Después de presentar el concepto de micronaciones, y consecutivamente sobre Celestia en mi primer artículos, en este intento presentar mi proyecto de micronación, pero me centraré en explicar sobre las estrellas exóticas.

Mi micronación incluye enanas blancas, estrella de neutrones, agujeros negros, estrellas de quarks, y como mi objetivo es tener un tipo de cada estrella exótica o compacta componiendo mi "nación o imperio", también agrego estrellas extrañas, estrellas "Q" o agujero gris, y una estrellas de preones. Como probablemente mucha gente esté más familiarizada más con lo concepto de los agujeros negros, en los siguientes párrafos explicaré un poco sobre cada tipo de estrella mencionada anteriormente (incluyendo también los agujeros negros). Empezemos por las enanas blancas, las más abundante en el universo, y en lo que hasta el Sol se transformará al final de su vida.

Enana blanca

Una enana blanca es el estado en el que se transforman estrellas como el Sol (de la secuencia principal) tras agotar su combustible nuclear. Cerca del final de su etapa de combustión nuclear, este tipo de estrella expulsa la mayor parte de su material exterior, creando una nebulosa planetaria. Solo queda el núcleo caliente de la estrella. Este núcleo se convierte en una enana blanca muy, pero muy caliente, con una temperatura superior a los 100 000 grados Kelvin (o 99727 °C).

La Nebulosa Ojo de Gato. Imagen en falso color (visible y rayos X) tomada por el telescopio espacial Hubble.

A menos que esté acrecentando materia de una estrella cercana (considerando variables cataclísmicas), la enana blanca se enfría durante los siguientes mil millones de años aproximadamente. Se han detectado muchas enanas blancas jóvenes cercanas como fuentes de rayos X suaves o de menor energía.

En pocas palabras, las enanas blancas son un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor que 10 masas solares ha agotado su combustible nuclear y ha expulsado mucho de esta masa en una nebulosa planetaria. De hecho, se trata de la evolución estelar que atravesará el 97 % de las estrellas que se conocen, incluido el Sol (como mencioné al principio).

En la imagen arriba tenemos una impresión artística de algunos posibles caminos evolutivos para estrellas de diferentes masas iniciales. Algunas protoestrellas, enanas marrones, nunca se calientan lo suficiente como para convertirse en estrellas completas y simplemente se enfrían y desaparecen. Las enanas rojas, el tipo más común de estrella, continúan ardiendo hasta que han convertido todo su hidrógeno en helio, transformándose en una enana blanca. Las estrellas similares al Sol se hinchan hasta convertirse en gigantes rojas antes de inflar sus capas externas y formar nebulosas coloridas mientras sus núcleos colapsan y forman enanas blancas. Las estrellas más masivas colapsan abruptamente después de quemar su combustible, provocando una explosión de supernova o un estallido de rayos gamma y dejando atrás una estrella de neutrones o un agujero negro.

Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes del universo, es decir, si más personas quieren tener sus prorpias micronaciónes ficticias, como yo, compuestas de enanas blancas o algo más, para con eso explorar el máximo de sus mentes y creatividad individual, o incluso colectiva, pueden quedarse contentos, pués hay muchas más estrellas en el universo que humanos o especies animales que han existido o existirán en la Tierra (para ser más preciso, los astrónomos estiman que el universo puede contener hasta un septillón de estrellas: un uno seguido de 24 ceros. Nuestra Vía Láctea por sí sola contiene más de 100 mil millones, incluida nuestra estrella mejor estudiada, el Sol).

Las enanas blancas están compuestas por átomos en estado de plasma; como en su núcleo ya no se producen reacciones termonucleares, la estrella no tiene ninguna fuente de energía que equilibre el colapso gravitatorio, por lo que la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma debido a su propio peso. La distancia entre los átomos en su seno disminuye radicalmente, por lo que los electrones tienen menos espacio para moverse (en otras palabras, la densidad aumenta mucho, hasta órdenes de 10⁶g/cm³, és decir, una tonelada por centímetro cúbico y aún más).

