¿Qué ocurre al acercarte a una estrella de neutrones?

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Estrellas de neutrones: ese desconocido monstruo de la Astrofísica

Una estrella de neutrones es un cuerpo estelar desconocido por el público profano a la Astrofísica. Todo el mundo ha oído hablar de los fascinantes agujeros negros, los grandes devoradores de materia y luz. Las estrellas de neutrones son unos objetos muy singulares y es preferible no estar demasiado cerca de ellas.

Una estrella de neutrones del tipo magnetoestrella (Ilustración: Goddard Space Flight Center de NASA/S. Wiessinger)
Una estrella de neutrones del tipo magnetoestrella (Ilustración: Goddard Space Flight Center de NASA/S. Wiessinger).

Voy a explicar qué es una estrella de neutrones. Son unos objetos casi tan fascinantes como los agujeros negros y la fase final en la vida de algunas estrellas tras agotar su combustible nuclear. También os voy a contar cómo la masa de una estrella determina la evolución y su final.

¿Qué pasa si te acercas a una estrella de neutrones?

Las estrellas de neutrones son unos cuerpos celestes tan densos que generan a su alrededor un impresionante campo gravitatorio, tan potente que curvan la luz a su alrededor de manera que producen un peculiar efecto luminoso. Pero antes de explicar qué es una estrella de neutrones, veamos qué nos pasaría si nos acercamos a uno de estos singulares astros.

La gravedad de una estrella de neutrones, al ser tan intensa, nos aceleraría hasta velocidades alrededor de dos tercios la velocidad de la luz: 200 000 kilómetros por segundo. A esta velocidad daríamos cinco vueltas a la Tierra en un segundo. Esta velocidad se alcanza no importa tu masa (tus kilogramos de peso), pues la aceleración que produce la gravedad sobre un objeto es independiente de su masa.

Si esta increíble velocidad no fuera suficiente, la intensa gravedad de la estrella de neutrones (unos doscientos mil millones de veces más intensa que en la Tierra) nos desgarraría, vaporizándonos literalmente. En el vídeo del canal Science Channel  que os he subtitulado podéis ver una animación al respecto:

¿Qué es una estrella de neutrones?

Las estrellas de neutrones son los cuerpos más densos del Universo. Pero ¿no son los agujeros los objetos más densos? La diferencia es que a un agujero negro contiene en su interior lo que se conoce como una singularidad, no es un cuerpo bariónico (compuesto de quarks). Un agujero negro podría considerarse como un “agujero” en el tejido del espacio-tiempo y es por ello que a las estrellas de neutrones se las puede considerar los objetos más densos. El concepto de singularidad es un tema aparte que ya trataré en este blog cuando os hable de los agujeros negros. Un trozo de una estrella de neutrones del tamaño de un terrón de azúcar pesaría en la Tierra un billón de kilogramos. Dicha densidad surge cuando comprimimos una estrella del tamaño de nuestro Sol en una esfera con sólo 20 km de diámetro.

Las estrellas de neutrones son pequeñas. De promedio una estrella de neutrones mide tan solo diez kilómetros de radio, del tamaño de la isla de Manhattan. En la siguiente ilustración podeis comparar el tamaño de una estrella de neutrones con la ciudad de Madrid:

Una estrella de neutrones es del tamaño de la ciudad de Madrid
Una estrella de neutrones es del tamaño de la ciudad de Madrid.

Las estrellas de neutrones se forman tras la explosión de una supernova, son los restos de las explosiones más espectaculares del Universo. Tienen una masa entre una y tres masas solares. Y, al igual que las supernovas, las estrellas de neutrones son cuerpos raros. En nuestra galaxia, por ejemplo, hay alrededor de 108 (cien millones) de estrellas de neutrones. Es decir sólo una de cada mil estrellas de la Vía Láctea es una estrella de neutrones. Se las puede encontrar solas o acompañadas de una compañera que puede ser una estrella, otra estrella de neutrones o incluso un agujero negro.

El campo magnético de una estrella de neutrones es un billón de veces superior al de la Tierra. Por si no teníamos suficientes matices extremos en estos pequeños cuerpos celestes…

La increíble gravedad que genera una estrella de neutrones produce efectos relativistas en su entorno como la dilatación de los tiempos y la contracción de las longitudes. Algo parecido a lo que se ve en la película Interestellar.

Por lo general las estrellas de neutrones son indetectables porque, a diferencia de las estrellas “corrientes”, no emiten luz visible y son muy pequeñas. Ni nuestro querido telescopio Hubble ni los más potentes telescopios de la Tierra pueden observarlas. Pero las estrellas de neutrones son fácilmente detectables. Unas pocas de ellas emiten radiación en forma de rayos X. Otras estrellas de neutrones giran vertiginosamente emitiendo potentes ráfagas de rayos X: son los púlsares, que emiten potentes chorros desde sus dos polos magnéticos, en pulsos que van desde los milisegundos (milésimas de segundo) hasta varios segundos. También existen otras estrellas de neutrones que “roban” material gaseoso de su estrella acompañante, emitiendo en el proceso potentes radiaciones electromagnéticas. Y luego tenemos a las magnetoestrellas, cuyos campos magnéticos son todavía mayores: miles de veces mayores que los de una estrella de neutrones típica. La energía que pueden desprender las magnetoestrellas es impresionante: por ejemplo, se registró un pulso en la magnetoestrella SGR 1806-20, que apenas duró una décima de segundo, en el que irradió más energía que nuestro Sol en 100 000 años.

