martes, 23 de junio de 2020

Estrellas de neutrones, estrellas de récords - Óscar Moreno Díaz

9.10
Estrellas de neutrones, estrellas de récords.
Las vidas de las estrellas.


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(Voz Enol López)





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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