NASA/JPL-Caltech/ O. Krause (Observatorio Steward)
Desde que se descubrieron las estrellas de neutrones, los científicos han utilizado sus propiedades inusuales para investigar nuestro universo. Los remanentes súper densos de las explosiones estelares, las estrellas de neutrones, acumulan una masa viejo que la del Sol en una esfera tan ancha como San Francisco. Una sola taza de este polvo de estrellas pesaría tanto como el Monte Everest.
Estos extraños cuerpos celestes podrían alertarnos sobre perturbaciones distantes en la estructura del espacio-tiempo, enseñarnos sobre la formación de fundamentos y descubrir los secretos de cómo funcionan la pesadez y la física de partículas en algunas de las condiciones más extremas del universo.
«Están en el centro de muchas preguntas abiertas en astronomía y astrofísica», dice la astrofísica Vanessa Graber del Instituto de Ciencias del Espacio de Barcelona.
Pero para interpretar con precisión algunas de las señales de las estrellas de neutrones, los científicos primero deben entender qué sucede adentro de ellas. Tienen sus corazonadas, pero probar directamente con una hado de neutrones está fuera de discusión. Entonces, los científicos necesitan otra forma de probar sus teorías. El comportamiento de la materia en un objeto tan súper denso es tan complicado que incluso las simulaciones por computadora no están a la consideración. Pero los científicos creen que pueden tener antitético una decisión: un análogo material.
Aunque las estrellas de neutrones jóvenes pueden tener temperaturas de millones de grados en su interior, los neutrones se consideran «fríos» por una importante medida de energía. Los físicos creen que esta es una propiedad que pueden explotar para estudiar el funcionamiento interno de las estrellas de neutrones. En circunscripción de mirar al Paraíso, los científicos están mirando nubes de átomos ultrafríos creados en laboratorios aquí en la Tierra. Y podría ayudarlos finalmente a reponer algunas preguntas persistentes sobre estos enigmáticos objetos.
Espacios
La existencia de estrellas de neutrones se propuso por primera vez en 1934, dos primaveras a posteriori del descubrimiento del propio neutrón, cuando los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky se preguntaron si un cuerpo celeste compuesto enteramente por neutrones podría permanecer a posteriori de la arrebato de una supernova. Aunque no acertaron en todos los detalles, su idea normal ahora es ampliamente aceptada.
Las estrellas se alimentan fusionando los núcleos de los átomos más ligeros con los de los átomos más pesados. Pero cuando las estrellas se quedan sin los átomos más ligeros, la fusión nuclear se detiene y ya no hay una presión externa para combatir contra la pesadez interna. El núcleo colapsa y las capas exteriores de la hado corren en torno a adentro. Cuando esta capa golpea el núcleo denso, rebota y explota en torno a el exógeno, produciendo una supernova. El núcleo denso que queda es una hado de neutrones.
CRÉDITO: NASA: RAYOS X: CHANDRA (CXC), ÓPTICA: HUBBLE (STSCI), INFRARROJOS: SPITZER (JPL-CALTECH)
No fue hasta la división de 1960 que finalmente se descubrieron las hipotéticas estrellas de neutrones de Zwicky y Baade. La radioastrónoma Jocelyn Bell Burnell notó una extraña señal de onda de radiodifusión que pulsaba regularmente desde el espacio mientras trabajaba como estudiante de posgrado en la Universidad de Cambridge. Descubrió poco que nunca antaño se había gastado: un tipo distinto de hado de neutrones convocatoria púlsar, que emite haces de radiación a intervalos regulares mientras expedición, como un faro. (Su asesor, contiguo con el director del observatorio, pero no Bell Burnell, recibió más tarde el Premio Nobel por el descubrimiento).
Desde entonces, se han descubierto miles de estrellas de neutrones. Como algunos de los objetos más densos y de viejo presión del universo, las estrellas de neutrones pueden ayudarnos a educarse sobre lo que le sucede a la materia en densidades extremadamente altas. Comprender su estructura y el comportamiento de la materia neutrónica que los compone es de optimista importancia para los físicos.
Los científicos ya saben que los neutrones, protones y otras partículas subatómicas que componen una hado de neutrones se organizan de forma diferente según el circunscripción de la hado en el que se encuentren. En ciertas secciones, se compactan como moléculas de agua en un pedrusco de hielo. En otros, fluyen y se arremolinan como un fluido sin fricción. Pero exactamente dónde ocurre la transición y cómo se comportan las diferentes fases de la materia, los físicos no están seguros.
Una hado superdensa nacida de una camelo de fuego nuclear parece tener muy poco en global con una nimbo diluida de partículas ultrafrías. Pero comparten al menos una propiedad útil: los dos están por debajo de un borde, conocido como la temperatura de Fermi, que depende y se calcula a partir de la materia de la que está hecho cada sistema. Un sistema muy por encima de esta temperatura se comportará de acuerdo con las leyes de la física clásica; si está muy por debajo, su comportamiento estará regido por la mecánica cuántica. Ciertos gases ultrafríos y material de estrellas de neutrones pueden estar muy por debajo de sus temperaturas de Fermi y, por lo tanto, pueden realizar de forma similar, dice Christopher Pethick, físico teórico del Instituto Niels Bohr en Copenhague y coautor de una descripción normal temprana de las estrellas de neutrones en el Anual de 1975. Revisión de la ciencia nuclearmi.
La materia por debajo de su temperatura de Fermi puede obedecer leyes notablemente universales. Esta universalidad significa que, incluso si no tenemos liviana llegada a la materia de estrellas de neutrones de varios millones de grados, podemos educarse poco de su comportamiento al probar con gases ultrafríos que se pueden crear y manipular en cámaras de hueco de laboratorio en la Tierra, dice el astrofísico teórico. James Lattimer de la Universidad Stony Brook de Nueva York, autor de un esquema de la ciencia de la materia nuclear en la Revisión anual de ciencia nuclear y de partículas de 2012.
De particular interés para Lattimer es un estado teórico llamado gas conjunto. Un gas es uniforme cuando la esfera de influencia de cada una de sus partículas se vuelve infinita, lo que significa que se afectarán entre sí sin importar cuán separadas estén. Esto es irrealizable de tener en la sinceridad, pero las nubes nucleares ultrafrías pueden acercarse, al igual que la materia adentro de las estrellas de neutrones. «Parece un gas conjunto», dice Lattimer, «pero no es un gas conjunto consumado».