Es la primera vez que los astrofísicos ven algo increíble: la creación de átomos durante un evento cósmico explosivo

"Por primera vez hemos sido testigos de la creación de átomos. Podemos medir la temperatura de la materia y observar la microfísica en esta explosión remota". Rasmus Damgaard, astrofísico e investigador del Centro Cósmico DAWN en el Instituto Niels Bohr (Dinamarca), ha elegido estas palabras para describir la envergadura de uno de los fenómenos cósmicos más espectaculares de cuantos ha recogido el telescopio Hubble durante los últimos años.

Damgaard y sus colegas del Centro DAWN han estudiado la colisión de dos estrellas de neutrones que ha desencadenado la formación del agujero negro más pequeño observado hasta la fecha. El telescopio espacial Hubble y otros instrumentos recogieron este evento a pesar de que tuvo lugar a nada menos que 130 millones de años luz de la Tierra. Lo más interesante es que el análisis de esta colisión puede ayudar a los científicos a entender mejor el proceso de formación de los elementos que son más pesados que el hierro, y que, por tanto, no pueden condensarse en el interior de las estrellas mediante reacciones de fusión nuclear.

La colisión y posterior fusión de dos estrellas de neutrones se conoce como kilonova, y es un evento extraordinariamente energético capaz de emitir tanta luz como varios cientos de millones de estrellas simultáneamente. Es algo difícil de imaginar. En cualquier caso, lo más asombroso es que los astrofísicos que están estudiando esta kilonova han presenciado por primera vez los procesos que dan lugar a la creación de átomos, tal y como explican en el interesantísimo artículo que han publicado en Astronomy & Astrophysics.

Las estrellas de neutrones son uno de los objetos más apasionantes del cosmos

Las estrellas de neutrones no siempre son solitarias. En ocasiones una de ellas forma parte de un sistema binario junto a una estrella "viva", y si se dan las condiciones apropiadas esta última puede acabar transformándose también en una estrella de neutrones. En este escenario el sistema binario acaba estando constituido por dos estrellas de neutrones que giran una alrededor de la otra. A medida que transcurre el tiempo van perdiendo momento angular, lo que provoca que sus órbitas se estrechen y se acerquen cada vez más. Y cuando están lo suficientemente cerca la gravedad toma el control y las dos estrellas de neutrones están condenadas a colisionar.

Este evento cósmico tan energético desencadena la emisión de electrones y neutrones que acaban girando alrededor del objeto masivo que ha quedado después de la colisión de las dos estrellas de neutrones. Y finalmente este cuerpo colapsa a una gran velocidad y da lugar a la formación de un agujero negro. Muy a grandes rasgos esto es lo que ha sucedido en la galaxia NGC 4993. Y el punto de partida de todo, como acabamos de ver, son las estrellas de neutrones. Os hemos explicado cómo se forman en otros artículos, pero merece la pena que lo repasemos antes de dar por concluido este tema porque es un proceso apasionante.

En el reportaje que dedicamos a la vida de las estrellas encontraréis información muy interesante acerca de las enanas marrones, las enanas blancas o las gigantes rojas. Pero en este artículo nos interesa ceñirnos a las estrellas de neutrones. 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.

Los 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.

Imagen | Xataka con Midjourney

Más información | Astronomy & Astrophysics

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