Nuestros ancestros creían que las estrellas
de la noche eran eternas e inmutables. En
la actualidad sabemos que no es así. Las
estrellas nacen, viven su vida, y mueren.
La manera en que una estrella muere depende
en buena medida de su masa. Una estrella de
poca masa termina convertida en enana blanca.
Una estrella de mucha masa termina convertida
en un agujero negro. Pero entre medio, una
estrella se convierte en una estrella de neutrones.
Las estrellas se pasan la vida fusionando
materia. Este proceso comienza con el más
simple de los átomos: el de hidrógeno. Al
fusionar núcleos de hidrógeno se genera
helio y se libera algo de energía. Es esta
energía la que provoca que la estrella brille.
Si la estrella es lo suficientemente grande,
entonces continuará su evolución fusionando
materia para generar elementos MÁS PESADOS:
helio, carbono, neón, oxígeno… Pero en
algún punto, la estrella se quedará sin
sus rayos. La fusión se detiene y la evolución
de la estrella llega a su final, cuando la
estrella muere.
Las estrellas más pequeñas comienzan sus
vidas como una ENANA BLANCA, una bola brillante
de material blanco y caliente que lentamente
comienza a enfriarse a lo largo de millones
de años. Si bien la fusión se ha detenido
en las enanas blancas, continúan brillando
debido a su temperatura astronómicamente
alta. Ésa es la muerte que le espera a nuestro
sol.
En el caso de las estrellas realmente grandes,
al finalizar la fusión esto permite que la
gravedad provoque graves daños. Debido a
la fusión espontánea, la gravedad de la
estrella destruye las partículas y compacta
todo junto lo más ajustado que la naturaleza
lo permite. El resultado es un AGUJERO NEGRO.
Es tan grande la gravedad de un agujero negro
que todo lo que se le acerca es atraído hacia
su interior, incluyendo la luz. La zona de
peligro se denomina radio de Schwarzschild.
Entre medio de las enanas blancas y los agujeros
negros se encuentran las estrellas de neutrones.
Estas estrellas están hechas principalmente
de neutrones, que son partículas neutrales.
Ernest Rutherford predijo en 1920 la existencia
de los neutrones, y doce años más tarde,
éstos fueron observados por James Chadwick.
Se pueden encontrar neutrones en los núcleos
de la mayoría de los átomos. También pueden
ser generados a través de un proceso denominado
“captura de electrones”. Con la suficiente
fuerza, un protón y un electrón se combinan
para formar un neutrón y un neutrino. Los
neutrinos son super rápidos y escurridizos,
con lo cual simplemente se vuelan. Pero el
neutrón se queda detrás. Esta es la clave
para comprender cómo están compuestas las
estrellas de neutrones.
Imagínate que tienes una estrella muerta
con una masa 50% superior a la de nuestro sol.
La gravedad de la estrella es lo suficientemente
fuerte como para aplastar los electrones con
los protones, para así formar neutrones y
neutrinos. Los neutrinos se lanzan al espacio
dejando detrás una gran esfera de neutrones.
La gravedad sigue amontonando los neutrones,
pero en un momento se da con una pared: el
Principio de Exclusión de Pauli. En términos
sencillos, éste dice que dos partículas
no pueden ocupar el mismo espacio en el mismo momento.
¡Ahora tienes una estrella de neutrones!
Ahora cuantifiquemos la transición desde
una enana blanca a una estrella de neutrones
y a un agujero negro. Supongamos que tenemos
una estrella muerta y una perilla imaginaria
que nos deja cambiar su masa. Pondremos la
perilla en una masa equivalente a la de un
Sol. Esto genera una enana blanca, una esfera
giratoria de materia blanca y caliente de
un tamaño similar al de la Tierra. Si incrementamos
la masa girando la perilla, la gravedad crece
y la enana blanca se vuelve más pequeña
y gira más rápido.
Una vez que giramos la perilla hasta 1,39
masas solares, la gravedad es lo suficientemente
fuerte como para combinar electrones y protones
para generar neutrones y neutrinos. Este valor
en la perilla es el denominado límite de
Chandrasekhar. La estrella muerta ahora es
una estrella de neutrones. Se achica hasta
convertirse en una esfera con un radio de
unos 10 kilómetros, y la velocidad de su
giro puede ser de hasta centenas de veces por segundo.
Si movemos la perilla aún más, la gravedad
se vuelve lo suficientemente fuerte como para
romper los neutrones, y la estrella de neutrones
se derrumba para convertirse en un agujero negro.
Este punto de la perilla es denominado
el límite de Tolman–Oppenheimer–Volkoff,
y si bien su valor exacto no se ha determinado,
oscila entre 1,5 y 3 masas solares.
Si revisaras los componentes de una estrella
de neutrones, no serían 100% de neutrones.
Está claro que el principal componente son
los neutrones, pero todavía quedan por ahí
algunos protones y electrones. Debido a que
la estrella de neutrones en rápido giro contiene
estas partículas cargadas es que se generará
un masivo campo magnético. Al igual que en
la Tierra, el campo magnético no necesariamente
coincide con el eje de rotación. Como un
faro de estrellas, el campo magnético cruza
el cielo barriéndolo y emitiendo estallidos
regulares de radiación electromagnética.
Debido a esta señal pulsatoria, a menudo
se denomina “pulsares” a las estrellas
de neutrones.
La existencia de las estrellas de neutrones,
así como sucedió con los neutrones, fue
predecida antes de lograr ser observada. Ni
bien se logró detectar el neutrón, los astrónomos
Walter Baade y Fritz Zwicky predijeron que
una supernova podría generar estrellas de
neutrones. Y en 1967 por primera vez se logró
observar una pulsante estrella de neutrones.
Durante las décadas posteriores se han descubierto
muchas más.
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