Estrellas de neutrones, estrellas de récords.
Las vidas de las estrellas.
En 1967 Jocelyn Bell
se encontraba realizando su tesis doctoral en la Universidad de Cambridge sobre
la detección de señales de radio emitidas por cuerpos celestes. Desde el mes de
agosto había estado observando una señal en los registros que llamó su atención,
y decidió medirla con mayor precisión. Lo consiguió el 27 de noviembre, y los
datos mostraron claramente que la señal llegaba periódicamente cada 1.33
segundos. Un pulso tan regular parecía ser de origen artificial, pero estaba
claro que provenía del espacio. ¿Se trataba de señales emitidas por una
civilización extraterrestre? En broma, Bell denominó el objeto que emitía la
señal como “LGM-1”, por las iniciales de Little
Green Men (hombrecillos verdes), en referencia a la típica imagen que la
ciencia ficción ofrece de los extraterrestres.
Si
la broma se hubiera convertido en una realidad, nos encontraríamos
probablemente ante el descubrimiento más importante de la historia de la
humanidad: vida inteligente en otro lugar del universo. Lo cierto es que meses
después de ese hallazgo, y de otros similares, se ofreció una explicación más
sensata acerca del origen de las señales pulsantes: las estrellas de neutrones,
y, en particular, las que presentan un intenso campo magnético y además rotan
rápidamente sobre sí mismas, que reciben el nombre de púlsares.
Las
estrellas de neutrones no son estrellas como las demás. En el interior de una
estrella usual se liberan continuamente grandes cantidades de energía
procedentes de fusiones nucleares, es decir, de la unión de núcleos atómicos
pequeños (como el del hidrógeno, que consta de un solo protón) para formar
otros mayores (como el de helio, que contiene dos protones y dos neutrones).
Pero en el interior de una estrella de neutrones no tiene lugar este proceso.
En realidad, se trata del objeto celeste que queda cuando dejan de producirse
fusiones nucleares en el interior de estrellas usuales masivas, que entonces se
comprimen bajo su propia atracción gravitatoria y explotan por efecto rebote.
Las capas externas de la estrella original salen despedidas, y la parte más
interna queda como estrella de neutrones. Esta drástica explosión estelar se
llama supernova, y puede resultar tan luminosa como todas las estrellas de una
galaxia juntas.
Para
ser objetos llamados estrellas, las de neutrones no son muy grandes. Con un
radio de poco más de diez kilómetros, su tamaño es comparable a una gran
ciudad; cabría, por ejemplo, en el interior de la autopista de circunvalación
M-40 de Madrid. En una estrella usual de tamaño medio como el Sol cabrían
cientos de billones (1014) de estrellas de neutrones.
A
pesar de su relativamente pequeño tamaño, las estrellas de neutrones tienen
masas algo mayores que la del Sol. En consecuencia, en su interior se alcanzan
densidades de récord, de cientos de billones de kilogramos por centímetro
cúbico (1014 kg/cm3), y aún mayores en la región central.
Como describe Carl Sagan en su obra de divulgación Cosmos, una cucharadita de estrella de neutrones se hundiría hacia
el centro de la Tierra sin que nada la detuviese, y saldría por el lado opuesto
en línea recta, para volver a caer siguiendo un movimiento oscilatorio hasta
que se frenase por rozamiento; debido a la rotación, cada oscilación tendría
una trayectoria ligeramente distinta, dejando el planeta lleno de agujeros.
Debido
a su enorme densidad, la teoría de la relatividad de Einstein predice que el
espacio-tiempo se curva considerablemente en el entorno de las estrellas de
neutrones. Por ejemplo, en una estación espacial en órbita estable en torno a
una estrella de neutrones de dos veces la masa solar, cada año transcurrido
equivaldría a casi 13 meses en la Tierra, es decir, un desfase de un mes por
año.
