LAS ESTRELLAS DE NEUTRONES

La idea de Universo ha sufrido profundos cambios desde la Antigüedad hasta nuestros días. En la Grecia clásica ya se produjo una clara división de opiniones entre los filósofos: unos propugnaban la existencia de un Universo construido en torno a la Tierra, donde todos los cuerpos celestes giraban constreñidos en sucesivas esferas concéntricas alrededor de nuestro planeta; otros, en cambio, con una visión más amplia, se resistían a considerar la Tierra como el Centro del Universo y, simplemente, le otorgaban un lugar entre los numerosos planetas y estrellas que formaban parte del mismo.

Quizás la soberbia de la raza humana o tal vez la influencia de erróneas interpretaciones de los textos bíblicos desnivelaron la balanza en favor de la teoría geocéntrica durante más de quince siglos. A finales de la Edad Media, el polaco Nicolás Copérnico en
primer lugar y, posteriormente, pero con mayor fuerza, el italiano Galileo Galilei, propusieron una ruptura radical con los antiguos conceptos y abogaron por una estructura heliocéntrica de nuestro universo conocido, en la que los planetas giran en torno al Sol [imagen superior derecha], el cual es sólo una más del ingente número de estrellas observables.

Es evidente que la Ciencia moderna ha corroborado por completo esta última idea gracias al desarrollo de los potentes telescopios de reflexión y refracción, que han culminado con el telescopio espacial Hubble, unidos a sofisticados sistemas de análisis espectroscópicos de la luz y de las radiaciones que alcanzan nuestro planeta procedentes del espacio exterior. Pero, de vez en cuando, este Universo, que los antiguos creían inmutable, sorprende a los científicos. En estas observaciones, unos de los últimos hallazgos han sido las estrellas de neutrones.

Una estrella está compuesta de un gas incandescente, constituido en su mayor parte por una mezcla de hidrógeno y helio, que mantiene su luminosidad y sus elevadas temperaturas gracias a reacciones de fusión nuclear en las que cuatro átomos de hidrógeno se reúnen para dar lugar a un átomo de helio, con un gran desprendimiento de energía. De este modo, la temperatura en el núcleo de una estrella puede alcanzar millones de grados, disminuyendo hasta varios miles en su superficie.

La vida de una estrella es enorme, de varios miles de millones de años, y pasa por diferentes estadios mientras va agotando sus colosales reservas de hidrógeno. En todo momento se producen dos acciones opuestas: por un lado existe la tendencia de la estrella a colapsarse, debido al intenso campo gravitatorio creado por la gran cantidad de masa que posee, y por otro, actúa una fuerza desintegradora causada por el calor que fluye de su interior y que le comunica una enorme energía cinética a las moléculas gaseosas. Este equilibrio, aparentemente precario, es muy estable; aunque llega un momento en la vida de la estrella en el que la presencia de hidrógeno fusionable es insuficiente y la acción gravitatoria vence a la desintegradora: la estrella se colapsa. En dicho proceso, su radio puede contraerse desde varias decenas de miles hasta unos pocos kilómetros.

Si la masa original de la estrella oscila entre 1,4 y 3,2 veces la de nuestro Sol, aproximadamente, el colapso se interrumpe y se forma una estrella de neutrones. Cuando la masa inicial se encuentra fuera de los límites mencionados, el proceso de contracción continúa hasta la explosión de la estrella, convirtiéndose en una supernova, o hasta la formación de un agujero negro.

Estrella supernova formada en 1999

Así explican los astrónomos la formación de los neutrones: durante la contracción de la estrella, los electrones corticales van acercándose paulatinamente a sus respectivos núcleos hasta que al fin son capturados por los protones, neutralizando sus cargas y constituyendo un neutrón por cada pareja protón-electrón. Esto aclara la enorme disminución del volumen de la estrella en esta fase de su evolución. Sin embargo, hay otra característica de las estrellas de neutrones mucho más significativa: la emisión de ondas electromagnéticas de bajas frecuencias, radio ondas, a intervalos de tiempos cortos y regulares, de pocos segundos. Dichas radiaciones o pulsos sólo pueden ser producidas por cuerpos de una enorme masa, de muy pequeño volumen y que giren a una gran velocidad y son, por consiguiente, una prueba objetiva de su existencia. Debido a estas emisiones también se designa a las estrellas de neutrones con el término “pulsar”, abreviatura inglesa de “pulsating star” o estrella pulsante.

Agujero negro (representación virtual)