El cosmos es sobrecogedor. Vasto. Misterioso. La ciencia es la mejor herramienta que tenemos para descubrirlo muy poco a poco, aunque los científicos son plenamente conscientes de que lo que conocemos de él es tan solo una ínfima porción de lo que contiene. La fascinación que tantas personas sentimos por él se alimenta sobre todo de su capacidad de albergar objetos enigmáticos que en gran medida escapan a nuestra comprensión.
Los agujeros negros ejemplifican a la perfección esta singularidad. La teoría general de la relatividad publicada por Albert Einstein en 1915 hizo posible su predicción, pero fue la habilidad con la que poco después el físico y matemático alemán Karl Schwarzschild resolvió las ecuaciones de campo que dan forma al núcleo de esta teoría la que permitió apuntalar su existencia en el plano teórico.
Durante más de un siglo los astrofísicos se han esforzado para encontrar formas ingeniosas de ampliar nuestro conocimiento acerca de las diferentes etapas por las que discurre la vida de las estrellas, así como de los mecanismos que provocan que algunas de ellas, las más masivas, pongan fin a sus fases de actividad transformándose en agujeros negros. Estos objetos atrapan por sí solos la atención de las personas que miramos hacia las estrellas con curiosidad, pero no son en absoluto los únicos cuerpos celestes que tienen unas propiedades asombrosas.
Las estrellas de neutrones y las aún hipotéticas estrellas de quarks son, al igual que los agujeros negros, unos objetos apasionantes. La astrofísica se ha desarrollado lo suficiente para ser capaz de entregarnos información muy valiosa acerca de ellas, lo que nos anima a mantenernos a la expectativa con la esperanza de que los cosmólogos consigan conocerlas mejor y ayudarnos a entender con más precisión los procesos que desencadenan su formación.
Aunque estas estrellas en particular, las de neutrones y quarks, son las auténticas protagonistas de este artículo, para llegar a ellas nos interesa repasar primero las fases por las que discurre la vida de las estrellas. No obstante, antes de meternos en harina me parece importante hacer una declaración de intenciones: en este artículo no encontraréis ni una sola ecuación. No son necesarias para intuir con cierta precisión cómo funcionan los excitantes procesos físicos que explican su formación.
Así nacen, crecen, mueren y se reproducen las estrellas
Las estrellas se forman a partir de las nubes de polvo y gas que están diseminadas por el universo. Cuando la densidad de una de estas nubes es lo suficientemente alta la gravedad actúa sobre ella favoreciendo la aparición de un mecanismo incansable conocido como contracción gravitacional, que va condensando la materia contenida en la nube y dando forma poco a poco a un bebé estelar o protoestrella. Esta fase de la evolución estelar se conoce como presecuencia principal, y en ella la estrella obtiene su energía, precisamente, de la contracción gravitacional.
Aproximadamente el 70% de la masa de las estrellas es hidrógeno, entre el 24 y el 26% es helio, y el 4 al 6% restante es una combinación de elementos químicos más pesados que el helio. La vida de cada estrella está condicionada por su composición inicial, pero, sobre todo, está profundamente influenciada por su masa, que no es otra cosa que la cantidad de materia que la gravedad es capaz de reunir y condensar en una porción del espacio.
Curiosamente, las estrellas más masivas consumen su combustible mucho más rápido que las estrellas menos masivas, por lo que, como veremos a lo largo del artículo, tienen una vida más corta, y, sobre todo, más violenta y espectacular. A medida que la contracción gravitacional va condensando la materia contenida en la nube su temperatura se va incrementando poco a poco.
Si la cantidad de materia acumulada es lo suficientemente grande llegará un momento en el que en su núcleo se darán las condiciones de presión y temperatura necesarias para que los núcleos de hidrógeno comiencen a fusionarse espontáneamente mediante reacciones de fusión nuclear.
La ignición del hidrógeno tiene lugar cuando la temperatura del núcleo de la protoestrella alcanza los diez millones de grados centígrados. El instante en el que aparecen esas condiciones es el momento en el que se enciende el horno nuclear, y la estrella comienza una fase conocida como secuencia principal, durante la que obtiene su energía de la fusión de los núcleos de hidrógeno.
El producto de la fusión de los núcleos de hidrógeno son nuevos núcleos de helio, por lo que la composición de la estrella comienza a variar. Durante este proceso se libera una enorme cantidad de energía y la estrella se ve obligada a reajustarse continuamente para mantener el equilibrio hidrostático. Los astrofísicos tienen herramientas matemáticas que son capaces de describir este proceso con mucha precisión, pero lo que a nosotros nos interesa es saber que el equilibrio hidrostático es la cualidad que permite a la estrella preservar su estabilidad.