¿Cómo nace una estrella de neutrones? Breve historia de la vida de una estrella

Una estrella es un gigante gaseoso con una masa tan enorme que se colapsaría de no ser por la actividad nuclear, como un castillo de naipes sobre el que hemos colocado demasiadas cartas. El peso de una estrella ejerce una presión y una energía suficientes para producir reacciones de fusión nuclear de su material (hidrógeno H, el elemento más ligero de nuestro Universo) que produce innumerables explosiones atómicas iguales que bombas H. Estas explosiones nucleares evitan el colapso gravitacional de la estrella y en el proceso se produce helio (He):

Hidrógeno + Hidrógeno ⟶ Helio

Cuando una estrella agota todo el hidrógeno que tiene, empieza a quemar, en caso de tener suficiente masa, el siguiente elemento de la tabla periódica: helio (He). Y así sigue la evolución de la estrella hasta que quema todo el material que puede quemar. El combustible nuclear se va alternando a medida que se van agotando los elementos disponibles, hasta que llegamos al hierro (Fe), el elemento número veintiséis de la Tabla Periódica. En líneas generales, para poder fusionar elementos más pesados la estrella debe ser más grande. Si una estrella es lo suficiente masiva para fusionar el hierro, se produce un proceso peculiar que produce un súbito y rápido colapso de toda la estrella que culmina una gigantesca explosión, el mayor espectáculo del Universo: una supernova. Hay otras maneras de producirse una supernova… pero eso es otra historia.

Evolución de la supernova SN 1987A entre 1994 y 2016, visto por NASA/ESA Hubble Space Telescope.
Evolución de la supernova SN 1987A entre 1994 y 2016, visto por NASA/ESA Hubble Space Telescope.

¿Qué le ocurre a una estrella que agota su combustible nuclear? Esto dependerá de la masa de la estrella, un límite que calculó un brillante y joven estudiante de Física llamado Subrahmanyan Chandrasekhar. Chandrasekhar calculó el límite que lleva su nombre, mientras viajaba en un barco durante el camino desde la India a Inglaterra para emprender sus estudios de posgrado en Física en la Universidad de Cambridge. Esto es a lo que yo llamo “entrar con buen pie” 🙂

Cuando una estrella se colapsa y no puede continuar fusionando los elementos que tiene, los protones, neutrones y electrones del material gaseoso que la compone se empiezan a apelotonar, apretar. Y aquí interviene la Mecánica Cuántica y sus principios energéticos: dos electrones no pueden ocupar el mismo nivel energético (los electrones no pueden estar “en el mismo sitio”, por así decirlo) en sus orbitales alrededor de los núcleos atómicos, ni siquiera para una enorme estrella colapsándose gravitacionalmente que no deja ningún hueco. Es entonces cuando los protones empiezan a absorber a los electrones que se van compactando en un proceso llamado captura electrónica. Cuando un protón absorbe a un electrón se convierte en un neutrón y así comienza un proceso de transformación de los protones y electrones en neutrones.

Cuando la masa de una estrella es menor de 1,44 masas solares, la energía que produce toda la masa de la estrella en el colapso gravitacional no es suficiente para producir los neutrones por captura electrónica, por lo que se detiene el colapso por degeneración de electrones para formar una enana blanca. Esta masa máxima de una enana blanca se llama límite de Chandrasekhar. Nuestro querido Sol acabará de esta manera, como una enana blanca, porque su masa está por debajo del límite de Chandrasekhar.

¿Qué ocurre cuando la masa de una estrella que colapsa supera el límite de 1,44 masas solares? La estrella seguiría contrayéndose hasta que el colapso sea detenido por la llamada degeneración de neutrones, momento en el que se forma una estrella de neutrones. Pero hay casos en el que, en estrellas muy grandes, la degeneración de neutrones no termina y sigue colapsando. La degeneración de neutrones se supera con masas estelares mayores a tres masas solares en cuyo caso el colapso final da lugar al nacimiento de los fascinantes agujeros negros.

Vía|NASA: Neutron Stars

Vía|ScienceAlert: An Encounter With a Neutron Star Would Dwarf Our Entire Nuclear Arsenal

Vía|Cole Miller: Black Holes and Neutron Stars

Imagen|NASA’s Goddard Space Flight Center/S. Wiessinger

Imagen|NASA, ESA y R. Kirshner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics y Gordon and Betty Moore Foundation) y P. Challis (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)

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