Restos densos y rápidamente giratorios, formados tras ciertas explosiones de supernovas, que emiten haces de radiación
Cuando las estrellas masivas alcanzan el final de su vida mediante una supernova por colapso del núcleo, sus núcleos pueden contraerse en objetos extremadamente densos llamados estrellas de neutrones. Estos remanentes se caracterizan por densidades que superan la densidad del núcleo atómico, alojando una masa solar en una esfera aproximadamente del tamaño de una ciudad. Entre estas estrellas de neutrones, algunas giran rápidamente y poseen campos magnéticos poderosos — púlsares, que emiten haces de radiación barridos, observables desde la Tierra. En este artículo discutiremos cómo se forman las estrellas de neutrones y los púlsares, en qué se distinguen en el espacio cósmico y cómo su radiación energética nos permite estudiar la física extrema en los límites de la materia.
1. Susidarymas po supernovos
1.1 Colapso del núcleo y “neutronización”
Las estrellas de alta masa (> 8–10 M⊙) finalmente forman un núcleo de hierro, que ya no puede sostener la síntesis exotérmica. Cuando la masa del núcleo se acerca o supera el límite de Chandrasekhar (~1,4 M⊙), la presión de degeneración electrónica ya no puede contrarrestar la gravedad, causando el colapso del núcleo. En solo unos milisegundos:
- El núcleo colapsante comprime protones y electrones en neutrones (mediante desintegración beta inversa).
- La presión de degeneración de neutrones detiene el colapso adicional si la masa del núcleo permanece por debajo de ~2–3 M⊙.
- El rebote que se produce o la onda de choque impulsada por neutrinos expulsa las capas externas de la estrella al espacio, causando una supernova por colapso del núcleo [1,2].
El centro queda estrella de neutrones – un objeto extremadamente denso, generalmente de un radio de ~10–12 km, con una masa de 1–2 masas solares.
1.2 Masa y ecuación de estado
El límite exacto de masa de la estrella de neutrones (el llamado límite de Tolman–Oppenheimer–Volkoff) no está determinado con precisión, pero suele estar entre 2 y 2,3 M⊙. Al superar este límite, el núcleo colapsa en un agujero negro. La estructura de la estrella de neutrones depende de la física nuclear y de la ecuación de estado de la materia ultradensa, un área de investigación activa que une la astrofísica con la física nuclear [3].
2. Estructura y composición
2.1 Capas de la estrella de neutrones
Las estrellas de neutrones tienen una estructura estratificada:
- Corteza externa: Compuesta por una red de núcleos y electrones degenerados, hasta la llamada densidad de goteo de neutrones.
- Corteza interna: Materia enriquecida con neutrones, donde pueden existir fases de «espaguetis nucleares».
- Núcleo: Principalmente neutrones (y posiblemente partículas exóticas, como hiperones o quarks), presentes en la densidad supranuclear.
La densidad puede superar 1014 g cm-3 en el núcleo – tan grandes o mayores que los del núcleo atómico.
2.2 Campos magnéticos extremadamente fuertes
Muchas estrellas de neutrones tienen campos magnéticos mucho más fuertes que las estrellas típicas de la secuencia principal. Al colapsar la estrella, el flujo magnético se comprime, aumentando la intensidad del campo hasta 108–1015 G. Los campos más fuertes se encuentran en los magnetares, capaces de provocar fuertes erupciones o «terremotos estelares» (starquakes). Incluso las estrellas de neutrones «normales» suelen tener campos de 109–12 G [4,5].
2.3 Rotación rápida
La conservación del momento angular durante el colapso acelera la rotación de la estrella de neutrones. Por eso muchas estrellas de neutrones recién formadas giran con períodos de milisegundos o segundos. Con el tiempo, la fuerza de frenado magnética y los flujos pueden ralentizar esta rotación, pero las estrellas de neutrones jóvenes pueden comenzar como «púlsares de milisegundos» o renovarse en sistemas binarios al transferir masa.
3. Púlsares: faros cósmicos
3.1 Fenómeno del púlsar
Púlsar – es una estrella de neutrones giratoria, cuya eje magnético y eje de rotación no coinciden. Un campo magnético fuerte y una rotación rápida generan haz de radiación (radio, luz visible, rayos X o gamma) que se propaga a lo largo de los polos magnéticos. Al girar la estrella, estos haces actúan como el haz de un faro que barre la Tierra, creando pulsos en cada rotación [6].
