Estrellas de neutrones: objetos densos y fríos en las antípodas de nuestra estrella solar.
De manera frecuente nos sobrecogemos al pararnos a pensar en la magnitud de las distancias y cantidad de materia presente en los objetos y estructuras que existen en el Cosmos. Esto sucede porque es habitual compararlas con las humanas. Así, reconocemos que la altura de un edificio es típicamente de decenas de metros, o la masa de un coche ronda los 2000 kg, por ejemplo. Imaginemos ahora y por un momento un objeto estelar con las dimensiones de un área metropolitana de una ciudad grande, digamos con un radio de unos 12 km, como la distancia entre la Puerta del Sol en Madrid y Getafe y con una masa cercana a dos veces la masa solar (4 1030 kg). Ciertamente la densidad de tal objeto sería gigantesca, mucho mayor que la del interior del núcleo atómico, dicho en otras palabras, sería como la resultante de condensar la Tierra a una esfera de 40 m de radio. Dejemos ya de imaginar: este tipo de objetos existen en nuestro Universo y las fuerzas necesarias para formarlos son las fuerzas gravitatorias, las mismas que mantienen unido nuestro Sistema Solar.
Fig.1 Ilustración del tamaño relativo de una
estrella de neutrones (derecha) y un agujero negro (izquierda).
Crédito: Anynobody,CC BY-SA
3.0,via Wikimedia Commons
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/29/Earbhnscity.png
Hasta el momento se
han detectado experimentalmente varios cientos de ellas vagando de forma
aislada o bien formando binarias con una estrella acompañante. Su origen
también es conocido, aparecen al final de la estela evolutiva de estrellas
progenitoras muy masivas, cuya masa es superior a unas 8 veces la masa solar. A
través de una serie de reacciones nucleares que van formando elementos cada vez
más pesados en el interior de estos objetos la energía liberada es capaz de
soportar la presión de colapso gravitatorio. Sin embargo, llega un momento,
cuando se forma Níquel, en que esto ya no es posible y la estrella empieza a
“neutronizarse” formando una materia cuyo contenido no son núcleos (como ocurre
en el sol) sino una sopa de hadrones (principalmente neutrones y en menor
medida protones) inmersos en un baño de electrones. El evento que lleva a esta
formación de la estrella de neutrones libera grandes cantidades de energía que
podemos detectar en la Tierra a través de los subproductos de estas reacciones:
radiación electromagnética, neutrinos e incluso ondas gravitatorias como
sirenas cósmicas que nos alertan si esto ocurre en nuestra galaxia o incluso
más lejos. Esto ya pasó en febrero de 1987 cuando tuvo lugar la explosión de
Supernova SN1987A, la cual fue ampliamente estudiada y sirvió para entender el
mecanismo interno de formación mejor que nunca antes en la historia de la
Física.
Ya
en las tribus anasazi en lo que hoy es Arizona, en Norteamérica pudieron
observaren julio de 1054 en el firmamento y a simple vista el fulgor de estos
eventos explosivos y plasmarlo en petrografos. En otro continente, en China en julio
del citado año de 1054, el astrólogo de la corte Yang Wei-te anunció la llegada
de una nueva estrella al emperador:
“…humildemente observé que una estrella huésped
había aparecido; encima de dicha estrella había un débil halo, de color
amarillo…”.
Fig.2 Petrografo anasazi en Canal del Chaco,
Arizona, EEUU.
Crédito: Alex Marentes, CC BY-SA 2.0, via Wikimedia
Commons,
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/ba/Anasazi_Supernova_Petrographs.jpg
De igual manera, hoy
en día seguimos con avidez y tecnología avanzada los que tienen lugar en la
región del Universo que poblamos.
Su estructura se basa
en capas concéntricas que van desde las de mayor densidad en el centro, hasta
las de densidad menor en el exterior. De modo científico la región interior, de
unos 11 km de radio se conoce como núcleo o core, mientras que la exterior, de
grosor aproximado de 1 km, constituye la corteza [1]. En el núcleo la materia
es una sopa similar a un líquido nuclear ultradenso y permeado por campos
electromagnéticos mientras que en la corteza la materia forma estructuras de
tipo no homogéneo, con cavidades, filamentos, lascas, que se conocen
genéricamente como “pasta nuclear”. El porqué de este nombre hay que buscarlo
en las similitudes con las formas de “spaghetti” y “lasagna” que nos son
familiares. Resultan, curiosas y llamativas las licencias que se permiten los
científicos al acuñar ciertas denominaciones.