Las estrellas se mantienen en equilibrio debido a que la contracción gravitacional se ve contrarrestada por la presión de radiación y de los gases
Para lograrlo es imprescindible que coexistan dos fuerzas opuestas capaces de compensarse. Una de ellas es la contracción gravitacional, que, como hemos visto, comprime la materia de la estrella, apretándola sin descanso. Y la otra es la presión de radiación y de los gases, que es el fruto de la ignición del horno nuclear y que intenta que la estrella se expanda. El reajuste constante que va sufriendo la estrella a medida que va consumiendo su hidrógeno y produciendo nuevos núcleos de helio es el responsable de mantenerla en equilibrio, de modo que la contracción gravitacional por un lado, y la presión de radiación y de los gases por otro, se mantienen a raya mutuamente.
Durante este proceso el núcleo de la estrella se ve obligado a contraerse para incrementar su temperatura y detener el colapso gravitacional al que se vería abocada de no poder equilibrarse gracias a la presión de radiación y de los gases. Si la estrella es lo suficientemente masiva el núcleo se calentará y se comprimirá tanto como para que la fusión de los núcleos de helio tenga lugar cuando se acabe el hidrógeno. A partir de ese momento arrancará un proceso conocido como triple alfa.
Este fenómeno describe el mecanismo por el que tres núcleos de helio se fusionan para producir un núcleo de carbono, y tiene lugar a una temperatura aún más alta que aquella a la que se produce la fusión de los núcleos de hidrógeno. Durante este proceso la estrella continuará consumiendo sus reservas de helio, produciendo núcleos de carbono y reajustándose para mantenerse en perfecto equilibrio gracias, una vez más, a la acción conjunta de la contracción gravitacional y la presión de radiación y de los gases.
De nuevo, si la estrella tiene la masa suficiente no se detendrá en la producción de carbono. Cuando este elemento se agote en el núcleo este se reajustará, comprimiéndose e incrementando una vez más su temperatura para frenar el colapso gravitacional. A partir de este instante los núcleos de carbono entrarán en ignición mediante el proceso de fusión nuclear y comenzará la producción de elementos químicos aún más pesados.
Mientras en el núcleo de la estrella se está llevando a cabo la fusión del carbono en la capa inmediatamente superior se mantiene la ignición del helio. Y por encima de esta del hidrógeno. Durante la nucleosíntesis estelar, que es como se denomina el proceso en el que tienen lugar las reacciones nucleares en el interior de estos objetos, las estrellas adquieren una estructura en forma de capas similar a la de una cebolla. En el núcleo reside el elemento más pesado, y a partir de ahí vamos ascendiendo por capas encontrándonos cada vez elementos más ligeros.
Las estrellas son las auténticas responsables de fabricar los elementos químicos. El oxígeno, el carbono, el hidrógeno, el nitrógeno, el calcio y el fósforo que constituyen el 99% de la masa de nuestro cuerpo han sido sintetizados en ellas. Y los elementos químicos que dan forma al 1% restante, también. La materia de la que estamos hechos no solo nosotros, sino todo lo que nos rodea, procede, literalmente, de las estrellas. No obstante, como estamos a punto de comprobar, no todos los elementos químicos se originan en el interior de las estrellas.
Del hierro no es posible obtener más energía por medio de procesos de fusión nuclear, por lo que cuando el núcleo de la estrella evoluciona mediante la nucleosíntesis estelar hasta quedar compuesto por hierro, la producción de energía en él se detiene. En ese momento la presión de radiación y de los gases no es suficiente para contrarrestar la contracción gravitacional, por lo que el núcleo de hierro se contrae súbitamente bajo la enorme presión que ejercen sobre él todas las capas de material que tiene por encima. La estrella ha perdido el equilibrio.
En este instante toda esa materia pierde el soporte que ejercía el núcleo, que ahora es mucho más compacto, y cae sobre él con una velocidad enorme. Cuando todo ese material de la estrella toca la superficie del núcleo se produce un efecto rebote que provoca que salga despedido con una energía descomunal hacia el medio estelar, quedando diseminado. Acaba de producirse una supernova. Algunas de ellas son tan energéticasque durante unos pocos segundos emiten más luz que toda la galaxia que las contiene.
Las supernovas ponen fin de alguna manera al latido estelar. Y, además, todo el material que esparcen por el cosmos puede dar lugar en el futuro a la formación de nuevas estrellas y planetas, por lo que, sorprendentemente, las estrellas se reproducen después de morir. Pero el núcleo de hierro no sale indemne de este proceso. La enorme presión a la que es sometido provoca cambios muy importantes en su estructura, por lo que deja de estar conformado por materia ordinaria, con sus protones, neutrones y electrones, y pasa a estar compuesto por lo que los astrofísicos llaman materia degenerada.
