En los últimos artículos de La vida privada de las estrellas hemos empezado a recorrer los diferentes caminos por los que una estrella se aproxima a su final, como su expansión como gigante roja o su conversión en supernova. Estamos acercándonos ya al final de la serie, y hoy hablaremos acerca del segundo “cadáver estelar” después de las enanas blancas.

Como espero que recuerdes de aquel artículo, una enana blanca no tiene forma alguna de producir energía mediante la fusión: lo único que evita que se colapse completamente debido a la presión gravitatoria es la presión de electrones degenerados, pero esto tiene un límite, el límite de Chandrasekhar, de unas 1,4 veces la masa del Sol. Si se sobrepasa ese límite, la gravedad es tan tremenda que supera la presión de electrones degenerados y la estrella sigue comprimiéndose más y más. Sin embargo, el colapso total en forma de agujero negro no es inevitable: si la masa es menor que unas 2,1 veces la masa de nuestro Sol, llega un momento en el que la compresión se detiene de nuevo – luego veremos por qué. Lo que se tiene entonces es un objeto astronómico fascinante, extraño y en gran medida desconocido: una estrella de neutrones.

Las estrellas de neutrones se producen siempre como el resultado de una supernova, aunque no todas las supernovas producen una estrella de neutrones. Me explico: como recordarás del artículo acerca de las supernovas de tipo II, una gran parte de la masa de la estrella se desprende como las capas de una cebolla, dejando sólo el núcleo desnudo donde se encontraba la estrella original. Lo que sucede entonces depende, por supuesto, de cómo de grande es lo que queda: si tiene menos de 1,4 masas solares, se convierte en una enana blanca y brilla cada vez más tenuemente durante eones, como describimos en el artículo correspondiente.

Sin embargo, hay veces –cuando la estrella original era muy grande– en las que lo que queda tiene entre 1,4 y 2,1 masas solares. Claro, no puede ser una enana blanca porque pesa demasiado, y la presión de electrones degenerados no es capaz de contrarrestar la presión gravitatoria. Lo que queda de la estrella se comprime más, y más, y más: en el centro, la presión es tan brutal que “tritura” los átomos. Los electrones caen al núcleo y se combinan con los protones mediante la desintegración beta inversa, en la que se producen neutrones y se liberan neutrinos al espacio:

p+ + e- -> n + νe

Lo que queda entonces, claro, son los neutrones de los núcleos y los neutrones producidos mediante esta unión de electrones y protones… es decir, neutrones y más neutrones, de ahí el nombre de este tipo de estrellas. Sin embargo, el nombre es algo engañoso: esto que acabo de describir sucede, de acuerdo con nuestros modelos, en las profundidades de la estrella – su superficie y las capas poco profundas tienen electrones y protones, como cualquier estrella “normal”. Hay una finísima atmósfera gaseosa, bajo la que pensamos que existe una corteza sólida en la que aún hay núcleos atómicos y electrones. Por debajo hay fundamentalmente una especie de “sopa de neutrones”:

Francamente, no sabemos muy bien en qué consiste esta especie de “sopa de neutrones”, pero sí por qué la estrella deja de comprimirse cuando los neutrones se acercan mucho unos a otros: lo que sucede es casi lo mismo que sucedía con los electrones en las enanas blancas. Al acercarse mucho unos a otros, la posición de los neutrones está muy definida; pero el principio de incertidumbre de Heisenberg indica que, entonces, su velocidad tiene una enorme indeterminación. Dicho en otras palabras, al saber muy bien dónde están los neutrones, éstos pueden tener casi cualquier velocidad que podamos imaginar, en un rango muy grande: por lo tanto, chocan entre ellos violentamente y detienen la compresión de la estrella.

