¿Qué es una Estrella de Neutrones? – Una explicación sencilla

    Una estrella nace vive y muere. Una estrella con una masa superior a 1.4 veces la masa de Sol, después de su colapso mortuorio queda en ella un núcleo residual cuya materia adopta un nuevo estado: el de una estrella de neutrones. Corría el año 1933, los astrofísicos Frits Zwicky y Walter Baade, e independientemente el físico ruso Lev Landau, postularon teóricamente la existencia de objetos de este tipo, la cual ha sido comprobada en la actualidad con evidencias claras.

¿ Qué es una estrella de neutrones?

Las estrella que son clasificadas como gigantes rojas, en sus últimas etapas, experimentan una pérdida de masa en su superficie. En la etapa en que han agotado  incluso el Helio en sus núcleos las estrellas contraen su región central y arrojan al espacio sus “cáscaras” más externas, transformándose en nebulosas planetarias. Una nebulosa planetaria irá dejando ver el núcleo de una estrella inicialmente muy caliente, y que se irá enfriando para dar origen a un tipo extraño de estrellas que se conoce como enana blanca. Su tamaño es como la tierra, de unos 10 mil kilómetros de diámetro, unas cien veces menor que el Sol. Sin embargo, contiene una masa muy parecida a la del Sol (lo que pierde en la fase de gigante roja y como nebulosa planetaria es un pequeño porcentaje de la masa original). Por lo tanto, la densidad de una enana blanca es aproximadamente una tonelada por centímetro cúbico.

Cuando se está señalando una estimación de densidad para enanas blancas de aproximadamente una tonelada por centímetro cúbico, se está definiendo para ellas una estructura física sorprendente y fuera de lo común. La materia en las enanas blancas  se encuentra tan comprimida que los átomos han perdido ya todos sus electrones y estos forman un mar de electrones libres que se mueven dentro de los núcleos. El Sol morirá como una enana blanca y se quedará como una esfera de unos 10.000 kilómetros de diámetro y totalmente frío.

El Sol pese a estar en su edad media quemará todo su Hidrógeno hasta convertirlo en Helio, el cual también podrá quemar gracias a la masa que mantendrá y lo convertirá en Carbono; ello nada lo evitará. Entonces, ahí se transformará en una estrella enana blanca fría. Lo que frena el colapso gravitatorio de las enanas blancas es la presión de Fermi de los electrones. Ello se caracteriza porque los electrones que giran alrededor de un átomo tratan de mantener su  órbita, impidiendo que otro electrón entre en ella, por lo cual “ oponen resistencia”. Esa es la presión que finalmente sostiene a la estrella y que impide que colapse producto de la gravedad.

Ahora bien, si la estrella comporta una masa superior a 1.4 veces la masa del Sol, entonces esa estrella conlleva una gravedad lo bastante fuerte como para que los electrones se compriman hasta desplomarse sobre los protones (partículas que se hallan en el núcleo atómico), y los convierte en neutrones (otra partícula constituyente del núcleo), produciéndose una catástrofe en la estrella que se queda sin su fuente de sustentación mecánica. La estrella se neutroniza, se transforma en un gas de neutrones. Disminuye su tamaño considerablemente y cuando tiene un radio de tan solo unos 10 kilómetros el gas de neutrones logra soportar a la estrella. Los neutrones al igual que los electrones, obedecen al principio de exclusión de Pauli; no se pueden poner dos neutrones en el mismo estado uno encima del otro. Lo que compensa la fuerza gravitatoria y estabiliza la estrella de neutrones es la presión neutrónica de Fermi resultante.

Las estrellas de neutrones no son objetos ordinarios, y sus propiedades desafían la imaginación. El término de “ estrella “ no es el más preciso para otorgarles su clasificación, dado que las características que se les ha podido distinguir las difiere substancialmente de las estrellas de rango común, también conocidas como estrellas de la secuencia principal (como nuestro Sol). Un centímetro cúbico de una estrella de neutrones pesa unos 1000 millones de toneladas. Son esferas con un diámetro  de unos doce kilómetros, es decir, el tamaño de una ciudad. Pero es difícil que puedan tener alguna atracción para ser visitadas. Son lugares que es preferible evitar.

Los modelos de estrellas de neutrones que se han logrado construir utilizando las leyes de partículas elementales, establecen para este tipo de objetos una corteza de hierro muy liso con un espesor de aproximadamente de un metro. En la corteza o caparazón puede haber pequeños montículos con menos de un milímetro de altura. Sin embargo, para que algo pueda subir desde la parte lisa hasta la “cima”  de esos montículos haría falta la energía que consume en un año una gran ciudad de la tierra, debido a que la gravedad que se genera es enorme. Prácticamente todo el interior de una estrella de neutrones, por debajo de la corteza, lo forman núcleos y partículas atómicas fuertemente comprimidos hasta alcanzar la densidad de la materia en los núcleos atómicos para formar un “cristal“ sólido de  materia nucleica.

Pero también se ha llegado a sospechar, a raíz de las diferentes experimentaciones en laboratorios  de modelos de estrellas de neutrones, que a unos cuantos kilómetros debajo de la superficie, la materia adquiere una propiedad que la hace superconductora, es decir, conduce la electricidad sin resistencia. Si es así, con ello, en consecuencia, en el interior de las estrellas de neutrones pueden circular sin pérdida alguna corrientes eléctricas inmensas, corrientes que producen campos magnéticos inmensos, que desempeñan, como veremos en otro post, un papel importante en la generación de esas pulsaciones que vienen a ser el rango más común de identificación de la estrella de neutrones. De aquí también su nombre de Púlsares.

También se han propugnado ideas de que en el centro de las estrellas de neutrones estaría constituido por piones (otra clase de partículas) en un estado condensado, lo que implica un nuevo estado de la materia. Los piones son partículas subnucleares detectadas en los laboratorios de aceleración de partículas y pueden concebirse como “la cola” que mantiene pegado el núcleo atómico. En condiciones extremas como las que se dan en el núcleo de una estrella de neutrones, los piones se condensan formando una especie de gas capaz de sostener el gran peso que se genera hacia el interior de la estrella. Otra de las ideas que se han barajado para la estructura del núcleo de una estrella de neutrones es la de que éste estaría formado por elementos quárquicos, es decir, lo que constituye a las partículas nucleares. No existe todavía ningún tipo de evidencia consistente como para saber de qué está constituido el núcleo de este tipo de objetos estelares.

De lo que sí hay certeza es de la existencia de las estrellas de neutrones desde que en 1967 Jocelyn Bell-Burnell descubrió la primera estrella de neutrones.