificarlas como púlsares. Esos objetos son una de las herramientas más útiles para estudiar a las estrellas de neutrones, ya que su regularidad permite a los científicos medir con precisión distancias y campos magnéticos en el universo. Además, esas estrellas tienen campos magnéticos billones de veces más fuertes que el de la Tierra. Algunas, conocidas como magnetares, poseen los campos magnéticos más intensos conocidos, capaces de distorsionar los átomos a distancias de miles de kilómetros.

El descubrimiento de púlsares por Jocelyn Bell Burnell y Antony Hewish en 1967 fue el primer indicio observacional de la existencia de estrellas de neutrones. Se cree que la radiación de los púlsares se emite principalmente desde regiones cercanas a sus polos magnéticos. Si los polos magnéticos no coinciden con el eje de rotación de la estrella de neutrones, el haz de emisión barrerá el cielo. Visto desde lejos, si el observador se encuentra en algún punto de la trayectoria del haz, éste aparecerá como pulsos de radiación procedentes de un punto fijo del espacio (eso es el efecto faro). La estrella de neutrones que gira más rápido, conocido hasta ahora, se conoce como PSR J1748-2446ad, y gira a una velocidad de 716 veces por segundo o 43 000 revoluciones por minuto, lo que da una velocidad lineal en la superficie del orden de 0.24c (es decir, casi una cuarta parte de la velocidad de la luz).

Se cree que existen entre mil millones de estrellas y varios cientos de millones de neutrones en la Vía Láctea, cifras que se obtiene estimando el número de estrellas que han sufrido explosiones de supernova. Sin embargo, la mayoría son viejas y frías, por lo que irradian muy poco. La mayoría de las estrellas de neutrones que se han detectado se dan sólo en condiciones en las que sí irradian, como un púlsar o parte de un sistema binario. Las estrellas de neutrones de rotación lenta y que no emiten radiación son casi indetectables; sin embargo, desde que el telescopio espacial Hubble detectó RX J1856.5-3754 en la década de 1990, se han detectado unas pocas estrellas de neutrones cercanas que parecen emitir sólo radiación térmica. Se conjetura que los repetidores gamma suaves son un tipo de estrellas de neutrones con campos magnéticos muy fuertes, los magnetares, o alternativamente, estrellas de neutrones con discos fósiles a su alrededor.

Las estrellas de neutrones en sistemas binarios pueden sufrir acreción, lo que normalmente hace que el sistema brille en rayos X, mientras que el material que cae sobre la estrella de neutrones puede formar puntos calientes que giran dentro y fuera de la vista en sistemas púlsar de rayos X identificados. Además, la acreción puede «reciclar» púlsares viejos y hacer que ganen masa y giren a velocidades de rotación muy rápidas, formando los púlsares de milisegundos. Esos sistemas binarios seguirán evolucionando, y finalmente sus compañeras pueden convertirse en objetos compactos como enanas blancas o estrellas de neutrones, aunque otra posibilidad incluye la destrucción completa de la compañera mediante ablación o fusión. La fusión de estrellas de neutrones binarias puede ser la fuente de estallidos de rayos gamma de corta duración y es probable que sean fuertes fuentes de ondas gravitacionales. En 2017, se observó una detección directa (GW170817) de las ondas gravitacionales de un evento de ese tipo, y también se han observado indirectamente ondas gravitacionales en el que dos estrellas de neutrones orbitan una alrededor de la otra. Después de girar durante varios millones de años, los púlsares se quedan sin energía y se convierten en estrellas de neutrones normales.

En la región cercana a la estrella de neutrones, conocida como magnetosfera, debido a la intensidad de los campos magnéticos, los fotones se transforman en pares de electrones y positrones que se aceleran y escapan siguiendo las líneas de los campos magnéticos. Esos electrones y positrones, junto a las líneas de campo magnético que escapan de la magnetosfera, se conocen como viento del púlsar. Ese viento, que se lleva parte de la energía de rotación del púlsar, contiene una cantidad de energía que alcanza millones de veces la energía liberada por el Sol. El viento está también libre de emisión ya que no interactúa con campos ni partículas en su propagación.

