Estrellas de neutrones: los objetos más extremos del universo

En algún lugar de la Vía Láctea, una estrella muerta del tamaño de Chicago gira 700 veces por segundo, irradiando haces de ondas de radio con la precisión de un reloj atómico. Pesa más que el Sol. Una sola cucharadita de su material pesaría aproximadamente 10 millones de toneladas en la Tierra. Su campo magnético es un billón de veces más fuerte que cualquier cosa que podamos producir en un laboratorio.

Esto es una estrella de neutrones — y es, según casi cualquier medida, el objeto estable más extremo del universo conocido.

Puntos clave

• Las estrellas de neutrones se forman cuando estrellas masivas (de 8 a 20 masas solares) colapsan en una explosión de supernova, comprimiendo un núcleo estelar hasta aproximadamente 20 km de diámetro.
• La densidad es tan extrema que una cucharadita de material de estrella de neutrones pesa aproximadamente 10 millones de toneladas — comparable a comprimir el Monte Everest en un terrón de azúcar.
• Los púlsares son estrellas de neutrones que giran rápidamente y emiten haces de radiación electromagnética en barrido, detectables en la Tierra como un faro cósmico.
• Los magnetares son una subclase rara con campos magnéticos de hasta 10^15 gauss — tan potentes que pueden deformar la geometría de los propios átomos.
• Las ondas gravitacionales de la fusión de estrellas de neutrones, detectadas por primera vez en 2017, confirmaron que las colisiones entre estos objetos son una fuente primaria de elementos pesados como el oro y el platino en el universo.
• Las estrellas de neutrones actúan como laboratorios naturales para poner a prueba la relatividad general, la cromodinámica cuántica y el comportamiento de la materia a densidades imposibles de recrear en la Tierra.

Cómo nace una estrella de neutrones

Toda estrella de neutrones comienza su vida como una estrella masiva ordinaria — de al menos ocho veces la masa del Sol. Durante millones de años, la fusión nuclear en el núcleo de la estrella convierte hidrógeno en helio, helio en carbono, y así sucesivamente ascendiendo por la tabla periódica. Esta fusión genera una presión de radiación hacia afuera que sostiene a la estrella contra su propia gravedad.

El problema llega cuando el núcleo se queda sin combustible. El hierro, producto final de la fusión estelar, no puede fusionarse más para liberar energía. En una fracción de segundo, el núcleo de hierro — aproximadamente del tamaño de la masa del Sol comprimida en una esfera del tamaño de la Tierra — colapsa catastróficamente. Los protones y electrones se aplastan entre sí bajo la inmensa presión, formando neutrones y liberando un torrente de neutrinos. El colapso se detiene cuando el núcleo alcanza la densidad nuclear, y la onda de choque que rebota desgarra las capas externas de la estrella en una explosión de supernova visible a través de miles de millones de años luz.

Lo que queda es una estrella de neutrones: una esfera de aproximadamente 20 kilómetros de diámetro, que contiene entre 1,1 y 2,3 masas solares, compuesta casi enteramente de neutrones densamente empaquetados.

¿Qué tan extrema es la densidad de una estrella de neutrones?

Los números por sí solos apenas logran transmitirlo, así que consideremos algunas comparaciones.

La Tierra tiene una densidad media de unos 5,5 gramos por centímetro cúbico. Una enana blanca — ya de por sí un remanente estelar notablemente denso — se sitúa en torno a 1 millón de g/cm³. Una estrella de neutrones alcanza densidades de aproximadamente 400 millones a 800 millones de toneladas por centímetro cúbico, dependiendo de la profundidad. A esa escala, la estructura atómica deja de existir. Los electrones han sido absorbidos por los protones, y toda la estrella se comporta menos como una colección de átomos y más como un único núcleo atómico del tamaño de una ciudad.

Esa cifra de la cucharadita — aproximadamente 10 millones de toneladas — no es una hipérbole retórica. Refleja la densidad media real de la materia de una estrella de neutrones. Si de alguna manera pudieras transportar un trozo de estrella de neutrones del tamaño de un terrón de azúcar a la superficie de la Tierra, su atracción gravitacional sería medible desde cientos de kilómetros de distancia antes de que se hundiera instantáneamente a través de la corteza del planeta y se asentara en el núcleo terrestre.

La gravedad superficial en una estrella de neutrones ronda los 2 × 10^11 m/s² — aproximadamente 20.000 millones de veces más fuerte que lo que sientes de pie sobre la Tierra. Un malvavisco cayendo sobre la superficie de una estrella de neutrones impactaría con la energía de un arma nuclear.

Campos magnéticos y el fenómeno de los púlsares

Cuando la estrella progenitora colapsa, la conservación del flujo magnético y el momento angular producen dos de las propiedades más dramáticas de la estrella de neutrones: un campo magnético asombrosamente potente y una rotación extremadamente rápida.

Las estrellas ordinarias giran lentamente y llevan campos magnéticos moderados. Al comprimir una a 1/50.000 de su diámetro original, esas propiedades escalan en consecuencia. El resultado es una estrella de neutrones que puede girar decenas o cientos de veces por segundo, atravesada por campos magnéticos de entre 10^8 y 10^15 gauss. (El campo magnético de la Tierra es de aproximadamente 0,5 gauss.)

Cuando el eje magnético de una estrella de neutrones está desalineado con su eje de rotación — algo común — las partículas cargadas aceleradas cerca de los polos magnéticos emiten haces de radiación. Si esos haces barren la Tierra con cada rotación, los astrónomos detectan un pulso regular de ondas de radio, rayos X o rayos gamma. Esto es un púlsar.

