Artículos | Espaciales | Astrofísica

Como es bien conocido, las estrellas brillan porque queman hidrógeno en reacciones termonucleares que generan enormes cantidades de energía. Cuando el hidrógeno disponible en una estrella se consume, esta tiene que quemar otro combustible, el helio. A medida que se agota cada posible combustible, la estrella va quemando nuevos elementos cada vez más pesados. Pero este proceso tiene un límite, incluso para las estrellas de mayor masa. Cuando el residuo es el hierro, no hay más energía que extraer. El núcleo de la estrella se desploma y a la explosión resultante la llamamos supernova.

Los restos del antiguo núcleo de la estrella forman un astro compacto que denominamos «estrella de neutrones». En el colapso, las presiones son tan tremendas y los átomos del núcleo son estrujados con tanta fuerza, que sus electrones se combinan con los protones para dar neutrones. El resultado es que el objeto compacto está formado en su mayor parte únicamente por neutrones, empaquetados tan densamente como en los núcleos atómicos. La estrella compacta detiene su colapso cuando la presión de los neutrones es suficiente para sostener todo el peso. Esta presión se conoce con el nombre de presión de degeneración porque se debe a un efecto cuántico que impide que dos partículas del mismo tipo (fermiones, como electrones, protones, neutrones) ocupen el mismo lugar en el espacio.

Las enanas blancas

Hasta el momento se conocen dos tipos de objetos compactos o estrellas: las enanas blancas y las estrellas de neutrones. Las enanas blancas, de menor masa que las estrellas de neutrones, detienen su colapso cuando la presión de los electrones contrarresta el peso. Los átomos no se destruyen, sino que permanecen. Las estrellas de neutrones tienen mayor masa y la presión de los electrones no es suficiente. Los átomos se destruyen y tienen que ser los neutrones los que frenen el colapso.

Generalmente se considera que si la estrella tiene una masa todavía mayor, no habrá nada que detenga su colapso, los neutrones serán también aplastados y el resultado será un agujero negro.

Sin embargo, tras descubrirse los quarks, algunos astrofísicos empezaron a preguntarse si no podrían existir estrellas compactas en las que la presión que detiene la contracción sea producida por los quarks del interior de los neutrones. De hecho, si la presión aumenta sobre los neutrones, estos se encontrarían tan apelotonados, que los quarks de unos y otros acabarían mezclándose entre sí. Los neutrones desaparecerían como objetos reconocibles y lo que tendríamos se conoce como plasma de quarks.

La estrella compacta resultante sería algo así como un nucleón enorme constituido por un número ingente de quarks ligados entre sí por la gravedad en lugar de por la fuerza nuclear fuerte. Los partidarios de la existencia de estos objetos afirman que ya se han encontrado estrellas compactas sospechosas de ser estrellas de quarks.

El telescopio de rayos X Chandra observó en el año 2002 a dos estrellas de neutrones ya conocidas. La primera denominada «RX J1856.5-3754», resultó ser más pequeña de lo esperado para una estrella de neutrones. La segunda «3C58», tenía una temperatura menor de lo prevista. Ambas cosas son las que cabría esperar de una estrella compacta formada por material más denso que el de las estrellas de neutrones.

Un tercer candidato llegó este mismo año. Se trata de la estrella compacta «XTE J1739-285» estudiada por el satélite de rayos X Rossi (NASA). Esta estrella pertenece a un sistema binario. En su órbita, la estrella compacta roba materia a su compañera, una estrella ordinaria. Cuando este material se acumula sobre su superficie en una cantidad suficiente, se produce una explosión termonuclear visible para nuestros instrumentos. Los científicos detectaron en ese brillo oscilaciones con una frecuencia de 1152 veces por segundo. La interpretación más sencilla es que se trata de una estrella que gira sobre su eje 1152 veces cada segundo. Esto la convierte en la más rápida observada hasta ahora. Pero lo más importante es que la hace candidata a ser una estrella de quarks porque su densidad tiene que ser lo suficientemente elevada como para soportar la enorme fuerza centrífuga de semejante velocidad de rotación.

Publicado originalmente en Levante Emv (España)