Estrella de neutrones: definición, características, púlsares y magnetares
Estrella de neutrones: qué son, características, densidad extrema y campos magnéticos, formación tras supernova, y explicación clara de púlsares y magnetares.
Una estrella de neutrones es una estrella extremadamente compacta y densa, formada casi en su totalidad por neutrones. Tras el colapso del núcleo de una estrella masiva en una supernova, queda este remanente compacto: típicamente tiene un radio de unos 11–11,5 kilómetros y una masa es del orden de 1,4 a ~2 veces la del Sol. Son, por tanto, las estrellas más pequeñas y densas conocidas en el Universo.
Formación y estructura interna
Una estrella de neutrones nace cuando el núcleo de una estrella masiva (más de ~8 masas solares) se desploma al agotar su combustible nuclear. Bajo la enorme presión, los electrones y protones se combinan por captura electrónica, formando neutrones y liberando neutrinos. El resultado es una estrella compacta con capas diferenciadas:
- Corteza exterior: iones y electrones en un sólido cristalino.
- Corteza interna: núcleos muy neutrinificados y un mar de neutrones libres.
- Núcleo: materia a densidades nucleares o superiores; podría contener neutrones superfluídos, protones, leptones y, posiblemente, exóticas formas de materia (hiperones, condensados de piones/kaones o quarks libres), aunque la ecuación de estado exacta permanece incierta.
Propiedades físicas destacadas
La densidad media de una estrella de neutrones es comparable a la del núcleo de un átomo: del orden de 1017–1018 kg·m−3 (densidad nuclear). Para hacerse una idea, si comprimimos toda la masa de nuestro sol (que tiene un diámetro de 1.392.000 kilómetros) hasta un tamaño que encaje en una bola de 19 kilómetros de diámetro, obtendríamos una densidad similar. Otra forma de visualizarlo: una cucharadita de materia de estrella de neutrones pesaría alrededor de 6.000 millones de toneladas (≈6×1012 kg).
El campo gravitatorio en la superficie es inmenso, aproximadamente 2×1011 veces mayor que en la Tierra, con curvatura del espacio-tempo lo suficientemente fuerte como para hacer relevantes los efectos de la relatividad general en su entorno.
Las campos magnéticos de las estrellas de neutrones son extraordinarios: van desde ≈108 hasta ≈1015 veces el campo de la Tierra. La intensidad concreta influye en su emisión electromagnética y en fenómenos explosivos en la superficie.
Rotación y tipos
Las estrellas de neutrones son objetos que suelen rotar muy rápido: sus periodos de rotación oscilan entre milisegundos (≈0,001 s) y varios segundos (hasta ≈30 s). Según su comportamiento observacional se clasifican, entre otros, como:
- los púlsares: estrellas de neutrones con eje magnético desalineado respecto al eje de rotación. Emiten haces de radiación electromagnética que, al barrer la Tierra, producen pulsos regulares (modelo del faro). El análisis del tiempo de llegada de esos pulsos permite pruebas muy precisas de física fundamental.
- magnetares: estrellas de neutrones con campos magnéticos excepcionales (≈1014–1015 G). Asociados a brotes de rayos X y gamma, fallas en la corteza y emisiones persistentes de alta energía.
- púlsares binarios: estrellas de neutrones en sistemas binarios que pueden estar accreando materia desde una estrella compañera; en estos casos la interacción produce emisión en rayos X y puede acelerar la rotación de la estrella (recycled millisecond pulsars).
Temperatura y observación
Una estrella de neutrones recién formada puede alcanzar temperaturas internas de hasta 1011–1012 K, pero enfría rápidamente por emisión neutrínica. Las estrellas de neutrones observables suelen presentar una temperatura supera los 600.000 grados en la superficie (≈600.000 K), detectada principalmente en rayos X y en parte en ultravioleta. Dependiendo de su edad, rotación y campo magnético, las observaciones se realizan en radio, rayos X, rayos gamma e, en colisiones de binarios, mediante ondas gravitacionales (p. ej. el evento GW170817 y la kilonova asociada).