Lo fascinante de
estos objetos es que las cuatro interacciones fundamentales conocidas:
gravitatoria, fuerte, débil y electromagnética actúan en el interior de estos
objetos para dotarlos de unas características únicas y peculiares. Algunos de
ellos, los púlsares, poseen rotación y emiten luz en la dirección de un eje diametral
que está levemente desalineado con el de rotación. Constituyen una suerte de
faros cósmicos que podemos detectar en la Tierra con una precisión asombrosa,
con irregularidades de 1 parte en 107 en su periodo. Puedes escuchar por ejemplo la señal de periodo 0.7 segundos (haciéndola audible
para nuestro oído) del púlsar PSR B0329+54 de unos 5.5 millones de años
obtenida con el telescopio Lovell en
Jodrell Bank en http://www.jb.man.ac.uk/~pulsar/Education/Sounds/0329_seq.mp4 .
El descubrimiento del
primer pulsar ocurrió de forma fortuita. La estudiante de doctorado Jocelyn
Bell Burnell, bajo la supervisión de A. Hewish, estaba a cargo del telescopio
en el Mullard Radio Astronomy Observatory, a las afueras de
Cambridge, Reino Unido, y del análisis de datos, encontró una señal de un
objeto que parecía tener una periodicidad de 1.3 segundos y emitía en una
frecuencia de onda de radio bastante específica. No concordaba con la señal
esperada de los quásares que buscaban con esta técnica. Incluso durante algún
tiempo tuvieron que considerar que podría ser una señal alienígena de tipo
artificial y por eso la etiquetaron como LGM1, es decir Little Green Men 1,
traducido como hombrecillos verdes 1. Su origen natural quedó de manifiesto con
las docenas de ellos encontrados desde ese momento. Sin embargo y debido a la
magnitud e importancia de dicho hallazgo, que además confirmaba la teoría de la
Relatividad de Einstein, este descubrimiento recibió el Nobel en 19741.
Estas estrellas, que
podrían ser a priori únicamente objeto de estudio como reliquias o fósiles de
la evolución estelar, nos proporcionan, al contrario, una valiosa fuente de
información en variados campos de la Física actual. No en vano a través de su observación y
estudio estamos abriendo una ventana para poder desentrañar lo que se ha
llamado la Física de las condiciones extremas, mucho más que las que ocurren en
cualquiera de las colisiones en los aceleradores de partículas que existen en
el Cern o Fermilab, por ejemplo. Todavía estamos lejos de poder replicar en la
Tierra las condiciones del interior del núcleo de estos objetos y estudiar la
materia en sus límites de altas densidades en presencia de altos campos
electromagnéticos.
Es en este marco que
cualquier indicio, directo o indirecto, de las características de la materia y
campos en condiciones extremas resulta interesante. Las estrellas de neutrones
ofrecen un sinfín de posibilidades. Veamos algunas de ellas en detalle.
La
ecuación de estado de la materia.
¿Cómo se comporta la materia a densidades extremas?
Por extremas entendemos las densidades mayores que las del interior de un
núcleo atómico, en torno a 1014 g/cm3, como las que
existen en el interior de las estrellas de neutrones. Esta simple cuestión es
una de las grandes preguntas de la Física actual. Cómo se relacionan la presión
y energía por unidad de volumen es importante en estos objetos y se denomina
ecuación de estado. De ella dependen las dimensiones, masa y estabilidad de la
materia que forma la estrella. Para describirla se usan las técnicas más
punteras en Física basadas en formalismos cuánticos y relativistas con la
dificultad añadida de que las densidades de la materia en el interior varían 14
órdenes de magnitud. No obstante, hoy en día se consigue una descripción
aceptable que nos permite entender ciertas características básicas de estos
objetos. Sin embargo, estamos lejos aún de entender con precisión cómo se
comporta el interior estelar y la composición y estado de la materia a
densidades de ¡hasta 2000 millones de toneladas por centímetro cúbico!