La
materia que forma una estrella de neutrones se mantiene unida por atracción
gravitatoria, como ocurre con las estrellas usuales o los planetas. A pesar de
su nombre, esa materia no contiene únicamente neutrones, sino también, aunque
en menor proporción, otras partículas subatómicas. En la región externa se
encuentra una corteza de entre 1 y 2 kilómetros de profundidad que consiste en
una especie de sólido metálico formado por núcleos atómicos ricos en neutrones,
pero que también contienen protones, dispuestos regularmente en una retícula, y
con los electrones formando una especie de gas que permea esa retícula de
núcleos. Conforme nos adentramos en la estrella, la interacción gravitatoria
hace que la densidad aumente, y llega un momento en que es energéticamente más
favorable destruir los núcleos y formar una sustancia homogénea, como una sopa de
neutrones, pero con una cierta proporción (alrededor de un 10 %) de partículas
cargadas: protones, electrones, e incluso muones, que son partículas más
exóticas similares a los electrones, pero de mayor masa.
Entre
la retícula de núcleos de la corteza y la sopa de partículas del interior,
existe una región de transición con configuraciones muy variadas de núcleos y
huecos vacíos. A estas insólitas estructuras, que de momento son solamente
especulaciones teóricas, se les ha dado el nombre de pasta nuclear, que incluye
espaguetis (núcleos muy alargados), lasaña (capas de núcleos alternándose con
capas vacías), ravioli (estructuras ordenadas de huecos), etc.
En
la región más interna de la estrella, con densidades aún mayores, podrían
existir partículas y configuraciones mucho más exóticas, como hiperones
(partículas análogas a los protones y neutrones, pero más pesadas) o
condensados de mesones. Estas partículas compuestas están formadas por
partículas elementales denominadas quarks, que podrían incluso pasar a formar
una nueva fase homogénea, denominada materia de quarks, o materia extraña
(porque incluiría quarks de tipo ‘extraño’, además de los de tipo ‘arriba’ y
‘abajo’ presentes en protones y neutrones). Se especula con que puedan existir
en el universo objetos formados enteramente por este tipo de materia, que se
llamarían estrellas de quarks o estrellas extrañas.
La
compresión gravitatoria de la estrella, que acabaría colapsándola y formando un
agujero negro, es contrarrestada por la acción de la misma presión que existe
en los núcleos atómicos, y que determina su densidad. De hecho, esa densidad es
muy similar a la de las estrellas de neutrones, al menos en ciertas regiones.
En los núcleos pesados, parte de sus neutrones se acumula en una capa
superficial, denominada piel, cuyo grosor es proporcional a la presión de la
materia nuclear rica en neutrones. Por esa razón, la información experimental
sobre la piel de neutrones en los núcleos puede emplearse para predecir ciertas
características de las estrellas de neutrones, como su radio o el grosor de su
corteza. A ello están destinados, por ejemplo, los experimentos PREX y CREX,
que se pusieron en marcha en 2010 en el acelerador de partículas Jefferson Lab,
en Estados Unidos, para estudiar la piel de neutrones en núcleos de plomo y de
calcio. Resulta muy sorprendente esta relación tan estrecha entre las
propiedades de sistemas físicos con tamaños tan extraordinariamente dispares:
una estrella de neutrones es 1055 (un uno seguido de 55 ceros) veces
más grande que un núcleo atómico.
Las
estrellas de neutrones suelen rotar a grandes velocidades. La que descubrió
Jocelyn Bell, como dijimos, da una vuelta completa sobre su eje de rotación
cada 1.33 segundos. La estrella de neutrones con la rotación más rápida confirmada
fue descubierta en 2004 y da una vuelta completa cada 1.4 milésimas de segundo,
o lo que es lo mismo, gira 716 veces por segundo. Resulta difícil imaginar que
un objeto que gira cientos de veces en un solo segundo tenga un radio de varios
kilómetros y una masa mayor que la del Sol. Esa rotación tan rápida implica que
la materia de su superficie en la zona ecuatorial se mueve a una cuarta parte
de la velocidad de la luz.
Las
estrellas de neutrones crean campos magnéticos de millones de teslas, que es la
unidad de intensidad del campo magnético en el sistema internacional. Algunas
de ellas, que se denominan magnetares, alcanzan miles de millones de teslas.