Sin embargo, para que esto ocurra los neutrones tienen que estar muy cerca unos de otros. Es muy difícil para nosotros imaginar realmente la densidad tan gigantesca que es necesaria. Para que te hagas una idea, una estrella de neutrones tiene la masa de unos dos Soles. Sin embargo, su radio es de unos 10-20 kilómetros (el del Sol es de unos 700.000 km). ¡La masa de dos Soles con el tamaño de una ciudad! Los neutrones están tan cerca que prácticamente se tocan: una pequeña canica de 1 cm de radio con esta densidad pesaría cuatro mil millones de toneladas. Al igual que sucedía con las enanas blancas, cuanto más masiva es la estrella de neutrones más tiene que comprimirse para compensar la presión gravitatoria, de modo que aunque parezca raro, cuanto más pesa, más pequeña es. La materia está tan comprimida en las capas profundas que su densidad es prácticamente la del núcleo atómico.

Ahí radica, por supuesto, gran parte de nuestro desconocimiento acerca de este tipo de estrellas – lo que hay dentro está tan lejos de cualquier cosa que podamos experimentar que sólo tenemos modelos teóricos para explicarlo. De hecho, puede haber cosas aún más raras que esta “sopa de neutrones apretados” dentro de una estrella de neutrones: podría haber aún algunos electrones y protones mezclados con los neutrones, partículas inestables que en otras condiciones desaparecerían en fracciones de segundo, como piones y kaones, o tal vez los propios neutrones pierdan su estructura y se tengan quarks libres. Algunos modelos incluso predicen la existencia de estrellas extrañas, compuestas únicamente de quarks strange y antistrange. Sin embargo, las observaciones realizadas hasta ahora no nos permiten descartar ni confirmar ninguna de estas hipótesis.

Una estrella de neutrones es tan enormemente densa que la gravedad en su superficie también es difícil de imaginar: es unos tres billones de veces más intensa que sobre la superficie de la Tierra. Prácticamente nada puede escapar de ellas: la velocidad de escape en su superficie puede llegar a ser, en las más masivas, de hasta 240.000 km/s. ¡El 80% de la velocidad de la luz! Si no lo has leído aún, te recomiendo que eches un ojo al artículo sobre el pozo intuitivo para que te hagas una idea de lo tremendo de esa cifra.

Pero la gigantesca densidad de estos cadáveres estelares no es lo único exagerado, ni lo único que –al menos a mí– resulta difícil de asimilar. Su velocidad de rotación es también escalofriante. Piensa en un patinador sobre hielo, girando sobre sí mismo con los brazos extendidos: según los acerca a su cuerpo, gira más deprisa por el principio de conservación del momento angular. De hecho, suelen utilizar esa técnica (acercar mucho los brazos y las piernas al eje de giro) para dar vueltas muy, muy rápido.

Bien, ahora imagina lo que sucedería si el Sol, que da una vuelta sobre su eje más o menos cada mes, se comprimiera hasta tener 10 km de radio. Es como si un patinador con una envergadura de dos metros se comprimiera hasta veinte micras de diámetro. La velocidad de giro aumenta hasta valores casi inimaginables: la estrella de neutrones puede dar vueltas hasta varios cientos de veces por segundo. Un punto de su superficie puede estar moviéndose alrededor del centro a velocidades de hasta 70.000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran muy rápidamente se achatan en los polos, a pesar de su enorme gravedad, debido a esta velocidad de vértigo.

Sin embargo, puede que te estés preguntando cómo diablos sabemos que estas estrellas existen. Desde luego, casi en el momento en el que se descubrió el neutrón (en 1932) ya se postuló la existencia de objetos estelares de este tipo, pero hay un problema: su tamaño. Una estrella de neutrones no sufre la fusión, sólo brilla por la temperatura de su superficie, y es tan minúscula que la potencia total emitida es muy, muy pequeña. Imagina un objeto de 10 km de radio a varios años-luz de nosotros: sería prácticamente imposible verlo… si no fuera por dos razones afortunadas.