3.2 Tipos de púlsares
- Púlsares de radio: Emiten principalmente en el rango de radio, caracterizados por períodos de rotación muy estables desde ~1,4 ms hasta varios segundos.
- Púlsares de rayos X: Frecuentemente se encuentran en sistemas binarios donde la estrella de neutrones acreta material de la estrella compañera, generando rayos X o pulsos.
- Púlsares de milisegundos: Giran muy rápido (con períodos de varios milisegundos), a menudo “reacelerados” (reprocesados) mediante acreción de una compañera binaria. Son algunos de los “relojes” cósmicos más precisos conocidos.
3.3 Desaceleración de la rotación de los púlsares
Los púlsares pierden energía de rotación mediante frenos electromagnéticos (radiación dipolar, viento) y se desaceleran gradualmente. Sus períodos se alargan durante millones de años hasta que la radiación se vuelve demasiado débil para detectarse, alcanzando el llamado “límite de muerte de los púlsares”. Algunos púlsares permanecen activos en la fase de “remanente de viento de púlsar”, continuando suministrando energía al material circundante.
4. Binarias de estrellas de neutrones y fenómenos especiales
4.1 Binarias de rayos X
En binarias de rayos X, la estrella de neutrones acreta material de una estrella compañera cercana. El material que cae forma un disco de acreción que emite rayos X. A veces ocurren estallidos intermitentes de brillo (transitorios) si surgen inestabilidades en el disco. Observando estas fuentes brillantes de rayos X, se pueden determinar las masas de las estrellas de neutrones, la frecuencia de rotación y estudiar la física de la acreción [7].
4.2 Sistemas de púlsar y compañera
Los púlsares binarios, cuyo segundo miembro es otra estrella de neutrones o una enana blanca, proporcionaron pruebas esenciales de la relatividad general, especialmente midiendo la decadencia orbital debido a la radiación de ondas gravitacionales. El sistema binario de estrellas de neutrones PSR B1913+16 (púlsar de Hulse–Taylor) proporcionó la primera evidencia indirecta de la existencia de ondas gravitacionales. Descubrimientos más recientes, como el “Púlsar doble” (PSR J0737−3039), continúan refinando las teorías de la gravedad.
4.3 Fusiones y ondas gravitacionales
Cuando dos estrellas de neutrones se acercan en espiral, pueden causar una kilonova y emitir fuertes ondas gravitacionales. La detección destacada de GW170817 en 2017 confirmó la fusión de un sistema binario de estrellas de neutrones, correspondiente a una kilonova observada en múltiples longitudes de onda. Estas fusiones también pueden crear los elementos más pesados (por ejemplo, oro o platino) mediante la nucleosíntesis del proceso r, destacando a las estrellas de neutrones como las “vacas cósmicas” [8,9].
5. Impacto en los entornos galácticos
5.1 Remanentes de supernova y remanentes de viento de púlsar
El nacimiento de estrellas de neutrones a través de una supernova de colapso del núcleo deja un remanente de supernova: caparazones en expansión de material expulsado y un frente de choque. Una estrella de neutrones que gira rápidamente puede crear un remanente de viento de púlsar (por ejemplo, el remanente del Cangrejo), donde partículas relativistas del púlsar energizan el gas circundante, emitiendo radiación sincrotrón.
5.2 Dispersión de elementos más pesados
La formación de estrellas de neutrones en explosiones de supernovas o fusiones libera nuevos isótopos de elementos más pesados (p. ej., estroncio, bario y otros aún más pesados). Este enriquecimiento químico entra en el medio interestelar, incorporándose luego a futuras generaciones estelares y cuerpos planetarios.
5.3 Energía y retroalimentación
Púlsares activos emiten fuertes vientos de partículas y campos magnéticos que pueden inflar burbujas cósmicas, acelerar rayos cósmicos y ionizar gases locales. Los magnetar, con campos extremadamente intensos, pueden causar destellos gigantes que a veces perturban el medio interestelar cercano. Así, las estrellas de neutrones continúan moldeando su entorno mucho después de la explosión inicial de la supernova.