En un cierto momento, el viento, que viaja a velocidades cercanas a la de la luz, se encuentra con todo el material que se expulsó en la supernova que dio origen a la estrella de neutrones central y se produce un choque entre el viento y el material de la supernova. En ese choque, las partículas del viento del púlsar se aceleran y comienzan a emitir a longitudes de onda que van desde el radio hasta los rayos gamma de alta energía. Esas partículas pueden alcanzar energías mayores que los petaelectronvoltios (electronvoltio es la energía que tiene un electrón sometido al potencial de un voltio, y peta equivale a intensidades de 10¹⁵). Es, aproximadamente, la energía de una moneda cayendo desde una altura de diez centímetros, lo que puede no parecer muy impresionante, pero lo es si se tiene en cuenta que toda esa energía está concentrada en una partícula que es al menos ¡10¹⁵ veces más pequeña que la moneda! La emisión constante de esas partículas reaceleradas en ese choque es lo que se conoce como nebulosa de viento de púlsar o plerión.

Las estrellas de neutrones también generan vientos de partículas cargadas que viajan a velocidades cercanas a la de la luz. Esos vientos pueden chocar con el material expulsado durante la supernova, produciendo partículas de alta energía que pueden alcanzar energías mayores que los petaelectronvoltios.

¿Por qué son importantes?

Las estrellas de neutrones son laboratorios naturales para estudiar la física en condiciones extremas. Su densidad y gravedad permite probar teorías sobre la materia nuclear y la relatividad general de Albert Einstein. Por ejemplo, en 2017, la detección de ondas gravitacionales provenientes de la colisión de dos estrellas de neutrones marcó un hito en la astronomía, confirmando que esos eventos son responsables de la creación de elementos pesados como el oro y el platino. Además, las estrellas de neutrones son clave para entender la evolución del universo. Al estudiar su distribución y propiedades, los astrónomos pueden reconstruir la historia de las galaxias y los procesos que las formaron.

En esta gráfica se observa una estrella azul gigante que ha consumido, a través de la fusión nuclear, todo su combustible. La energía liberada por la fusión que ha sostenido la estrella se ha agotado, y esta colapsa provocando una explosión de supernova. 2. El colapso ha comenzado, produciendo una estrella de neutrones superdensa con un fuerte campo magnético en su centro (recuadro). La estrella de neutrones, aunque contiene aproximadamente 1.5 veces la masa del Sol, muestra el tamaño de la isla de Manhattan. 3. La explosión de supernova expulsó gran cantidad de material (gas), que se mueve rápidamente hacia el espacio interestelar. 4. A medida que el caparazón de los restos de la explosión se expande, pierde densidad y eventualmente se vuelve lo suficientemente delgado como para que las ondas de radio del interior puedan escapar. Eso permitió que las observaciones del VLA Sky Survey detectaran emisiones de radio brillantes creadas a medida que el poderoso campo magnético de la estrella de neutrones barre el espacio circundante, acelerando las partículas cargadas. Este fenómeno se llama nebulosa de viento púlsar. Fuente: Melissa Weiss, NRAO/AUI/NSF.

Un laboratorio cósmico para la física extrema

Las estrellas de neutrones son mucho más que simples restos estelares; son laboratorios naturales donde los científicos pueden estudiar las leyes fundamentales de la física en condiciones extremas que no podrían replicarse en la Tierra.

1. Gravedad extrema: La gravedad en la superficie de una estrella de neutrones es billones de veces más fuerte que la de la Tierra. Si alguien intentara pararse sobre una de ellas (algo imposible), sería aplastado instantáneamente por la fuerza gravitatoria.
2. Campos magnéticos gigantescos: Algunas estrellas de neutrones, conocidas como magnetares, poseen los campos magnéticos más intensos del universo, miles de millones de veces más fuertes que los de cualquier imán fabricado por el ser humano. Esos campos magnéticos pueden generar erupciones cósmicas, ráfagas de rayos gamma, que liberan más energía en segundos que el Sol en toda su vida.
3. Rotación vertiginosa: Muchas estrellas de neutrones giran a velocidades increíbles, completando cientos de rotaciones por segundo. Esas «estrellas de neutrones en rotación rápida», como púlsares, emiten haces de radiación que barren el espacio como un faro cósmico. Cuando esos haces apuntan hacia la Tierra, los detectamos como pulsos regulares de ondas de radio.

