Las estrellas de neutrones y las aún hipotéticas estrellas de quarks son, al igual que los agujeros negros, unos objetos apasionantes. La astrofísica se ha desarrollado lo suficiente para ser capaz de entregarnos información muy valiosa acerca de ellas, lo que nos anima a mantenernos a la expectativa con la esperanza de que los cosmólogos consigan conocerlas mejor y ayudarnos a entender con más precisión los procesos que desencadenan su formación.
En el reportaje que dedicamos a la vida de las estrellas encontraréis información muy interesante acerca de las enanas marrones, las enanas blancas o las gigantes rojas. Pero en este artículo nos interesa ceñirnos a las estrellas de neutrones. 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 nuestra 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. Estos 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.
Los astrofísicos se esfuerzan para conocer los misterios de la materia degenerada
Los 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 mecanismo conocido como captura beta en el que no vamos a indagar para no complicar excesivamente el artículo. Lo importante es que sepamos que provoca que los electrones de los átomos de hierro interaccionen con los protones del núcleo, neutralizando su carga positiva y dando lugar a la producción de más neutrones.
Durante este proceso la materia inicial, que estaba constituida por protones, neutrones y electrones, pasa a estar conformada únicamente por neutrones porque, como acabamos de ver, los electrones y los protones han interaccionado 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 solo por neutrones.
El principio de exclusión de Pauli explica cómo consigue la estrella de neutrones soportar y contrarrestar la presión ejercida por la contracción gravitacional
No obstante, una vez que la estrella ha alcanzado este estado podemos preguntarnos 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, un efecto de naturaleza cuántica en el que no es necesario que nos sumerjamos a fondo para evitar complicar mucho más el artículo.
Muy a grandes rasgos este principio, que fue enunciado por el físico austríaco Wolfgang Ernst Pauli 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 podemos intuir que la imposibilidad de que dos neutrones ocupen el mismo lugar genera la presión necesaria para mantener la estrella en equilibrio.
Y esto nos lleva a la que sin duda es la característica más sorprendente de las estrellas de neutrones: su densidad. El radio medio de uno de estos 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 acumular tanta masa en tan poco espacio provoca que un fragmento de un centímetro cúbico de una estrella de neutrones pese aproximadamente, ni más ni menos, mil millones de toneladas. Es asombroso que un pedacito de materia similar a un terrón de azúcar pueda tener un peso tan monstruoso.
Estos investigadores han utilizado mediciones de espectroscopía láser para medir con la máxima precisión posible el radio de un abanico amplio de núcleos espejo
Una vez que hemos llegado a este punto podemos asumir que los astrofísicos saben mucho acerca de las estrellas de neutrones, pero nada más lejos de la realidad. Desafortunadamente aún no comprenden en toda su magnitud los mecanismos físicos que desencadenan su formación y explican sus propiedades. Pero están en ello. De hecho, un grupo de investigadores de la Universidad Estatal de Michigan (EEUU) ha descubierto que el estudio de los núcleos espejo puede resultar de gran ayuda a la hora de entender mejor la física de las estrellas de neutrones, y también los mecanismos que rigen el comportamiento de otros objetos estelares. Han publicado su trabajo en la revista Physical Review Letters.
Entender qué es un núcleo espejo es sencillo. Si tomamos dos de ellos el número de protones del primer núcleo coincidirá con el número de neutrones del segundo núcleo. Y, además, el número de neutrones del primer núcleo será el mismo que el de protones del segundo núcleo. Los investigadores que he mencionado en el párrafo anterior han utilizado mediciones de espectroscopía láser para medir con la máxima precisión posible el radio de un abanico amplio de núcleos espejo. Dos de ellos son el silicio-32, que tiene 14 protones y 18 neutrones, y el argón-32, que tiene 18 protones y 14 neutrones.
La teoría nuclear actual no es capaz de explicar cuál es el rol que ejerce la fuerza nuclear fuerte a la hora de intervenir en el tamaño de los núcleos, por lo que los físicos no conocen qué mecanismos explican las diferencias que arrojan las medidas que he mencionado en el párrafo anterior. Aun así, los físicos de la Universidad de Michigan defienden en su artículo que el estudio de los núcleos espejo tiene la capacidad de arrojar luz acerca de los mecanismos que explican los procesos que rigen la materia degenerada. Si están en lo cierto y tomando esta idea como punto de partida la teoría nuclear se desarrolla lo suficiente quizá durante los próximos años los astrofísicos logren conocer mucho mejor tanto las estrellas de neutrones y las de quarks como los agujeros negros. Crucemos los dedos.
Imagen | NASA | NASA Goddard Space Flight Center
Más información | Physical Review Letters