6. Fenómenos observados y direcciones de investigación
6.1 Búsqueda de púlsares
Radioscopios (p. ej., Arecibo, Parkes, FAST) han escaneado históricamente el cielo buscando impulsos periódicos de radio de púlsares. Los modernos conjuntos de telescopios y observaciones en el dominio temporal permiten descubrir púlsares milisegundo, estudiando la población galáctica. Observatorios de rayos X y gamma (p. ej., Chandra, Fermi) detectan púlsares y magnetar de alta energía.
6.2 NICER y conjuntos de cronometraje
Misiones espaciales como NICER ("Neutron star Interior Composition Explorer"), instalada en la EEI (Estación Espacial Internacional), miden las pulsaciones de rayos X de estrellas de neutrones, determinando con mayor precisión los límites de masa y radio para esclarecer su ecuación de estado interna. Los conjuntos de cronometraje de púlsares (PTA) combinan púlsares milisegundo estables para detectar ondas gravitacionales de baja frecuencia provenientes de sistemas binarios de agujeros negros supermasivos a gran escala cósmica.
6.3 Importancia de las observaciones multimensajero
Detecciones de neutrinos y ondas gravitacionales en futuras supernovas o fusiones de estrellas de neutrones pueden revelar directamente las condiciones de formación de las estrellas de neutrones. Al observar eventos de kilonovas o flujos de neutrinos de supernovas, se obtienen datos únicos sobre las propiedades de la materia nuclear en densidades extremas, vinculando la astrofísica con la física fundamental de partículas.
7. Conclusiones y perspectivas futuras
Estrellas de neutrones y púlsares son algunos de los resultados extremos de la evolución estelar: tras el colapso de estrellas masivas se forman remanentes compactos, cuyo diámetro es de solo ~10 km, pero cuya masa a menudo supera la masa del Sol. Estos remanentes tienen campos magnéticos muy fuertes y una rápida rotación, manifestada en púlsares que irradian en un amplio rango del espectro electromagnético. Su formación en explosiones de supernovas enriquece las galaxias con nuevos elementos y energía, afectando la formación estelar y la estructura del medio interestelar.
Desde las fusiones de dos estrellas de neutrones que generan ondas gravitacionales, hasta los destellos de magnetar que pueden eclipsar instantáneamente galaxias enteras en el rango de rayos gamma, las estrellas de neutrones siguen estando a la vanguardia de la investigación astrofísica. Los telescopios avanzados y las matrices de medición temporal revelan cada vez más los detalles sutiles de la geometría de emisión de los púlsares, la estructura interna y los eventos de fusión a corto plazo, uniendo los extremos cósmicos con la física fundamental. A través de estos impresionantes remanentes, vemos los últimos capítulos de la vida de estrellas de alta masa y cómo la muerte puede desencadenar fenómenos brillantes y moldear el entorno cósmico durante eones.
Fuentes y lecturas adicionales
- Baade, W., & Zwicky, F. (1934). “Sobre supernovas.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 254–259.
- Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). “Sobre núcleos masivos de neutrones.” Physical Review, 55, 374–381.
- Shapiro, S. L., & Teukolsky, S. A. (1983). Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. Wiley-Interscience.
- Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). “Formación de estrellas de neutrones muy fuertemente magnetizadas: Implicaciones para estallidos de rayos gamma.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
- Gold, T. (1968). “Estrellas de neutrones rotatorias como el origen de las fuentes de radio pulsantes.” Nature, 218, 731–732.
- Manchester, R. N. (2004). “Púlsares y su lugar en la astrofísica.” Science, 304, 542–545.
- Lewin, W. H. G., van Paradijs, J., & van den Heuvel, E. P. J. (eds.). (1995). X-ray Binaries. Cambridge University Press.
- Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2017). “GW170817: Observación de ondas gravitacionales de la inspiral de una estrella de neutrones binaria.” Physical Review Letters, 119, 161101.
- Drout, M. R., et al. (2017). “Curvas de luz de la fusión de estrellas de neutrones GW170817/SSS17a.” Science, 358, 1570–1574.
- Demorest, P. B., et al. (2010). “Una estrella de neutrones de dos masas solares medida usando el retardo de Shapiro.” Nature, 467, 1081–1083.