El primer púlsar fue descubierto en 1967 por Jocelyn Bell Burnell y Antony Hewish en Cambridge. Su señal era tan precisa y regular que el equipo inicialmente lo apodó LGM-1, por "Little Green Men" (pequeños hombrecillos verdes). Resultó ser una estrella de neutrones que giraba 1,3 veces por segundo. Desde entonces, se han catalogado más de 3.000 púlsares. El más rápido conocido, PSR J1748-2446ad, gira 716 veces por segundo — una velocidad a la que su ecuador se mueve a aproximadamente el 24% de la velocidad de la luz.

Los púlsares de milisegundos — aquellos que giran más rápido de 100 veces por segundo — a menudo son tan estables que rivalizan con los relojes atómicos en precisión, y los astrónomos usan arreglos de ellos para detectar ondas gravitacionales que atraviesan la galaxia.

Magnetares: cuando el campo magnético se sale de escala

Una pequeña fracción de las estrellas de neutrones, llamadas magnetares, poseen campos magnéticos en el extremo superior del espectro: hasta 10^15 gauss. A esta intensidad, el campo magnético lleva suficiente energía como para distorsionar la forma de los átomos de hidrógeno — los orbitales electrónicos se alargan por factores de cientos a lo largo de las líneas de campo. El propio vacío se comporta de maneras no clásicas.

Los magnetares ocasionalmente liberan enormes ráfagas de rayos X y rayos gamma llamadas terremotos estelares, desencadenados cuando la corteza — una red cristalina de neutrones y núcleos exóticos de apenas centímetros de espesor — se agrieta bajo el estrés magnético. El 27 de diciembre de 2004, un magnetar a 50.000 años luz de distancia liberó más energía en 0,2 segundos de la que el Sol emite en 250.000 años. La ráfaga fue lo bastante fuerte como para ionizar parcialmente la atmósfera superior de la Tierra desde el otro lado de la galaxia.

Actualmente solo se conocen unos 30 magnetares, pero podrían representar una fracción significativa de todas las estrellas de neutrones observadas en las primeras etapas de su vida, antes de que sus campos magnéticos se debiliten.

Fusiones de estrellas de neutrones y el origen del oro

Durante décadas, los astrónomos debatieron dónde se forjaban los elementos pesados del universo — oro, platino, uranio. Las explosiones de supernova podían explicar elementos hasta el hierro, pero los núcleos más pesados requieren un proceso llamado captura rápida de neutrones, o proceso r, que exige un flujo de neutrones libres casi incomprensible.

El 17 de agosto de 2017, LIGO y Virgo detectaron ondas gravitacionales provenientes de la espiral y fusión de dos estrellas de neutrones, un evento designado GW170817. En segundos, telescopios de todo el mundo observaron un breve estallido de rayos gamma proveniente del mismo lugar. Durante los días siguientes, el resplandor infrarrojo de la kilonova — un horno nuclear más caliente que cualquier remanente de supernova — reveló las firmas espectrales de elementos pesados del proceso r, incluidos el oro y el estroncio. Se estima que la fusión produjo unas 200 masas terrestres de oro por sí sola.

Esta única observación confirmó que las fusiones de estrellas de neutrones son una fuente primaria — posiblemente dominante — de elementos pesados en el cosmos. Cada anillo de oro, cada catalizador de platino en un convertidor catalítico, puede deber su existencia a dos estrellas de neutrones que se fusionaron en espiral hace miles de millones de años.

Por qué las estrellas de neutrones importan para la física fundamental

Las estrellas de neutrones no son meras curiosidades extremas. Son los únicos lugares del universo donde ciertos regímenes físicos son accesibles en absoluto.

La ecuación de estado de la materia nuclear densa — cómo se relaciona la presión con la densidad dentro de una estrella de neutrones — es uno de los problemas no resueltos más destacados de la física. Distintos modelos teóricos predicen estrellas de neutrones de tamaños diferentes para la misma masa. Medir los radios de las estrellas de neutrones con precisión de un kilómetro pone a prueba teorías competidoras de cromodinámica cuántica y restringe el comportamiento de los quarks y gluones bajo condiciones inalcanzables en los aceleradores de partículas.

La relatividad general también se ha puesto a prueba con una precisión extraordinaria utilizando sistemas de púlsares binarios. El púlsar Hulse-Taylor, descubierto en 1974, pierde energía orbital exactamente a la tasa predicha por las ecuaciones de Einstein para la emisión de ondas gravitacionales — una confirmación que le valió un Premio Nobel en 1993, dos décadas antes de que las ondas gravitacionales fueran detectadas directamente.

La conclusión

Las estrellas de neutrones comprimen más física en 20 kilómetros que casi cualquier otra cosa en el cosmos. Nacen en las explosiones más poderosas desde el Big Bang, giran más rápido que una batidora de cocina a máxima potencia, generan campos magnéticos que doblan el tejido de los átomos, forjan el oro de tus joyas y laten con la regularidad de los relojes atómicos. Empujan cada ley física conocida hasta su punto de ruptura — y aun así se mantienen unidas.

Comprenderlas no es un ejercicio académico. Es lo más cercano que tenemos a un laboratorio para las condiciones más extremas del universo, y cada nueva observación va desentrañando preguntas que se sitúan en la intersección de la astrofísica, la física nuclear y la relatividad general. Los objetos más extremos del universo, resulta ser, están también entre los más útiles.

Lecturas relacionadas

• What Is a Magnetar? The Most Extreme Object in the Universe
• What Are Quasars — The Brightest Objects in the Universe?
• Voyager 1 and 2 — The Most Distant Human-Made Objects in Space
• The Cosmic Web — The Largest Structure in the Universe
• Gravitational Waves Explained — Listening to the Universe