Hay muy pocos objetos en el universo con la capacidad de disputar a los agujeros negros la atracción que ejercen sobre las personas que adoramos la cosmología. Las estrellas de neutrones son uno de ellos. La astrofísica se ha desarrollado lo suficiente para ser capaz de entregarnos información muy valiosa acerca de ellas, pero los cosmólogos todavía no han conseguido entender bien los mecanismos que desencadenan su formación y rigen su comportamiento.
Afortunadamente tenemos razones bien fundadas para mirar hacia delante con optimismo. Y una de ellas se la debemos a un grupo de investigadores del Laboratorio Nacional Oak Ridge, en Estados Unidos, liderado por la astrofísica Kelly A. Chipps. En el artículo que acaban de publicar estos científicos en Physical Review Letters explican con todo lujo de detalles en qué ha consistido el experimento que les ha permitido recrear en su laboratorio algo fascinante: uno de los ingredientes de la interacción en la que una estrella de neutrones devora una parte de la masa de una estrella.
Unas pinceladas acerca de las estrellas de neutrones para ir abriendo boca
Antes de seguir adelante e indagar en el trabajo de estos investigadores nos interesa detenernos un momento para repasar qué es una estrella de neutrones y qué las hace tan especiales. Este conocimiento nos ayudará a entender un poco mejor la relevancia que tiene el trabajo de estos científicos. Si ya conocéis con cierto detalle estos conceptos quizá podáis saltar directamente a la última sección de este artículo. De lo contrario os animo a que dediquéis unos minutos a la lectura de los siguientes párrafos. Vamos allá.
Las estrellas se forman como resultado de la acción de la gravedad sobre algunas nubes densas de gas y polvo diseminadas por el medio estelar. Cuando la condensación de materia rebasa un determinado umbral se inicia la formación de una protoestrella que es capaz de obtener su energía de la contracción gravitacional.
Aproximadamente el 70% de la masa de las estrellas es hidrógeno, entre el 24 y el 26% es helio, y el 4 al 6% restante es una combinación de elementos químicos más pesados que el helio. La vida de cada estrella está condicionada por su composición inicial, pero, sobre todo, está profundamente influenciada por su masa, que no es otra cosa que la cantidad de materia que la gravedad es capaz de reunir y condensar en una porción del espacio.
La presión de radiación y de los gases es necesaria para contrarrestar la contracción gravitacional y mantener la estrella en equilibrio hidrostático
Una vez que la protoestrella ha acumulado suficiente masa la contracción gravitacional somete su núcleo a la presión necesaria para encender el horno nuclear. Este es el instante en el que empiezan a producirse las reacciones de fusión nuclear que van a permitir a la estrella fusionar en primer lugar los núcleos de hidrógeno para producir nuevos núcleos de helio. La energía liberada por estas reacciones se manifiesta bajo la forma de la presión de radiación y de los gases que es necesaria para contrarrestar la contracción gravitacional y mantener la estrella en equilibrio hidrostático.
Este mecanismo explica por qué las estrellas se mantienen durante la mayor parte de su vida en equilibrio, aunque, eso sí, se están reajustando constantemente a medida que las reacciones de fusión desencadenan la producción de todos los elementos químicos de la tabla periódica hasta llegar al hierro, del que no es posible obtener energía mediante fusión nuclear. Durante este proceso adquieren una constitución en estratos similar a una cebolla, de manera que cada una de esas capas está mayoritariamente constituida por un elemento químico.
Cuando el núcleo de la estrella queda constituido mayoritariamente por hierro y cesa la producción de energía, la presión de radiación y de los gases no es suficiente para contrarrestar la contracción gravitacional, por lo que el núcleo de hierro se contrae súbitamente bajo la enorme presión que ejercen sobre él todas las capas de material que tiene por encima. La estrella ha perdido el equilibrio. En este instante toda esa materia pierde el soporte que ejercía el núcleo, que ahora es mucho más compacto, y cae sobre él con una velocidad enorme.
Un fragmento de un centímetro cúbico de una estrella de neutrones pesa aproximadamente mil millones de toneladas. La materia degenerada que la constituye ya no está formada por protones, neutrones y electrones, como la materia ordinaria.
Cuando todo ese material de la estrella toca la superficie del núcleo se produce un efecto rebote que provoca que salga despedido con una energía descomunal hacia el medio estelar, quedando diseminado. Acaba de producirse una supernova. Algunas de ellas son tan energéticas que durante unos pocos segundos emiten más luz que toda la galaxia que las contiene. No obstante, el núcleo de hierro no sale indemne de este proceso.
Estos procesos desencadenan un mecanismo de naturaleza cuántica que conlleva cambios muy importantes en la estructura de la materia
La enorme presión a la que es sometido provoca cambios muy importantes en su estructura, por lo que deja de estar conformado por materia ordinaria, con sus protones, neutrones y electrones, y pasa a estar compuesto por lo que los astrofísicos llaman materia degenerada. Si el objeto que queda después de que la estrella haya expulsado hacia el medio estelar sus capas externas bajo la forma de una supernova tiene más de 1,44 masas solares, un valor conocido como límite de Chandrasekhar en honor del astrofísico indio que lo calculó, el remanente estelar colapsará una vez más para dar lugar a una estrella de neutrones.
Unos instantes antes de que se produzca la supernova el núcleo de hierro de nuestra estrella masiva se ve sometido a la enorme presión de las capas superiores de material, y también a la acción incesante de la contracción gravitacional. Estos procesos desencadenan un mecanismo de naturaleza cuántica que conlleva cambios muy importantes en la estructura de la materia, provocando que el hierro del núcleo estelar, que está sometido a una temperatura muy alta, se fotodesintegre bajo la acción de los fotones de alta energía, que constituyen una forma de transferencia de energía conocida como radiación gamma.
