Faros del universo

En 1967 la estudiante de Astrofísica Susan Jocelyn Bell y su tutor, el radioastrónomo Anthony Hewish, detectaron unas señales de radio de muy corta duración que se producían a intervalos sorprendentemente regulares. Tanto así que, pensaron, debían haber sido producidas por una civilización extraterrestre. En realidad, habían dado con el rastro del primer pulsar conocido, un hallazgo que le valió a Hewish el Nobel en 1974. Desde entonces han sido descubiertas mil de estas estrellas de neutrones.

Tras girar a gran velocidad durante millones de años, los pulsares pierden de manera progresiva su energía. Cuando apenas conservan un débil campo magnético, se convierten en simples estrellas de neutrones. De hecho, se estima que en nuestra galaxia habría 1000 millones de ellas.

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masas menores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas mayores evolucionan en agujeros negros.

Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio).

Si una enana blanca llega hasta el límite de Chandrasekhar, que es de 1,44 masas solares, ésta se colapsa para convertirse en estrella de neutrones.

Tras la explosión que genera por un breve tiempo a una supernova, queda un núcleo compacto hiperdenso de hierro y otros metales pesados que sigue comprimiéndose y calentándose. Su masa es demasiado grande y los electrones degenerados no son capaces de detener el colapso, por lo que la densidad sigue aumentando. En principio, la densidad necesaria para que se dé la neutralización (recombinación de electrones con protones para dar neutrones) es de 2,4 × 10⁷ g/cm³. Como en las estrellas degeneradas no hay protones libres, la densidad necesaria es, en realidad, más elevada, dado que los electrones han de superar una barrera coulombiana bastante mayor, necesitándose aproximadamente unos 10⁹ g/cm³.

La temperatura del objeto asciende hasta los 3 × 10⁹ K, es decir unos tres mil millones de grados centígrados, valor en el que los fotones llegan a ser tan energéticos que pueden romper los núcleos pesados de hierro para formar partículas alfa, en un proceso llamado fotodesintegración. Estas partículas, al tener menos carga, absorben con mayor facilidad los electrones que se meten en el interior de los núcleos, combinándose con los protones. También el helio resultante es susceptible de ser foto desintegrado, por lo que se generarán ingentes cantidades de protones libres.

Fotodesintegración del hierro: 

Fotodesintegración del helio: 

La fotodesintegración enfría la estrella compacta, ya que es una reacción endotérmica que absorbe parte del calor interno de la misma. Por otra parte, la concentración de electrones disminuye al ser absorbidos por los núcleos, provocando una caída en picado de la presión de degeneración, acelerando aún más el colapso. Los núcleos sobrecargados de neutrones los pierden, dejándolos libres, donde pasan a formar parte de una masa compacta de neutrones llamada neutronio.

El proceso continúa hasta alcanzar la densidad de degeneración de los neutrones, aproximadamente en torno a 10¹⁴ g/cm³, momento en el que casi toda la masa de la estrella se habrá transformado en neutrones. El núcleo de neutrones degenerados deberá tener una masa inferior a unas tres masas solares, denominado límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. En caso de que tenga una masa superior, el colapso de la estrella de neutrones no puede detenerse sino que, se cree, llega a formar un agujero negro. Algunos científicos especulan sobre la posible existencia de un estado intermedio entre estrella de neutrones y agujero negro; se trataría de la estrella de quarks, pero tal objeto no ha sido observado aún.

Los astrónomos creen que estos astros tienen una capa exterior formada por núcleos atómicos que integran un brocado solido, con un mar de electrones que fluyen entre las grietas. Las capas interiores contienen cada vez más neutrones, hasta un punto que estos ya no estarían presentes en los núcleos de los átomos. Finalmente, se encontraría el corazón del astro, de composición desconocida. Un modelo predice que se trata de una “materia extraña”, un superfluito de materia degenerada de protones y quarks.