Fenómenos asociados e importancia científica
- Emisión periódica y frenado: los púlsares pierden energía rotacional por emisión electromagnética y viento de partículas; su periodo aumenta lentamente (spin-down).
- Fusiones de estrellas de neutrones: producen ondas gravitacionales, enriquecen el espacio con elementos pesados (r-proceso) y generan emisiones electromagnéticas transitorias (kilonovae).
- Laboratorio extremo: las estrellas de neutrones permiten estudiar la materia en condiciones de densidad y campo magnético imposibles de reproducir en la Tierra y son bancos de pruebas para la relatividad general y la física de partículas.
Curiosidades
- Si comprimieras la masa del Sol hasta unos 19 km de diámetro, obtendrías una densidad comparable a la de una estrella de neutrones.
- Una cucharadita de su materia pesaría miles de millones de toneladas (≈6.000 millones de toneladas), como se ha dicho más arriba.
En resumen, las estrellas de neutrones son restos compactos de estrellas masivas que concentran masa estelar en un tamaño planetario, con propiedades extremas —densidad nuclear, gravedad y campos magnéticos intensísimos— y que ofrecen claves fundamentales para comprender el comportamiento de la materia bajo condiciones extremas y la física relativista.
La radiación del púlsar PSR B1509-58, una estrella de neutrones que gira rápidamente, hace que el gas cercano brille en rayos X (dorado, de Chandra) e ilumina el resto de la nebulosa, aquí vista en infrarrojo (azul y rojo, de WISE)
Un modelo que muestra cómo sería una estrella de neutrones por dentro
Historia
En 1934, Walter Baade y Fritz Zwicky propusieron la existencia de estrellas de neutrones, sólo un año después del descubrimiento del neutrón por James Chadwick.
Buscando el origen de una supernova, sugirieron que en las explosiones de supernovas las estrellas ordinarias se convierten en estrellas formadas por neutrones extremadamente apretados, a las que llamaron estrellas de neutrones. Baade y Zwicky sugirieron que la liberación de la energía de enlace gravitacional de las estrellas de neutrones impulsa la supernova: "En el proceso de la supernova, la masa en masa se aniquila".
Se pensaba que las estrellas de neutrones eran demasiado débiles para ser detectables. Se trabajó poco en ellas hasta noviembre de 1967, cuando Franco Pacini (1939-2012) señaló que si las estrellas de neutrones giraban y tenían grandes campos magnéticos, entonces se emitirían ondas electromagnéticas. El radioastrónomo Antony Hewish y su ayudante de investigación Jocelyn Bell, en Cambridge, no tardaron en detectar pulsos de radio procedentes de estrellas que ahora se conocen como púlsares.
Preguntas y respuestas
P: ¿Qué es una estrella de neutrones?
R: Una estrella de neutrones es una estrella muy pequeña y densa formada casi en su totalidad por neutrones. Tiene un radio de unos 11-11,5 kilómetros y una masa de aproximadamente el doble de la del Sol.
P: ¿Qué densidad tiene una estrella de neutrones?
R: La densidad de la estrella es como la del núcleo de un átomo, y su campo gravitatorio en la superficie es 2x1011 veces más fuerte que en la Tierra. Para ponerlo en perspectiva, toda la masa de nuestro sol podría ser empujada hacia abajo en una bola de 19 kilómetros de diámetro. Una cucharadita de materia de la estrella de neutrones pesaría 6.000 millones de toneladas.
P: ¿A qué velocidad giran las estrellas de neutrones?
R: Las estrellas de neutrones giran muy rápido, desde 0,001 segundos hasta 30 segundos para girar.
P: ¿Qué tipos hay?
R: Existen diferentes tipos como los púlsares, los magnetares y los púlsares binarios que emiten haces de radiación electromagnética o tienen fuertes campos magnéticos entre 108 y 1015 veces más fuertes que el de la Tierra respectivamente.
P: ¿Qué temperatura suelen tener?
R: Las estrellas de neutrones que se pueden observar son muy calientes y suelen tener una temperatura superficial de unos 600000 K (600000 grados Kelvin).
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