Estos son valores astronómicos, nunca mejor dicho, si se comparan con los
campos magnéticos más potentes creados artificialmente, que apenas llegan a
cien teslas de manera continua o a pocos miles de manera instantánea; más
pequeño aún es el campo magnético terrestre, responsable de la orientación de
las brújulas, que es menor de una diezmilésima de tesla.
El
origen de esos intensísimos campos magnéticos sigue siendo hoy día desconocido
en sus detalles, pero sí existe una explicación en términos generales. Muchos
objetos celestes, como la Tierra o las estrellas usuales, poseen campos
magnéticos creados por efecto dinamo, es decir, debido al movimiento de cargas
eléctricas en una región interna fluida y conductora. Ese movimiento se origina
en las corrientes de convección, que surgen para equilibrar las temperaturas de
diferentes regiones del fluido, y adquieren patrones ordenados por efecto de la
rotación del cuerpo. El movimiento de cargas genera un campo magnético, que da
lugar a corrientes de cargas, que contribuyen a su vez al campo magnético, y
así sucesivamente hasta producir un campo autosostenido en escalas temporales
cósmicas. En el caso de la estrella de neutrones, una magnitud denominada flujo
magnético se mantiene igual al que tenía la estrella original antes de explotar
como supernova, pero ahora se concentra en una superficie mucho más pequeña, lo
que incrementa enormemente la intensidad del campo.
Izquierda: imagen óptica
y de rayos X de la estrella de neutrones y el viento de púlsar circundante (con
chorros en la dirección del eje de rotación) situados en el centro de la Nebulosa
del Cangrejo, formada por los restos de la supernova que dio lugar a la
estrella de neutrones y que fue observada en la Tierra en 1540 d.C. (Licencia:
dominio público. Autoría: NASA/HST/ASU/J. Hester et al.). Derecha: esquema de
una estrella de neutrones (esfera central) que muestra las líneas de campo
magnético (en blanco), el eje de giro (en verde) y los haces de radiación
electromagnética emitidos desde los polos magnéticos (en azul).
(Licencia: CC BY-SA 3.0. Autoría: User:Mysid - Wikimedia Commons).
Ese
campo magnético es responsable de la aceleración de partículas cargadas, que da
lugar a la emisión de radiación electromagnética, especialmente ondas de radio.
También se emiten las propias partículas cargadas, que constituyen el viento de
púlsar, particularmente en forma de chorros en la dirección del eje de
rotación. Como cualquier imán, una estrella de neutrones magnética tiene dos
polos, y en ellos es más intensa la aceleración de cargas y por tanto
concentran la emisión de radiación electromagnética. Si el eje de rotación de
la estrella no coincide con la recta que une los dos polos, el haz de radiación
emitido desde cada uno de ellos barre una cierta región del universo. Si la
Tierra se encuentra en esa región, recibimos periódicamente la señal de la
estrella, como si fuera emitida por un faro, y así es como Jocelyn Bell
descubrió su existencia.
Este
importantísimo hallazgo mereció el reconocimiento del premio Nobel, que fue
otorgado en 1974 al supervisor de Jocelyn Bell y a otro astrónomo, pero no a
ella. Humildemente, Bell afirmó años más tarde que entendió perfectamente que
no le concedieran el premio Nobel a una estudiante como ella, ya que el
responsable final del proyecto es el supervisor, pero muchos piensan que se
trató de un grave error. Con ese mismo carácter humilde, a la vez que
brillante, tuvo también palabras de reconocimiento para uno de sus profesores: “Tuve un profesor de física muy bueno
durante la escuela secundaria […]. Era un profesor realmente bueno y en
realidad me enseñó cómo de fácil era la física, y creo que esa fue la clave. De
otro modo me habría inclinado por otro camino.” Sirva este comentario como
punto final para esta historia, y como homenaje a los profesores y divulgadores
que, como Carl Sagan, son capaces de transmitir no solo sus conocimientos, sino
también su pasión por la ciencia.
Óscar Moreno Díaz.
Doctor
en Física.
Departamento de
Estructura de la Materia e Instituto de Física de Partículas y del Cosmos (IPARCOS),
Facultad de Ciencias Físicas, Universidad Complutense de Madrid.
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