Estrellas de neutrones: el remanente de una supernova es otro objeto colosal
El recorrido que acabamos de hacer a lo largo de la vida de las estrellas nos prepara para indagar en el objeto que estamos a punto de explorar: una estrella de neutrones. Sin embargo, durante nuestro viaje hemos pasado por alto varios objetos que también son el resultado de la evolución estelar, pero que no son imprescindibles para conocer las estrellas de neutrones y quarks, que son las auténticas protagonistas de este artículo.
En el reportaje que enlazo aquí os hablamos con más detalle de la vida de las estrellas, y en él encontraréis información muy interesante acerca de las enanas marrones, las enanas blancas o las gigantes rojas, entre otros objetos fruto de la evolución estelar. Retomemos ahora nuestro viaje donde lo dejamos. Si el objeto que queda después de que la estrella haya expulsado hacia el medio estelar sus capas externas bajo la forma de una supernova tiene más de 1,44 masas solares, un valor conocido como límite de Chandrasekhar en honor del astrofísico indio que lo calculó, el remanente estelar colapsará una vez más para dar lugar a una estrella de neutrones.
Unos instantes antes de que se produzca la supernova el núcleo de hierro de nuestra estrella masiva se ve sometido a la enorme presión de las capas superiores de material, y también a la acción incesante de la contracción gravitacional. Estos procesos desencadenan un mecanismo de naturaleza cuántica que conlleva cambios muy importantes en la estructura de la materia, provocando que el hierro del núcleo estelar, que está sometido a una temperatura muy alta, se fotodesintegre bajo la acción de los fotones de alta energía, que constituyen una forma de transferencia de energía conocida como radiación gamma.
Estos fotones de altísima energía consiguen desintegrar el hierro y el helio acumulados en el núcleo de la estrella, dando lugar a la producción de partículas alfa, que son núcleos de helio que carecen de su envoltura de electrones, y que, por tanto, tienen carga eléctrica positiva, y neutrones. Además tiene lugar un mecanismo conocido como captura beta en el que no vamos a indagar para no complicar excesivamente el artículo. Lo importante es que sepamos que provoca que los electrones de los átomos de hierro interaccionen con los protones del núcleo, neutralizando su carga positiva y dando lugar a la producción de más neutrones.
Durante este proceso la materia inicial, que estaba constituida por protones, neutrones y electrones, pasa a estar conformada únicamente por neutrones porque, como acabamos de ver, los electrones y los protones han interaccionado mediante captura electrónica para dar lugar a más neutrones. A partir de ese momento la estrella ya no está constituida por materia ordinaria; se ha transformado en una especie de enorme cristal conformado solo por neutrones.
No obstante, una vez que la estrella ha alcanzado este estado podemos preguntarnos qué mecanismo permite que esa bola de neutrones consiga soportar y contrarrestar la presión ejercida por la infatigable contracción gravitacional. El fenómeno responsable de mantener la estrella de neutrones en equilibrio es el principio de exclusión de Pauli, un efecto de naturaleza cuántica en el que no es necesario que nos sumerjamos a fondo para evitar complicar mucho más el artículo.
Muy a grandes rasgos este principio, que fue enunciado por el físico austríaco Wolfgang Ernst Pauli en 1925, establece que dos fermiones de un mismo sistema cuántico no pueden permanecer en el mismo estado cuántico. Los quarks, que son las partículas elementales que constituyen los protones y los neutrones del núcleo atómico, son fermiones. Y los electrones, también. Para aproximar de una forma sencilla qué significa que dos fermiones no puedan adquirir el mismo estado cuántico y entender de dónde procede el equilibrio de las estrellas de neutrones podemos intuir que la imposibilidad de que dos neutrones ocupen el mismo lugar genera la presión necesaria para mantener la estrella en equilibrio.
Y esto nos lleva a la que sin duda es la característica más sorprendente de las estrellas de neutrones: su densidad. El radio medio de uno de estos objetos es de aproximadamente diez kilómetros, pero su masa es enorme. Comparadas, por ejemplo, con las estrellas que se encuentran en la secuencia principal, o, incluso, con las enanas blancas, las estrellas de neutrones son muy pequeñas, y acumular tanta masa en tan poco espacio provoca que un fragmento de un centímetro cúbico de una estrella de neutrones pese aproximadamente, ni más ni menos, mil millones de toneladas. Es asombroso que un pedacito de materia similar a un terrón de azúcar pueda tener un peso tan monstruoso.
