1. Formación de una estrella de neutrones
Las estrellas de neutrones se forman cuando grandes estrellas explotan como supernovas. Descienden entonces de estrellas que brillaron en el pasado y constituyen la última etapa de un proceso largo impulsado por la fuerza de gravedad.
¿Cómo se forman las estrellas, y qué pasa después?
Todo comienza con una gran nube de hidrógeno diseminada en el espacio. Debido a la atracción gravitacional entre partículas y moléculas de la misma nube, ocurrirá una contracción gradual y la nube se fragmentará en varias regiones que comenzarán a aglutinarse. Eventualmente, algunas de estas regiones se habrán convertido en una nube esférica mucho más densa y caliente que la nube inicial y, debido a la atracción gravitacional, continuará contrayéndose y calentándose. El proceso de contracción se detendrá cuando en el centro de la nube se generen las condiciones físicas necesarias (densidad y temperatura cinética lo suficientemente altas) para que ocurra fusión. Este nuevo proceso, en el que átomos de hidrógeno se combinan y crean helio, genera tal cantidad de energía, en forma de luz y temperatura, que es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad y prevenir la contracción total de la nube. Es así como nacen las estrellas. Su brillo no es sino la energía necesaria para detener el colapso gravitacional de la nube.
En la figura se muestra una nube de hidrógeno, de alrededor de cuatro años luz de tamaño, en donde hay estrellas jóvenes y otras en proceso de formación. Hay una estrella cercana al centro de la imagen que está tapada por algunas nubes pero ilumina muchas de las nubes alrededor. Es una situación similar a cuando el Sol durante el atardecer está tapado por las nubes, pero aún así las nubes brillan.
Una estrella es entonces un alto en el proceso de colapso gravitacional de la nube madre. Pero es una pausa larga: las estrellas pueden llegar a vivir miles de millones de años y durante ese tiempo la fusión de átomos en su interior se asegurará de equilibrar la fuerza de gravedad. Sin embargo, en algún momento la fusión se detendrá y el proceso de contracción continuará su curso. Si la masa de la estrella es más de 20 veces la masa del Sol (aproximadamente) nada podrá detener el colapso gravitacional de la estrella y se formará un agujero negro.
No obstante, si la masa de la estrella es menor, la contracción gravitacional podrá ser interrumpida una vez más para dar paso a una nueva etapa de equilibrio: las enanas blancas y las estrellas de neutrones.
Imagen en luz visible de la Nebulosa Laguna (M8), tomada por el telescopio espacial Hubble. Hay sectores iluminados por estrellas jóvenes y otros obscuros en donde el gas es más denso y nuevas estrellas se están formando. La estrella que ilumina el centro de la imagen es 32 veces más grande que el Sol.
El paso siguiente: formación de una estrella de neutrones
Nuestro Sol es una estrella de tamaño modesto que al acabar su ciclo estelar se convertirá en una enana blanca. En cambio, las estrellas que son entre 8 y 20 veces más grandes que el Sol terminan sus vidas en sendas explosiones supernova, lanzando energéticamente al espacio sus capas exteriores de gas y dejando como remanente un pequeño núcleo compacto de no más de 2 masas solares. Éste núcleo rápidamente se contraerá debido a la fuerza de gravedad y formará un nuevo objeto de solo unos 10 km de radio: una estrella de neutrones.
Una vez que dentro de la estrella madre se acaban los elementos necesarios para generar energía (fusión), ya no hay nada que pueda contrarrestar a la fuerza gravitatoria. Esto produce una contracción descontrolada del núcleo inicial (el ex núcleo estelar), durante la cual los átomos se aglutinan y mezclan en una sopa de electrones y núcleos atómicos. Pronto se alcanzan las condiciones físicas que facilitan procesos nucleares en los que electrones y protones se combinan para generar neutrones y neutrinos. Mientras que los neutrinos escapan al espacio, los neutrones permanecen y después de un corto tiempo la estrella estará compuesta mayoritariamente de neutrones. Los neutrones obedecen el principio de exclusión de Pauli (porque son fermiones) y por lo tanto cada nuevo neutrón creado debe ocupar un nuevo estado cuántico. Esto se traduce en una población final de neutrones muy energética y que ejerce una presión de Fermi (o presión degenerada) capaz de compensar el colapso gravitacional. Si hubiese más masa, la atracción gravitacional sería mayor y ni siquiera la presión de los neutrones podría evitar el colapso (así es como se generan los agujeros negros estelares). Por lo tanto, las estrellas de neutrones son objetos estables gracias al balance entre la fuerza de gravedad y la presión degenerada de los neutrones.
El equilibrio estructural de las estrellas de neutrones es muy estable, si es que la masa de la estrella permanece constante. Esto se cumple en la gran mayoría de los casos y la única excepción son algunos sistemas binarios en los que hay transferencia de material. Por lo tanto, los pulsares solitarios, cuya masa es invariable, seguirán siendo estrellas de neutrones por miles de millones de años. Durante este tiempo se enfriarán gradualmente y rotarán cada vez más lento.
Las explosiones de supernova no solamente dejan una estrella de neutrones sino que también las capaz externas de la estrella madre. Estas continúan expandiéndose por un tiempo e interactúan con el gas tenue que puebla el espacio inter-estelar. En las figuras se muestran dos remanentes de supernova.
Imagen de una sección de un remanente de supernova, tomada por radio telescopios. La nube es homogénea y circular pero tiene una ramificación externa, recta y delgada que termina en una zona pequeña más brillante. Es posible que este sea el pulsar, que habría sido eyectado velozmente por la explosión [Gaensler & Frail (2000, Nature 406, 158)].
Remanente de supernova Cas-A en colores, producidos al mezclar imágenes en óptico y rayos-X. Se ven filamentos del gas en expansión y un punto brillante al centro que es el pulsar. En una esquina hay un diagrama del pulsar, representado como una esfera con capas internas, entre ellas un núcleo y una corteza [NASA/CXC/SAO].