2. Propiedades de una estrella de neutrones

La contracción gravitacional de grandes cantidades de materia produce no solamente objetos extremadamente densos, sino también altamente magnetizados y que giran a velocidades límite. Las estrellas de neutrones son objetos extremos en esencia: muchas de las cantidades que les definen alcanzan valores máximos.

Propiedades básicas de las estrellas de neutrones

Mucho de lo que sabemos sobre las estrellas de neutrones lo sabemos gracias al estudio de los pulsares. Ambas cosas son lo mismo. La única diferencia (en nuestra opinión) es que la estrella de neutrones es el concepto físico, acuñado incluso antes de que se hayan descubierto; y el pulsar es el objeto astronómico que observamos con telescopios y antenas. En todo caso, los pulsares fueron asociados con el concepto de estrellas de neutrones casi inmediatamente después de su descubrimiento, por lo que son básicamente lo mismo.

El proceso de colapso descrito en la sección anterior hace que las estrellas de neutrones sean muy pequeñas y al mismo tiempo contengan mucha masa. En otras palabras, son extremadamente densas y compactas. Además, rotan muy rápido y tienen campos magnéticos muy intensos.

DENSIDAD

Existe consenso respecto de que el tamaño de las estrellas de neutrones es como una pequeña ciudad: solamente 10 a 15 km de radio, y con masas que fluctúan entre 1 y 2 veces la masa del Sol. Estos números provienen de cálculos usando modelos físicos y también de la modelación de mediciones astronómicas. En las figuras se compara una estrella de neutrones con la península de Antofagasta, que es visible desde el espacio como un pequeño detalle en la costa oeste de Sudamérica.

Si pensamos en lo que significa comprimir uno o dos soles en una esfera de 20 km de diámetro, debiéramos concluir que la materia en las estrellas de neutrones es extremadamente densa. Nuestros mejores modelos indican que la densidad aumenta desde aproximadamente 10⁶ g cm^-3 en la corteza exterior a más de 10¹⁴ g cm^-3 en el núcleo. Como comparación, la densidad del Osmio (el material más denso que se conozca y forme naturalmente en la Tierra) es de solamente 22.59 g cm^-3.

Este gradiente de densidad nos lleva desde valores altísimos a valores ya imposibles de imaginar. Si la cabeza de un fósforo estuviese hecha del material de la corteza en una estrella de neutrones, tendría una masa de aproximadamente 65 kilos. Pero si estuviese hecha del material del núcleo de la estrella ¡pesaría más de 6 millones de toneladas! Este es el peso de la gran pirámide de Gisa, en Egipto (aquí se asumió que la cabeza de fósforo tiene un diámetro de 0.5 cm).

Enlaces con ejemplos de cálculos del radio de estrellas de neutrones:

Usando observaciones de ondas gravitacionales y física nuclear.

Usando ondas gravitacionales y modelación de observaciones en rayos X.

ROTACIÓN

Mediante la observación de pulsares sabemos que las estrellas de neutrones pueden llegar a rotar muy rápido. El pulsar conocido que rota a mayor velocidad tiene un periodo de solamente 0.0014 s (es decir da un poco más de 714 vueltas por segundo). El periodo mínimo de rotación posible (o sea la velocidad máxima de giro posible) se estima en aproximadamente 0.0009 s (unas 1.100 vueltas por segundo, aproximadamente). Si un pulsar girase más rápido que eso, la fuerza centrífuga en la superficie superaría a la fuerza de gravedad y la estrella se desmembraría.

Por el otro lado, no existe un límite superior para el periodo de rotación. Es más, debido a que toda estrella de neutrones está desacelerando, después de miles de millones de años uno esperaría que algunas estrellas lleguen a rotar muy lento (con periodos de horas, o incluso días). Sin embargo, el pulsar solitario más lento que se conoce tiene un periodo de rotación de 23.5 s. Se cree que la razón por la cual no se conocen pulsares que roten más lento es que los mecanismos de emisión cesan de funcionar a medida que el periodo de rotación aumenta, por lo que brillarían muy poco y no los vemos, aunque estén ahí.

En esta página (en inglés) convirtieron las señales electromagnéticas en sonido, lo que nos permite escuchar los pulsos de algunos pulsares. Para los más rápidos es casi imposible escuchar cada pulso individualmente.

CAMPOS MAGNÉTICOS

Es posible que muchas de las estrellas de neutrones posean campos magnéticos muy intensos. No existe un método preciso para medir su campo magnético pero, asumiendo que la desaceleración observada en los pulsares es debida a la acción del campo magnético, calculamos que las estrellas de neutrones tienen campos magnéticos de al menos 100 millones de Gauss (10⁸ G) y que la gran mayoría alcanza unos 10¹² G. Más aún, existe una familia de pulsares que posee los campos magnéticos más intensos del universo: los magnetares, que superan los 10¹⁴ G. Para estos últimos existen mediciones hechas con otros métodos que aproximadamente confirman estas cantidades. Como comparación, considerar que el campo magnético de la Tierra, el que hace funcionar las brújulas, es de un poco menos que 1 G.

En todo esto se asume que la configuración del campo magnético es dipolar. Esta  configuración es común en la naturaleza y corresponde a una aproximación de primer orden del campo real. Sin embargo es muy probable que la configuración real no diste demasiado de la dipolar. Tanto el Sol como la Tierra tienen configuraciones magnéticas relativamente dipolares, como se muestra en las figuras.

En los modelos de emisión de pulsares, la componente dipolar de campo magnético es fundamental para explicar los procesos de radiación y lo delgado de los haces de luz. En el diagrama del pulsar la luz es generada en las dos regiones en donde convergen las líneas de campo, conocidas como los polos magnéticos. Esta radiación emerge de cada polo siguiendo la dirección del eje magnético.