A horcajadas en el Tiempo

Estrellas de Neutrones
«Los avances de la ciencia raras veces se gestan como resultado de un propósito
específico. Múltiples son los casos en que trascienden de una intuición o de un
hallazgo ocurrido investigando un objetivo distinto. Por algo se ha dicho y repetido:
«La ciencia no se desarrolla siguiendo un esquema lógico, sino que, como el arte,
toma súbitamente los más impensados derroteros atraída o dirigida por una
adivinación o un sueño.»
Arturo Aldunate Philipps
Se puede describir que un destinos espectacular va a tener toda aquella estrella que, por haber tenido una masa seis veces superior a
la del Sol durante su permanencia en la secuencia principal alcanza, en su etapa final de gigante roja, una masa de M = ›6M , y su núcleo postdesplome
una de ›1,44 M .
Existen varios modelos detallados sobre lo que sucede después del colapso de una estrella supergigante roja que no son coincidentes
unos con otro, salvo en lo relacionado al núcleo remanente. Según el propuesto por Hans Bethe de Cornell University, el núcleo colapsado
eyecta hacia el espacio el material de la parte exterior de la estrella. Sterling Colgate, del Laboratorio Nacional de Los Álamos, elaboró un modelo
distinto en el que una explosión de neutrinos energéticos (partículas subatómicas creadas por las reacciones nucleares del núcleo que se
colapsa) lanza las capas exteriores de la estrella junto con el viento de neutrinos que emana del núcleo. Es posible que fundamentos descritos en
ambos modelos y otros complementarios, combinados expliquen los mecanismos que dispersan las capas externas de las estrellas que colapsan.
Sin embargo, tal como ya lo enunciamos, lo que predicen todos los modelos es que en el núcleo,
que es el residuo de la supernova, la materia adopta un nuevo estado: el de una estrella de neutrones. Allá
por 1933, los astrofísicos Fritz Zwicky y Walter Baade, e independientemente, el físico Lev Landau,
postularon teóricamente la existencia de objetos de este tipo. Landau mostró que estrellas con una masa
por sobre M = ›1,44M (límite de Chandrasekhar) pueden balancear la fuerza de gravedad al hacer que los
neutrones se compactibilicen apilándose entre sí. Landau dedujo que estas estrellas de neutrones, a pesar
de ser más masivas que el Sol, deberían ser muy pequeñas. En 1939, dos físicos de la Universidad de
California, en Berkeley -el norteamericano J. Robert Oppenheimer (que alcanzaría la fama como director
del Proyecto Manhattan, en el marco del cual se desarrolló la primera bomba atómica) y el estudiante
canadiense George Volkoff- estimaron teóricamente que los límites másicos de las estrellas de neutrones
debían encontrarse entre una décima parte y siete décimas partes de la masa solar. Con posterioridad sin
embargo, este límite superior se ha revisado al alza, y aunque el valor preciso es todavía incierto no es probable que exceda las tres masas
solares con un diámetro de hasta 20 kilómetros. Pero, ¿qué es realmente una estrella de neutrones?
En una estrella que al colapsar su núcleo supera el límite de 1,44M se genera un proceso en el cual los electrones, forzados a moverse
por las leyes de la mecánica cuántica, lo hacen con una velocidad inmensa y al chocar con los protones los transforman en neutrones que son
incapaces de generar la presión equilibrante necesaria frente a la fuerza de gravedad, 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 sólo entre 10 a 20 kilómetros el gas de neutrones se degenera y logra soportar al ente como
una estrella de neutrones.
Una estrella de neutrones viene a ser como las cenizas humeantes de la explosión de un gran, pero gran artefacto nuclear, una
supernova. La inmensa presión y temperatura que se dan cita en el núcleo de hierro de la supernova en el momento de su explosión origina una
de estas estrellas, haciendo que a pesar de sus cargas opuestas, los electrones y protones se aproximen de tal manera que acaben
fusionándose y originando neutrones. Por debajo de una corteza sólida, de unos cuantos metros de espesor, estos neutrones forman una materia
tan densa en el interior profundo de la estrella, que una cucharada de la misma podría llegar a pesar mil millones de toneladas. Aunque en
tamaño puede no superar los 20 kilómetros de diámetro, una estrella de neutrones presenta un campo gravitatorio en su superficie cien mil
millones de veces superior al que se experimenta en la superficie terrestre.
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_07.htm (2 of 3)29/12/2004 23:18:32