A estas densidades entran en juego el principio de indeterminación de Heisenberg y el principio de exclusión de Pauli para los electrones, los cuales se ven obligados a moverse a muy altas velocidades, generando la llamada presión de degeneración electrónica, que es la que efectivamente se opone al colapso de la estrella. Esta presión de degeneración electrónica es un fenómeno radicalmente diferente de la presión térmica, que es la que generalmente mantiene a las "estrellas normales".

Las densidades mencionadas son tan enormes que una masa equivalente a la del Sol cabría en un volumen como de la Tierra (lo que daría una densidad aproximada de 2 t/cm³), y solamente son superadas por las densidades de las estrellas de neutrones, de quarks y de los agujeros negros (yo incluí estrellas de quarks en el texto porque, viendo el avance de los nuevos descubrimientos astronómicos y científicos, para mí es 100% seguro que este tipo de estrellas exóticas existan en nuestro universo, así como vida inteligente fuera do sistema solar). Las enanas blancas emiten solamente energía térmica almacenada, y por ello tienen luminosidades muy débiles.

Comparación de una enana blanca y la Tierra.

En la foto arriba, a modo de ejemplo, pongo una enana blanca con una masa igual a del Sol, que tendría un radio de 5800 km (un poco más pequeño que el de nuestro planeta, que tiene un radio ecuatorial de 6378 km, y un radio polar de 6357 km, pués la Tierra es casi, pero no del todo, una esfera perfecta) y una velocidad de escape de 0,02 c (2% de la velocidad de la luz), es decir, la gravedad de una enana blanca es tan fuerte que, para que un cohete pueda salir de su atmósfera y entrar al espacio exterior, un cohete tendría que alcanzar una velocidad mínima de alrededor de 21.575.056 km/h, para la Tierra, la misma velocidad de escape es de 40.320 km/h.

Dentro de una enana blanca, dado que ella no puede generar presión interna (por ejemplo, debido a la liberación de energía de la fusión, ya que esta ha cesado), la gravedad compacta la materia hacia adentro hasta que incluso los electrones que componen sus átomos se colisionan. En circunstancias normales, los electrones idénticos (aquellos con el mismo "espín") no pueden ocupar el mismo nivel de energía.

Dado que solo hay dos maneras en que un electrón puede girar, solo dos electrones pueden ocupar un mismo nivel de energía. Esto se conoce en física como el Principio de Exclusión de Pauli (como se mencionó anteriormente).

En un gas normal, esto no supone un problema, ya que no hay suficientes electrones flotando para llenar todos los niveles de energía por completo. Sin embargo, en una enana blanca, la densidad es mucho mayor y todos los electrones están mucho más cerca entre sí. Esto se conoce como un gas "degenerado", lo que significa que todos los niveles de energía de sus átomos están llenos de electrones.

Para que la gravedad comprima aún más a la enana blanca, debe forzar a los electrones a ir a donde no pueden ir. Una vez que una estrella se degenera, la gravedad ya no puede comprimirla, porque la mecánica cuántica dicta que ya no hay espacio disponible. Por lo tanto, nuestra enana blanca sobrevive, no por fusión interna, sino por principios de la mecánica cuántica que impiden su colapso completo.

La materia degenerada tiene otras propiedades inusuales. Por ejemplo, cuanto más masiva es una enana blanca, más pequeña es. Esto se debe a que, a mayor masa, más deben comprimirse sus electrones para mantener suficiente presión hacia afuera para soportar la masa adicional. Sin embargo, existe un límite en la cantidad de masa que puede tener una enana blanca. En 1930 el físico indio Subrahmanyan Chandrasekhar descubrió que este límite es 1,4 veces la masa del Sol. Esto se conoce apropiadamente como el "límite de Chandrasekhar".

Con una gravedad superficial 100.000 veces mayor que la de la Tierra, la atmósfera de una enana blanca es muy extraña. Los átomos más pesados de su atmósfera se hunden y los más ligeros permanecen en la superficie. Algunas enanas blancas tienen atmósferas de hidrógeno o helio casi puro, los elementos más ligeros. Además, la gravedad atrae la atmósfera hacia sí formando una capa muy fina. Si esto ocurriera en la Tierra, la parte superior de la atmósfera estaría por debajo de la cima de los rascacielos.