En este contexto, la
posible existencia de una transición de fase de materia de neutrones y protones
a otra donde los quarks que conforman éstos fueran liberados se vería reflejada
a través de la detección de una estrella de neutrones con radio mucho menor que
los de las conocidas. El descubrimiento
indirecto de esta posibilidad constituiría un hito científico y sería uno de los
estados más extremos en los que puede existir la materia. Misiones como NICER,
adosada en la Estación Espacial Internacional o satélites de rayos X [2] tratan
de desentrañar esta cuestión midiendo las masas y radios de las estrellas de
neutrones cada vez con mayor precisión.
De igual modo la
búsqueda de estrellas de neutrones cada vez más masivas (hasta hace unos años
no se había podido detectar estrellas con masas superiores a dos masas solares)
constituye una prueba de que el límite máximo de masa que soporta una estrella
sin colapsar no es conocido y por ende las presiones o densidades máximas que
soportaría el interior de tal estrella. La materia a las densidades referidas
se comporta de modo donde ya no es posible describirla de forma clásica,
resolviendo un problema donde las posiciones y velocidades de las partículas se
conocen de forma exacta (con precisión máxima), sino que el carácter cuántico
es inseparable de su naturaleza y propiedades y ello hace que debamos usar una
descripción llamada efectiva. Esto nos permite calcular las magnitudes físicas
de interés y resolver las ecuaciones dinámicas de forma simplificada. Así por
ejemplo el núcleo o parte interna de una estrella de neutrones está constituida
en gran parte por neutrones, bariones neutros (sin carga eléctrica) con
estructura de tres quarks en presencia de un mar de gluones, como si fuera un
medio pegajoso. Esta similitud con una muñeca matrioska, que guarda en su
interior más contenido, es la base de las teorías efectivas.
Aunque simplificada,
esta visión nos sirve para entender y describir el comportamiento de este tipo
de materia a la escala de distancias de varios femtómetros (10-15 m)
pero el Modelo Estándar de Física de partículas nos dice que no es adecuado
pensar en estos términos para distancias por debajo del femtómetro. Es decir,
es útil a cierto nivel de detalle, pero no es la descripción adecuada por
debajo de él.
Aspectos adicionales
de las propiedades de la materia a altas densidades son de interés en la
actualidad, a partir de recientes mediciones en rayos X del enfriamiento del
pulsar de Casiopea A se ha podido determinar que hay un rápido enfriamiento que
parece ser una fuerte indicación de estados superfluídos de la materia de
neutrones y protones (nucleones) a temperatura baja en el interior estelar.
Estos estados corresponden a agrupaciones, o más técnicamente, correlaciones entre
nucleones, que se comportan de un modo radicalmente diferente con respecto a su
estado individual original. Resta aún en este interesante campo de medida de temperaturas
en estos objetos entender el mecanismo de formación de anisotropías o por qué
las regiones polares aparentan ser más cálidas que las ecuatoriales. Esto,
según algunos cálculos exploratorios, podría deberse a que el transporte de
calor desde el interior a las regiones exteriores de la corteza de la estrella
depende de la dirección y sobre todo de la estructura de los campos magnéticos
en el interior de la estrella. Recordemos que en una explosión de supernova
donde se forman estos objetos colapsados el flujo de campo magnético debe
conservarse y esto lleva a que la estrella de neutrones que resta tras todo el
proceso tiene un valor de campo magnético muchos órdenes de magnitud superior
al de la estrella original.
Un
baile para dos: fusión de estrellas de neutrones.
La primera detección experimental de ondas
gravitatorias procedentes de la fusión de dos agujeros negros recibió el premio
Nobel de Física en 2017. Estos eventos ocurren en el Universo de forma muy poco
frecuente y la señal es tan débil que atraparla ha sido todo un hito
científico. De igual modo la fusión de dos estrellas de neutrones o estrella de
neutrones y agujero negro involucra la formación de objetos finales
hipermasivos mucho más pesados de lo que la materia es capaz de soportan sin
colapsar.