Las estrellas de quarks, si realmente existen, rozan lo increíble
Por si lo que acabamos de ver no fuese ya suficientemente impactante, el producto final de una estrella puede ser un objeto todavía más extraño que una estrella de neutrones. Si la masa del cuerpo resultante después de que nuestra estrella masiva haya expulsado las capas externas al medio estelar supera las 2,17 masas solares colapsará y dará lugar a una estrella de quarks o un agujero negro.
Las primeras son hipotéticas. Los científicos aún no han encontrado ningún objeto en el cosmos que tenga sin ningún atisbo de duda las características propias de las estrellas de quarks, pero las leyes de la física las describen con precisión. De los agujeros negros os hablamos con cierta profundidad en el artículo que enlazo aquí mismo, y, como sin duda sabéis, los astrofísicos ya han conseguido identificar varios y fotografiar uno de ellos.
Conocemos la masa límite que son capaces de soportar las estrellas de neutrones, esas 2,17 masas solares que acabo de mencionar, gracias a la investigación de los astrofísicos Richard Chace Tolman, Julius Robert Oppenheimer y George Michael Volkoff. El límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff original fue propuesto en 1939, pero ha sido corregido en décadas posteriores gracias a los nuevos hallazgos realizados por los cosmólogos, y también con la ayuda de los nuevos instrumentos de medida.
Desde un punto de vista teórico las estrellas de quarks son objetos a medio camino entre las estrellas de neutrones y los agujeros negros. Tienen más masa que las primeras, pero menos que los segundos. Cuando la masa del subproducto de la supernova excede el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, pero no alcanza el valor crítico para colapsar gravitacionalmente hasta el punto de rasgar el continuo espacio-tiempo y desencadenar la formación de un agujero negro, el equilibrio de la estrella de neutrones se rompe.
La presión por degeneración de los neutrones que preservaba la estabilidad de la estrella sucumbe ante la presión gravitatoria, lo que provoca que los neutrones pierdan su estructura y se liberen los quarks, que son las partículas fundamentales que los forman. A partir de este momento la materia de la estrella adquiere una estructura exótica que los astrofísicos suelen describir como un plasma, que es un gas muy caliente y en este caso también muy denso, constituido por quarks libres y gluones.
Los gluones son las partículas fundamentales sin masa ni carga eléctrica que median entre los quarks como resultado de la interacción nuclear fuerte, que es una de las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza. Gracias a ellos el núcleo de los átomos se mantiene cohesionado debido a que transmiten la fuerza que mantiene unidos los quarks que constituyen los nucleones, que son las partículas del núcleo: los protones y los neutrones.
Los gluones son las partículas fundamentales que median entre los quarks como resultado de la interacción nuclear fuerte
De la misma forma en que dos partículas con carga eléctrica intercambian fotones debido a que esta última partícula fundamental actúa como mediadora de la fuerza electromagnética, los quarks, que tienen masa, intercambian gluones debido a que, como acabamos de ver, son las partículas fundamentales que actúan como mediadoras de la interacción nuclear fuerte.
No es fácil imaginar la estructura que tiene la materia de una estrella de quarks, pero lo que nos dicen las leyes de la física es que debería ser una sopa de partículas extremadamente caliente y terriblemente densa. De hecho, su densidad debería ser muy superior a la de las estrellas de neutrones, que, como hemos visto, es monstruosa. Los astrofísicos formulan todo lo que acabamos de ver en el ámbito de las hipótesis, pero de las observaciones que han llevado a cabo durante las últimas dos décadas se desprende que varias de las estrellas de neutrones que conocemos podrían ser en realidad estrellas de quarks.
Los investigadores que están estudiándolas defienden que algunas estrellas de neutrones podrían tener plasma conformado por quarks y gluones en su interior, mientras que otros objetos podrían estar constituidos por completo por este tipo de materia exótica. En cualquier caso, hay varias estrellas de neutrones candidatas a ser estrellas de quarks. Las que según los astrofísicos mejor encajan en este perfil son XTE J1739-285, en la constelación de Ofiuco; 3C_58, en la constelación de Casiopea; y PSR B0943+10, en la constelación de Leo.
También cabe la posibilidad de que el remanente de las supernovas SN 2006gy, SN 2005gj, SN 2005ap, SN 1987A y ASASSN-15lh también sea una estrella de quarks. Quién sabe, quizá durante los próximos años los astrofísicos consigan tomar medidas fehacientes que les permitan concluir con más rotundidad que, como parecen revelarnos las leyes de la física con las que trabajamos, las estrellas de quarks no solo existen, sino que, además, son más abundantes en el universo de lo que creemos actualmente.
Imágenes | NASA | NASA Goddard Space Flight Center | NASA/JPL-Caltech | M. Helfenbein, Yale University / OPAC
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