La primera es el efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético: piensa en los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a velocidades tremendas y el campo magnético que pueden generar mediante su movimiento. Cuando se acercan a la estrella partículas desde el exterior (por ejemplo moléculas de gas o polvo interestelar), aceleran a velocidades extremas: ¡están cayendo a un objeto con una gravedad increíble! Además, realizan espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Desde luego, cuando impactan contra la superficie de la estrella cualquier posible estructura que tuvieran (por ejemplo, molecular) se destruye y se descomponen en protones, neutrones y electrones. Pero lo importante para nosotros es que los polos magnéticos son lugares muy violentos en una estrella de neutrones: emiten chorros de radiación que puede ser de radioondas pero también “dura” (rayos X y rayos gamma), como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy dirigida.

La segunda razón es que, por razones que no entendemos bien, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no coinciden con el eje de giro. El resultado es que los “cañones de radiación” de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que giran con la estrella a velocidades tremendas – como he dicho antes, hasta cientos de veces por segundo.

Es posible entonces que, mirando hacia un punto determinado del firmamento, recibamos un “chorro” de rayos X… pero sólo durante un instante. El chorro aparece cuando el polo magnético de la estrella mira hacia la Tierra, pero deja de apuntarnos en una milésima de segundo según la estrella gira, para aparecer de nuevo cuando el mismo polo vuelve a apuntar hacia la Tierra. Lo que percibimos entonces desde ese punto del cielo son pulsos de radiación con un período muy exacto, repetidos una y otra y otra vez (lo que se conoce como “efecto faro”) cada vez que el chorro “nos mira”. Por eso este tipo de estrellas de neutrones “pulsantes” se denominan púlsares, y en este caso (si tenemos suerte y la estrella está orientada de manera adecuada) sí podemos detectarlas y analizar su velocidad de giro.

Aquí puedes ver un diagrama esquemático de un púlsar, con las líneas de campo magnético en blanco, el eje de giro en verde y los dos “chorros de radiación” de los polos en azul:

Crédito: Mysid/Wikipedia (GPL).

El telescopio de rayos X Chandra ha obtenido imágenes espectaculares de algunos púlsares, como ésta del púlsar de Vela, en la que puedes ver los dos chorros de radiación (uno más brillante dirigido hacia la izquierda y abajo, y otro más largo y menos brillante hacia arriba y la derecha):

Como he dicho, la naturaleza exacta del interior de estas estrellas nos es, en gran medida, desconocida. Lo mismo sucede con el por qué y el cómo se producen los chorros de radiación en los polos. En palabras de Werner Becker, del Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik,

La teoría de cómo los púlsares emiten radiación está aún en su infancia, incluso después de cuarenta años de trabajo.

Todavía siguen descubriéndose nuevos púlsares, y cada pieza de información que logramos obtener de ellos nos acerca más a entenderlos. El más rápido de todos los que se han visto,PSR_J1748-2446ad, fue descubierto en 2004 y gira 716 veces cada segundo. Se encuentra a unos 28.000 años-luz de nosotros.

Ni siquiera estamos seguros del límite de masa de una estrella de neutrones: la cifra que he dado de 2,1 veces la masa del Sol es una hipótesis, pero hay otras. Sí estamos bastante seguros de que el límite (denominado límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) está entre 2 y 3 masas solares, y que más allá la presión de degeneración de los neutrones no es suficiente para “sostener” la masa de la estrella. Lo que sucede entonces está sujeto a la especulación hasta cierto punto: es posible que se tengan, como he mencionado antes, cosas aún más raras que neutrones libres, como quarks sueltos o partículas exóticas, si la masa es sólo un poco superior al límite.

Lo que sí parece bastante claro es que por encima de 3-5 masas solares (dependiendo de las estimaciones) el colapso continúa y nada puede detenerlo. Lo que se forma entonces es uno de los objetos astronómicos más famosos y misteriosos: un agujero negro.

Para saber más: Estrellas de neutrones.