Durante los estadíos
finales de este violento baile para dos, que dura milésimas de segundo, donde
se generan intensas mareas gravitatorias ambos objetos se deforman, vibran con
frecuencias cada vez mayores y con separación decreciente hasta que finalmente
colapsan en uno solo cuyo destino es un agujero negro. Las características de
la señal de ondas gravitatorias medida nos informan de los valores de sus masas
y la ecuación de estado en el interior de éstas. He aquí otra posibilidad de
volver a deducir cómo se comporta la materia a altas densidades.
Fig.3 Ilustración
de la fusión de dos estrellas de neutrones.
Crédito: NASA/AEI/ZIB/M.
Koppitz and L. Rezzolla, Public domain, via Wikimedia Commons,
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/81/NS_binary_merger_simulation_148.tif
No solo se emiten
ondas gravitatorias en estos eventos. En otro hito científico en 2017 la
detección de la onda gravitatoria GW170817 fue acompañada por radiación
electromagnética en diversas bandas, incluyendo longitudes de onda visibles. La
forma de la curva de luminosidad medida por telescopios terrestres durante los
primeros días desde la fusión nos informa de los restos de la masa eyectada,
responsable de su fulgor, opacidad de la materia y la ecuación de estado
también [3]. Y no solo podemos extraer información de los límites de la materia,
sino que nos permiten testear de forma alternativa la robustez de valores de
parámetros en modelos cosmológicos actuales, tales como la constante de Hubble,
H0. También se espera poder detectar otras partículas, los neutrinos, emitidas
en las reacciones de decaimiento nucleares que tienen lugar en la materia
involucrada en las fusiones de estrellas de neutrones. De este modo, para un
mismo suceso cósmico tendremos diferentes ventanas de observación, y podremos
escudriñar más en los detalles íntimos y variados procesos que tienen lugar. Es
lo que recientemente se ha acuñado como física “multimensajero” donde diversos
tipos de partículas nos informan sobre distintas características de un mismo
evento.
Estrella
de neutrones: materia luminosa y oscura.
Otro de los intereses intrínsecos de estas estrellas
densas es la posibilidad de poder obtener algún indicio de la existencia de la
llamada “materia oscura” que, de acuerdo a una multitud de datos experimentales
de tipo cosmológico, nos indican que debe constituir la mayor fracción de
materia del Universo [4]. La posibilidad de que el interior de estos objetos pudiera
albergar materia oscura es objeto de estudio en la actualidad. Sin embargo, hay
una dificultad añadida y es que los candidatos o partículas, llámemosles X, que
podrían constituir la materia oscura no se han descubierto y buscarlos sin
conocer sus propiedades es algo de una gran dificultad. ¿Es un fermión como el
neutrón, es un bosón como el pión, es una partícula similar a un axión como los
que se buscan en nuestra estrella solar? ¿O es quizás algo radicalmente más
nuevo? De momento la respuesta está por llegar. Algunos modelos predicen que
pueden existir un corazón “oscuro” en el interior de las estrellas que en su exterior
son de materia ordinaria y que dependiendo de la masa y cuál sea su interacción
con la materia conocida podrían hacerla colapsar desde su interior formando un
agujero negro de pequeña masa. También se buscan, como se ha mencionado, otras
partículas de materia oscura a través de su decaimiento en estrellas u objetos
con campos electromagnéticos intensos. Uno de estos lugares es el Sol, pero
también se buscan en la magnetosfera de las estrellas de neutrones. En éstas
últimas los campos magnéticos pueden ser del orden de 1012 G y hasta
1000 veces mayor (gigantesco en comparación con los 0.5 G del campo terrestre
cuya orientación marca una brújula) y catalizar que estas partículas decaigan
en radiación. De este modo, cualquier pequeña variación respecto a los
mecanismos de emisión de luz de estos objetos podrían ser indicios de esta nueva
Física.
Pruebas
de campos gravitatorios intensos.