Estos fotones de altísima energía consiguen desintegrar el hierro y el helio acumulados en el núcleo de la estrella, dando lugar a la producción de partículas alfa, que son núcleos de helio que carecen de su envoltura de electrones, y que, por tanto, tienen carga eléctrica positiva, y neutrones. Además tiene lugar un mecanismo conocido como captura beta en el que no vamos a indagar para no complicar excesivamente el artículo. Lo importante es que sepamos que provoca que los electrones de los átomos de hierro interaccionen con los protones del núcleo, neutralizando su carga positiva y dando lugar a la producción de más neutrones.
Durante este proceso la materia inicial, que estaba constituida por protones, neutrones y electrones, pasa a estar conformada únicamente por neutrones porque, como acabamos de ver, los electrones y los protones han interaccionado mediante captura electrónica para dar lugar a más neutrones. A partir de ese momento la estrella ya no está constituida por materia ordinaria; se ha transformado en una especie de enorme cristal conformado solo por neutrones.
No obstante, una vez que la estrella ha alcanzado este estado podemos preguntarnos qué mecanismo permite que esa bola de neutrones consiga soportar y contrarrestar la presión ejercida por la infatigable contracción gravitacional. El fenómeno responsable de mantener la estrella de neutrones en equilibrio es el principio de exclusión de Pauli, un efecto de naturaleza cuántica en el que no es necesario que nos sumerjamos a fondo para evitar complicar mucho más el artículo.
El fenómeno responsable de mantener la estrella de neutrones en equilibrio es el principio de exclusión de Pauli
Muy a grandes rasgos este principio, que fue enunciado por el físico austríaco Wolfgang Ernst Pauli en 1925, establece que dos fermiones de un mismo sistema cuántico no pueden permanecer en el mismo estado cuántico. Los quarks, que son las partículas elementales que constituyen los protones y los neutrones del núcleo atómico, son fermiones. Y los electrones, también. Para aproximar de una forma sencilla qué significa que dos fermiones no puedan adquirir el mismo estado cuántico y entender de dónde procede el equilibrio de las estrellas de neutrones podemos intuir que la imposibilidad de que dos neutrones ocupen el mismo lugar genera la presión necesaria para mantener la estrella en equilibrio.
Y esto nos lleva a la que sin duda es la característica más sorprendente de las estrellas de neutrones: su densidad. El radio medio de uno de estos objetos es de aproximadamente diez kilómetros, pero su masa es enorme. Comparadas, por ejemplo, con las estrellas que se encuentran en la secuencia principal, o, incluso, con las enanas blancas, las estrellas de neutrones son muy pequeñas, y acumular tanta masa en tan poco espacio provoca que un fragmento de un centímetro cúbico de una estrella de neutrones pese aproximadamente mil millones de toneladas. Es asombroso que un pedacito de materia similar a un terrón de azúcar pueda tener un peso tan monstruoso.
Entender estas estrellas nos ayuda a comprender la naturaleza de la materia
El repaso que acabamos de hacer nos va a ayudar a entender un poco mejor en qué ha consistido el experimento que han llevado a cabo los científicos del Laboratorio Nacional Oak Ridge. Para la astrofísica Kelly A. Chipps "las estrellas de neutrones son fascinantes tanto desde el punto de vista de la física nuclear como de la astrofísica. Una comprensión más profunda de su dinámica puede resultar valiosa para revelar la receta cósmica de los elementos químicos que lo constituyen todo, desde las personas hasta los planetas". Este es, en definitiva, el propósito de su investigación.
Chipps y su equipo utilizan JENSA (Jet Experiments in Nuclear Structure and Astrophysics Gas Jet Target), un equipo de experimentación muy sofisticado que ha sido cedido por el Departamento de Energía de Estados Unidos a la Universidad de Michigan. No es necesario que indaguemos en el funcionamiento de este dispositivo, pero nos interesa saber que estos técnicos utilizan en su experimento gas helio de altísima densidad. Y lo hacen con un propósito ambicioso: reproducir unas reacciones nucleares muy similares a las que tienen lugar en la superficie de las estrellas de neutrones que se encuentran cerca de una segunda estrella que está recorriendo su secuencia principal.
Esto significa, sencillamente, que durante este periodo esta segunda estrella obtiene su energía de la fusión de los núcleos de hidrógeno. El tirón gravitacional de la estrella de neutrones que se encuentra próxima provoca que esta última vaya perdiendo masa, de manera que el hidrógeno y el helio que la estrella de neutrones "roba" a la estrella adyacente interaccionan con la materia degenerada alojada en su superficie para desencadenar una serie de reacciones nucleares que producen nuevos elementos químicos. Este proceso natural es extremadamente violento debido a la gran cantidad de energía que está involucrada, pero también es apasionante. Y sorprendente.
El equipo JENSA ha permitido a la doctora Chipps y su equipo recrear en su laboratorio una de las reacciones nucleares que tienen lugar en las condiciones que acabamos de describir en la superficie de las estrellas de neutrones. Ni más ni menos. La razón por la que este experimento es tan valioso es que está ayudando a estos investigadores a entender mejor la dinámica de las estrellas de neutrones, los procesos involucrados en la nucleosíntesis estelar responsable de la creación de los elementos químicos, y, en definitiva, la naturaleza de la materia. Quién sabe qué nuevo conocimiento nos entregará este experimento tan apasionante en el futuro.
Imágenes: Xataka con Midjourney | NASA | NASA Goddard Space Flight Center | NASA/JPL-Caltech
Más información: Physical Review Letters
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