Estrellas de Neutrones

En Ciencia Nebulosa tenemos un lema: “El Universo está bien (p$%&#) raro”. A estas alturas ya les he platicado varios fenómenos que la ciencia conoce y describe de forma casi anti-intuitiva, con teorías que explican cosas tan bizarras que parece como si las hubieran sacado de alguna película de ciencia ficción. Cosas tan extrañas como los agujeros negros, las lentes gravitacionales y los neutrinos son tan ajenos a nuestra vida cotidiana que nos cuesta trabajo aceptar que en verdad existan. Pero sí que existen. Y están allá afuera.

En la entrega de hoy les platicaré sobre mi objeto astronómico favorito, y sin duda uno de los más extraños que existen en el Universo: Las estrellas de neutrones.

Representación artística de una estrella de neutrones, según la NASA.

Antes de comenzar quiero comentar que las estrellas de neutrones no son estrellas en el sentido estricto de la palabra. Más bien son remanentes estelares (o cadáveres estelares), es decir, son objetos que dejan las estrellas tras “morir”. La muerte de una estrella se entiende como el momento en que abandona la fusión nuclear que ocurre en su interior (sobre el que les platiqué en este otro artículo) para dar lugar a otros procesos. Dependiendo su masa inicial, la interacción con otras estrellas, entre otras cuestiones; una estrella puede “estirar la pata” de diferentes maneras. La que hoy nos concierne, una supernova de tipo II.

Existen astros mucho más masivos que nuestro Sol y también mucho más grandes. Como les contaba en este artículo sobre nuestro lugar entre las estrellas, nuestro Astro rey no es más que una estrella de tamaño promedio (enana amarilla); las hay más pequeñas y mucho más gigantescas. Ya es mucho decir que el Sol tiene un volumen de unas 1,300,000 veces el de la Tierra y una masa 330, 000 veces la de nuestro planeta.

Comparación de una de las estrellas más grandes conocidas, contra nuestro Sol.

Pues bien, una estrella como nuestro Sol muere de forma lenta, expandiéndose mientras expulsa poco a poco materia al espacio, entré un poco más en detalle sobre el proceso de Gigante roja en el artículo sobre el Fin del mundo.

Pero cuando una estrella gorda se muere, lo hace en grande.

Cualquier estrella que contenga 8 masas solares o más, terminará su vida con un gran estallido. Una supernova (tipo II). Estos eventos son tan violentos y tan energéticos que emiten tal cantidad de luz, suficiente para opacar el brillo de toda una galaxia durante unos momentos. ¡Una sola estrella brilla más que miles de millones de ellas al mismo tiempo!

Una supernova puede dejar detrás una estrella de neutrones o un agujero negro.

Las supernovas merecen su propio artículo, que prometo escribir después. Pero lo que nos ocupa hoy es lo que queda después de esta explosión.

Las capas exteriores de la estrella salen despedidas a velocidades cercanas a la de la luz, emitiendo gran cantidad de energía electromagnética y neutrinos. Pero el núcleo súper denso de hierro, que momentos antes se encontraba dentro de la estrella, no explota. Como ya no existe fusión nuclear que lo sostenga, se comprime por su propia gravedad sin nada que lo frene. La materia desafortunada que queda atrapada en esta esfera siente presiones inimaginables. Cuando comprimes algo, se calienta. Y cuando alcanzas temperaturas de miles de millones de grados Celsius y densidades de 400 millones de toneladas por centímetro cúbico, la materia empieza a hacer cosas bien extrañas.

Cuando las cosas se ponen tan candentes, se produce un fenómeno llamado fotodesintegración. Los átomos de hierro se despedazan por la energía tremenda de los rayos gamma en el interior del núcleo de la estrella. Los pedazos son ahora núcleos de helio (partículas alfa) las cuales ya no muestran tanta resistencia a absorber los electrones que andan por ahí regados. Al combinarse los electrones (carga negativa) con los protones de las partículas alfa (carga positiva) se anulan las cargas y se crean nuevos neutrones (carga nula). A este proceso se le llama Neutronización o captura electrónica.