Las estrellas de neutrones pueden constituir pruebas
de precisión de la forma que adopta la fuerza gravitatoria [5]. Vamos a
comentar cómo por medio de dos ejemplos. Supongamos que un púlsar emite su
regular y característica señal electromagnética a medida que orbita un agujero
negro. Según se acerca a él, hasta sufrir el colapso final el pulsar sufrirá
precesión y nutación (como los de una peonza cuyo eje de rotación describe un
círculo y tiene cierto bamboleo) inducidos con el acoplo de la rotación del
pulsar y la del movimiento en la órbita del sistema binario. Es decir, el
pulsar irá emitiendo señales que se verán modificadas por efecto de la fuerte
gravedad que atrae a dicho objeto. Midiendo con precisión la rotación del
pulsar se puede determinar la tasa de rotación del agujero negro central masivo
en galaxias, como la nuestra. Por tanto, la medición de las señales de púlsares
constituye una alternativa a los métodos actuales para la determinación de
rotación de agujeros negros, tales como espectroscopía de rayos X.
En el futuro se podrá
medir las frecuencias emitidas por púlsares con una precisión muy alta (<
100 nanosegundos, 1ns=10-9s), muy sensibles a las pequeñas
perturbaciones espacio-temporales de las ondas gravitatorias. Esto permitirá
medir ondas gravitatorias a frecuencias de 10-9Hz, complementando
así las observaciones a frecuencias más altas hechas con los experimentos
LIGO-Virgo-Kagra (~100 Hz) y las del futuro satélite espacial LISA (~10-3Hz)
propuesto por la Agencia Espacial Europea. Misiones como SKA, en la Tierra,
responderá preguntas cruciales acerca de la existencia, naturaleza y
composición del fondo de ondas gravitatorias predicho por la teoría de la
Gravedad de Einstein.
Los anteriores
ejemplos constituyen solo una parte de todo el potencial que nos ofrece el
estudio de las estrellas de neutrones para escudriñar los horizontes de la
Física actual. Estos fascinantes objetos permanecen en nuestro Universo desde
casi sus albores y continuarán después de que nuestro planeta Tierra sea
engullido por el Sol en su fase de gigante roja. Mientras tanto podremos
disfrutar de esta edad dorada para su estudio, aprovechando todo lo que nos
tienen que ofrecer y dejando, una vez más, que nos guíen como faros en la
eterna noche cósmica en la búsqueda de nuestra propia construcción del
conocimiento natural.
Notas:
1 Nota de los coordinadores ( https://es.wikipedia.org/wiki/Jocelyn_Bell_Burnell ): El artículo que anunciaba el descubrimiento de
los púlsares, tenía cinco autores. El supervisor de tesis de Bell, Antony
Hewish, figuraba primero, Bell segundo; Hewish recibió el Premio Nobel de
1974, junto con el astrónomo Martin Ryle. Muchos astrónomos prominentes
criticaron la omisión de Bell, incluido Sir Fred Hoyle. En 1977, Jocelyn Bell
Burnell restó importancia a esta controversia, diciendo: "Creo que
degradaría los Premios Nobel si se otorgan a estudiantes de investigación,
excepto en casos muy excepcionales, y no creo que este sea uno de ellos".
[1] Neutron Stars and Pulsars, W. Becker (Ed.), Astrophysics and
Space Science Library Series, volume 357, Springer-Verlag, Berlin, Heidelberg,
2009,doi: 10.1007/978-3-540-76965-1
[2] A. De Angelis, V. Tatischeff, I.A. Grenier et al., Science with
e-ASTROGAM (A space mission for MeV-GeV gamma-ray astrophysics). J. High
EnergyAstrophys.19, 1, (2018), https://doi.org/10.1016/j.jheap.2018.07.001
[3] A. Bauswein, S. Goriely, H. T. Janka, Systematics of Dynamical
Mass Ejection, Nucleosynthesis, and Radioactively Powered Electromagnetic
Signals from Neutron-star Mergers, Astrophysical Journal 773, 78 (2013), https://doi.org/10.1088/0004-637X/773/1/78
[4] G. Bertone, T. M. P. Tait, A new era in the search for dark matter,
Nature 562, 51 (2018), https://doi.org/10.1038/s41586-018-0542-z
[5] Paul D. Lasky, Gravitational Waves from Neutron Stars: A Review,
Publications of the Astronomical Society of Australia,32, (2015) , e034 https://doi.org/10.1017/pasa.2015.35
Doctora en Física
Teórica.
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