Estrellas de neutrones con sobrepeso

Todo el mundo sabe cómo acumulamos peso los humanos, comiendo demasiado y haciendo poco ejercicio. Sin embargo nadie sabe la razón por la que un puñado de estrellas de neutrones han acabado siendo más pesadas que el resto.

Al igual que muchos de nosotros, las estrellas de neutrones acumulan más kilos de los que debieran. Todo el mundo sabe cómo acumulamos peso los humanos, comiendo demasiado y haciendo poco ejercicio. Sin embargo nadie sabe la razón por la que un puñado de estrellas de neutrones han acabado siendo más pesadas que el resto, por lo que el aparente descubrimiento de dos nuevos casos ha dejado pensativos a los astrónomos en la última reunión de la American Astronomical Society en Austin, Texas.

Una estrella de neutrones es el núcleo que queda de una estrella que al inicio de su vida tenía una masa intermedia - entre 8 y 30 veces la de nuestro Sol-. Este tipo de estrellas, a medida que evolucionan van fundiendo los núcleos atómicos ligeros en otros cada vez más pesados. En un momento dado se empieza a formar un núcleo de hierro en el centro de la estrella. Bajo la increíble presión de las capas que envuelven el núcleo, este se va comprimiendo haciendo que los electrones de sus átomos se agrupen tanto como permiten las leyes de la mecánica cuántica –un estado denominado degeneración de electrones-. Si el núcleo alcanza el así llamado límite de Chandrasekhar, es decir, 1.44 veces la masa del Sol, ni siquiera la degeneración de electrones puede sostenerlo. De forma súbita el núcleo se colapsa, los protones se unen a los electrones formando neutrones lo que produce una repentina liberación de energía que proyecta el resto de la estrella en una tremenda explosión denominada supernova. Lo que queda de esta explosión en una estrella de neutrones de unos 8-16 kilómetros de ancho, sostenida ahora por la degeneración de electrones, rodeada de una brillante nube de filamentos gaseosos.

Todo esto es la teoría. Esta teoría explica porqué casi todas las estrellas de neutrones descubiertas hasta ahora tienen una masa inferior a 1,4 veces la masa del Sol. También explica porqué los astrónomos están intrigados con lo que Paolo Freire y sus colaboradores del Observatorio de Arecibo, creen haber descubierto en el cúmulo globular M 5 en la constelación se Serpens y en el NGC 6440 en la de Sagitario: Estrellas de neutrones con masas de 1,9 y 2,7 veces la del Sol respectivamente.

Los objetos en cuestión son un tipo particular de pulsar denominado pulsar milisegundo. Son estrellas de neutrones con intensos campos magnéticos que giran sobre sí mismas cientos de veces por segundo arrojando, con cada giro chorros de partículas y radiación que alcanzan la Tierra. Estos objetos forman parte de sistemas binarios. Las estrellas de neutrones ordinarias giran sólo unas pocas veces por segundo, pero las agrupadas en sistemas binarios pueden alcanzar velocidades de giro mucho mayores, acumulando las inercias de masa y velocidad angular de sus compañeras. Los cúmulos globulares son lugares en los que es fácil encontrar este tipo de pulsars, ya que la alta densidad de estrellas hace posible la abundancia de sistemas estelares múltiples.

M 5 es el más convincente de los dos descubiertos. Utilizando el radiotelescopio gigante de Arecibo, Freire y su colaboradores han observado sus pulsos durante un periodo de 18 años, lo que ha llevado a una detallada caracterización del sistema binario del que se derivan unas masas respecto a nuestro Sol de 1.94 ± 0.18 para el pulsar y de 0.16 ± 0.10 para su compañera. Incluso han detectado la pequeña deriva del eje orbital que predice la Teoría General de la Relatividad de Einstein. El pulsar situado en NGC 6440 fue detectado el año pasado, por lo que aún pasará algún tiempo antes de que el equipo de Freire pueda tomar los datos suficientes para afirmar con seguridad que tiene más masa que el pulsar de M 5, aunque eso es lo que suponen basándose en las observaciones que han realizado hasta la fecha.

Nuestra comprensión del interior de las estrellas de neutrones está aun en pañales. “Nadie sabe realmente cómo se comporta la materia en las profundidades de estos objetos”, afirma Freire. Los modelos que utilizan los astrónomos deberán ser modificados para permitir masas tan grandes como las de M 5 B, de manera que se pueda tratar la materia de una estrella de neutrones como más dura o difícil de comprimir de lo que los teóricos esperaban.

La existencia de estrellas de neutrones con tanta masa pone en duda que su materia interior no sea comprimida hasta formar un conjunto continuo de quarks en lugar de un conjunto discreto de neutrones, compuesto cada uno de ellos por tres quarks enlazados en un paquete individual. Los físicos creen que un mar de quarks libres indiferenciados será más fácil de comprimir que un mar de neutrones.

Por otro lado, también está la cuestión del origen de la masa extra. Quizás, tras la explosión de la supernova una parte de la materia flotante vuelve a caer sobre la estrella de neutrones. O quizás hay un mecanismo que aun no hemos encontrado mediante el cual se pueden formar estrellas de neutrones por encima del límite de Chandrasekhar. Si ese fuera el caso, las estrellas de neutrones pueden ser más frecuentes de lo que se había pensado, y por extensión, puede que sea necesaria más masa de lo que pensábamos para vencer la degeneración de neutrones y producir un agujero negro.