Ahora en lugar de nuestra estrella inicial, nos queda una esfera hecha casi por completo de neutrones, de unos 12 km de diámetro, pero con una masa de entre 1,32 y 2,1 masas solares. Piénsalo un poco. ¡Esto es equivalente a decir que tenemos la masa de 500 000 planetas Tierra confinada en una esfera de diámetro no mayor a una pequeña ciudad!

Algunos autores describen a las estrellas de neutrones como "átomos enormes" por el hecho de estar constituídos casi en su totalidad por neutrones libres, pero esto no es más que una metáfora adornada.

Una estrella de neutrones común, contiene la masa de dos soles, compactada

en una esfera del tamaño de Manhattan.

Y con grandes poderes, vienen grandes responsabilidades. En este caso, con una gran masa, viene una gran fuerza gravitacional.

La gravedad que una estrella de neutrones común ejerce en su superficie es 100, 000 millones de veces mayor que en la superficie terrestre. Si pudieras pararte en ella (asumiendo que resistes ser aplastado inmediatamente hasta el tamaño de un átomo), pesarías unos 8 mil millones de kilogramos. Y las mujeres quejándose de su peso en la Tierra…

Las dos ramas generales de la evolución estelar.

Tal vez estés preguntándote en estos momentos (espero que te lo estés preguntando): si ya no existe la fuerza repulsiva causada por la fusión nuclear de la estrella ¿entonces qué es lo que evita que la estrella de neutrones continúe colapsando por su propia gravedad hasta el infinito? Pues fácil, la presión de degeneración cuántica, consecuencia del principio de exclusión de Pauli. OKAY, tal vez deba explicarme un poco.

Principio de exclusión de Pauli

Esta es una regla de la física cuántica que asegura que ninguna partícula de tipo fermión puede ocupar los mismos números cuánticos que otra partícula en el mismo sistema.

Pero, háblame en español Señor Nebuloso.

Okay! seguro has escuchado por ahí que dos cosas no pueden ocupar el mismo lugar, al mismo tiempo. Pues te mintieron, más o menos.

¡No podéis! ¡Hacedme caso! –Wolfgang Pauli.

El modelo estándar de partículas es el “menú” de todas las partículas conocidas, y es el punto de partida para todas las teorías de la física cuántica puesto que ha demostrado ser una muy buena representación de la realidad a escalas subatómicas. Existen en el modelo estándar dos tipos de partículas: Los fermiones y los bosones.

Los fermiones son los componentes de la materia y entre ellos se encuentran partículas como los quarks, protones, electrones, neutrones, etc.

Los bosones son los portadores de las fuerzas (interacciones) y entre ellos se encuentran partículas como los gluones, los bosones W Z y los fotones (luz).

Las primeras tres columnas completas son los fermiones. La última

columna son los bosones (más el bosón de Higgs).

A los bosones les cae mal nuestro amigo Wolfgang Pauli, por lo que no obedecen su principio. Esto quiere decir que podemos encontrar a cuantos fotones queramos en el mismo estado cuántico, con todas sus propiedades idénticas, incluida la posición en el espacio y el tiempo. Una prueba de esto son los láseres con los que torturamos a nuestras mascotas felinas, cuyo funcionamiento se basa en el hecho que muchos bosones como los fotones, pueden “superponerse” en el mismo estado cuántico. Ya hablaré de esto con más detalle en otra ocasión.

El Señor Botones™ siguiendo un haz de fotones coherentes (aka láser).

A los fermiones les cae bien chido Wolfgang Pauli y entonces le obedecen a la perfección con su principio de exclusión. Y es que nunca, JAMÁS podremos encontrar a dos partículas (fermiones) con las mismas características cuánticas en el mismo sistema. Deben tener algo que las diferencie. Esto da como consecuencia que este tipo de partículas evite a toda costa ocupar la misma posición en el espacio. Razón por la que, en buena medida, la materia macroscópica que vemos diariamente tenga ese aspecto “sólido” que nos encanta.

Los bosones pueden permanecer todos en el mismo estado

cuántico, los fermiones prefieren acomodarse.

A la “presión de repulsión” que genera esta cualidad entre neutrones (fermiones) se le llama, acá para los cuates, presión de degeneración cuántica. Más que nada porque a la materia que está constituida de puros neutrones, como en una estrella de neutrones, se le llama materia degenerada (es un “estado de la materia” reconocido, como el sólido, líquido, gaseoso y plasma).