El papel de las estrellas de neutrones en el universo

Aunque parecen pequeñas y distantes, las estrellas de neutrones juegan un papel crucial en la evolución del cosmos. Allí hay algunas formas en que impactan el entendimiento actual del universo:

1. Fuentes de ondas gravitacionales: En 2017, los científicos detectaron ondas gravitacionales generadas por la colisión de dos estrellas de neutrones. Ese evento histórico confirmó predicciones de la teoría de la relatividad de Albert Einstein y abrió una nueva ventana para observar el universo.
2. Forjadoras de elementos pesados: Las colisiones de estrellas de neutrones también son responsables de crear algunos de los elementos más pesados del universo, como el oro, la plata y el platino. Durante esas colisiones, se liberan cantidades masivas de materia rica en neutrones, que luego se transforman en esos elementos químicos.
3. Exploración del interior estelar: Los modelos de estrellas de neutrones ayudan a los científicos a entender cómo se comporta la materia en condiciones extremas. Eso incluye investigar estados exóticos de la materia, como la materia de quarks, que podría existir en el núcleo de estas estrellas.

Misterios sin resolver

A pesar de décadas de estudio, las estrellas de neutrones aún guardan muchos secretos. Algunas de las preguntas más intrigantes incluyen:

• ¿Cómo es realmente el interior de una estrella de neutrones? Aunque se sabe que están hechas principalmente de neutrones, el núcleo podría contener formas exóticas de materia que aún no comprendemos completamente.
• ¿Por qué algunos púlsares giran tan rápido? Los púlsares de milisegundos, que giran cientos de veces por segundo, desafían la comprensión de la física. ¿Qué mecanismos permiten que alcancen estas velocidades?
• ¿Qué pasa cuando una estrella de neutrones colisiona con un agujero negro? Esos eventos cataclísmicos podrían revelar nuevos fenómenos físicos y generar ondas gravitacionales aún más intensas.

El futuro de la investigación

Con avances tecnológicos como los telescopios de ondas gravitacionales y observatorios de rayos X, los científicos esperan desentrañar más secretos de esos objetos. Una de las preguntas más intrigantes es qué hay en el corazón de una estrella de neutrones. ¿Es realmente una sopa de quarks? ¿O existe alguna forma de materia aún desconocida? Las estrellas de neutrones son un recordatorio de que el universo está lleno de maravillas que desafían nuestra comprensión. Aunque son pequeños en tamaño, su impacto en la ciencia es enorme, y cada descubrimiento nos acerca un poco más a comprender los misterios más profundos del cosmos.

El cierre

Las estrellas de neutrones recuerdan la belleza y complejidad del universo. Son testigos silenciosos de las explosiones más violentas que se conocen y guardianes de algunos de los secretos más profundos de la física. Desde sus campos magnéticos monstruosos hasta su papel en la creación de elementos químicos, esas estrellas desafían a pensar más allá de los límites de lo imaginable.

La próxima vez que mire al cielo nocturno, recuerda que, en algún rincón remoto del cosmos, una estrella de neutrones estará girando a toda velocidad, enviando destellos de luz y energía que viajan miles de años luz para llegar a nosotros. En ese pequeño punto de luz, reside uno de los mayores misterios del universo.

Referencias

• Estrellas de neutrones. National Geographic. https://www.nationalgeographic.es/espacio/estrellas-de-neutrones
• Estrella de neutrones. Wikipedia. https://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones
• López Juan Carlos. Las estrellas de neutrones son uno de los objetos más asombrosos del universo. Sus misterios empiezan a ser resueltos. Xataca. https://www.xataka.com/investigacion/estrellas-neutrones-uno-objetos-asombrosos-universo-sus-misterios-empiezan-a-ser-resueltos
• López-Coto Rubén. Las estrellas de neutrones, sus entornos y su papel dentro de nuestra Galaxia. Información y Actualidad Astronómica. https://revista.iaa.csic.es/content/las-estrellas-de-neutrones-sus-entornos-y-su-papel-dentro-de-nuestra-galaxia
• Neutron star. Enciclopedia Británica. https://www.britannica.com/science/neutron-star