Las estrellas de neutrones entonces están constituidas en su mayor parte por materia degenerada, con una capa de materia ordinaria súper comprimida en la superficie. Aunque algunos modelos teóricos aún no comprobados indican que en el núcleo debe existir un estado de la materia aún más extraño que la materia degenerada: precisamente, la materia extraña.

Estructura simplificada de una estrella de neutrones. Se piensa que en

el núcleo podría haber materia extraña, si es que esta existe.

La materia extraña es un hipotético estado de la materia que estaría constituido por quarks y gluones libres (desconfinados) lo cual es extremadamente raro debido a que nunca hemos podido observar un solo quark libre en la naturaleza, debido a la extraordinaria fuerza de atracción que sufren entre sí debido a su interacción con la fuerza nuclear fuerte (confinamiento de color). Aún no ha sido observada jamás, pero se sospecha que debe existir de forma estable dentro de las estrellas de neutrones. Lo más locochón es que, de existir, ¡la materia extraña sería aún más estable que el átomo más estable del Universo (el Hierro)! Es decir, sería este el estado fundamental real de la materia del Universo. Ya me salí una vez más de tema. Disculpen mis modales.

Pero las estrellas de neutrones sí que han sido observadas, muchas veces. Se descubrió pronto que existían incluso variedades de ellas. Por ejemplo, los temidos Magnetares, que son estrellas de neutrones con potentísimos campos electromagnéticos causados por su enorme velocidad de giro (una estrella de neutrones puede girar sobre su propio eje hasta varios cientos de veces por segundo, ocasionando que un punto cualquiera en su ecuador gire a una velocidad de hasta 70 000 kilómetros por segundo). En una fracción de segundo, un magnetár puede emitir más energía que nuestro Sol ¡durante 250, 000 años!

Los magnetares son monstruos cósmicos que poseen un gigantesco campo

magnético. Menos mal que no existe ninguno cerca de la Tierra.

También están los Púlsares, una variedad de estrella de neutrones cuyo intenso giro ocasiona que salgan despedidos por los polos norte y sur chorros súper energéticos de radiación electromagnética. Observados desde la tierra, parece como si la estrella de neutrones fuera una especie de faro cósmico y nos estuviera mandando pulsos de energía. Estos pulsos son extremadamente precisos en cuanto a la frecuencia de la señal. Tanto así que la primera vez que fueron descubiertos, nadie sabía de qué se trataba debido a la naturaleza tan extraña de esos pulsos tan exactos (varios pulsos por día, por hora, por minuto; e incluso en algunos casos, miles de pulsos por segundo).

Los astrónomos que captaron esa señal por primera vez pensaron seriamente que se trataba de una señal de una civilización extraterrestre, e incluso llamaron a aquella señal oficialmente LGM-1 haciendo referencia a los aliens o Little Green Men (pequeños hombrecillos verdes).

El objeto más pequeño es un pulsár. Los chorros de energía en sus polos

son observados desde nuestro planeta como pulsos

electromagnéticos constantes y frecuentes.

Siendo las estrellas de neutrones tan extremas, no se comparan con los agujeros negros. Cuando una estrella de 20 o más masas solares muere, ya no deja detrás una estrella de neutrones. La presión gravitacional es tan descomunal que vence incluso a la presión de degeneración cuántica de los neutrones y quarks, de cierto modo; continuando el colapso gravitacional hasta el "infinito". A partir de este punto nadie tiene una idea clara de qué es lo que ocurre (si podemos decir que “ocurre” algo).

Podemos agradecerles a las estrellas de neutrones que tienen los modales de al menos permanecer dentro del Universo. Que agujeros negros tan mal educados…

Referencias:

https://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones

https://es.wikipedia.org/wiki/Captura_electr%C3%B3nica

https://es.wikipedia.org/wiki/P%C3%BAlsar

https://es.wikipedia.org/wiki/Magnetar

https://es.wikipedia.org/wiki/Materia_extra%C3%B1a

https://es.wikipedia.org/wiki/Principio_de_exclusi%C3%B3n_de_Pauli

https://es.wikipedia.org/wiki/Materia_degenerada

https://es.wikipedia.org/wiki/Fotodesintegraci%C3%B3n