Los científicos plantean la hipótesis de que existe una corteza de 50 km de espesor bajo la atmósfera de muchas enanas blancas. En la base de esta corteza se encuentra una red cristalina de átomos de carbono y oxígeno. Dado que un diamante es simplemente carbono cristalizado, se podría comparar una enana blanca fría de carbono/oxígeno con un diamante gigante.

Esta es solo una introducción sobre las enanas blancas, pués hay mucho más en internet, pero solo quería resumir, para que el texto no sea demasiado largo. Después de explicar básicamente qué es una enana blanca, ahora hablaré de las estrellas de neutrones.

Estrella de neutrones

Las estrellas de neutrones son remanentes estelares que concentran más masa que el Sol en una esfera aproximadamente tan ancha como la longitud de la isla de Manhattan de la ciudad de Nueva York.

Ellas se forman cuando una estrella masiva (con entre ocho y veinte veces la masa del Sol) se queda sin combustible y colapsa. La región central de la estrella, o sea, "el núcleo" colapsa, aplastando cada protón y electrón y convirtiéndolo en un neutrón. Si el núcleo de la estrella en colapso tiene entre 1 y 3 masas solares, estos neutrones recién creados pueden detener el colapso, dejando atrás una estrella de neutrones.

Estos procesos producen energía que evita que el núcleo colapse, pero cada nuevo combustible le compra cada vez menos tiempo. Para cuando el silicio se fusiona en hierro, la estrella se queda sin combustible en cuestión de días.

El siguiente paso sería fusionar el hierro en algún elemento más pesado, pero hacerlo requiere energía en lugar de liberarla. El núcleo colapsa y luego rebota de nuevo a su tamaño original, creando una onda de choque que viaja a través de las capas externas de la estrella. El resultado es una enorme explosión llamada supernova. El núcleo remanente es una estrella de neutrones superdensa.

El colapso del núcleo deja tras de sí el objeto más denso conocido: un objeto con la masa de un sol, reducido al tamaño de una ciudad. Estos remanentes estelares miden unos 20 kilómetros (12,5 millas) de diámetro. Un terrón de azúcar de material de estrella de neutrones pesaría alrededor de un billón de kilogramos (o mil millones de toneladas) en la Tierra, aproximadamente lo mismo que una montaña. En la foto abajo, dejo un una comparación de una estrella de neutrones con 1,5 veces la masa del Sol e la isla de Manhattan, en Nueva York, que tendría una velocidad de escape de 0,70 c (70% de la velocidad de la luz), lo que sería aproximadamente 755.972.000 km/h.

Explicándolo de forma más didáctica, la estrella comienza a fusionar helio en carbono, como las estrellas de menor masa. Pero luego, cuando el núcleo se queda sin helio, se contrae, se calienta y comienza a convertir su carbono en neón, lo que libera energía. Este proceso continúa a medida que la estrella convierte el neón en oxígeno, el oxígeno en silicio y, finalmente, el silicio en hierro. Propuestas originalmente por los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934 (dos años después del descubrimiento del neutrón) como posibles subproductos de una supernova, no recibieron mucha atención por parte de los astrofísicos teóricos en la época, ya que no existían entonces objetos conocidos a los cuales se pudiera asociar una estrella de neutrones.

Sin embargo, en 1967, la estudiante de postgrado en física de la de Universidad de Cambridge, Jocelyn Bell (entoces, con solo 24 años), liderada por su supervisor de tesis Antony Hewish, descubrió los púlsares, trabajo que le valió el Premio Nobel en 1974, los que fueron asociados rápidamente a estrellas de neutrones por Thomas Gold en 1968.

La explicación se basó en que los intensos campos magnéticos estimados para las estrellas de neutrones (del orden de 1012 G) podían dar cuenta de la estabilidad de los pulsos recibidos, y predijo que la frecuencia de los pulsos emitidos debía decaer lentamente en el tiempo, debido a la pérdida de energía rotacional: esto fue luego comprobado al descubrirse la disminución de la frecuencia de los pulsos del púlsar de la nebulosa del Cangrejo. Este argumento fue puesto sobre firmes bases teóricas por J. Ostrikcers y J. Gunns en 1971 con el modelo de frenado por dipolo magnético.

El 17 de agosto e 2017, el proyecto colaborativo LIGO/Virgo detectó un pulso de ondas gravitatorias, denominado GW170817, y que se asoció con la fusión de dos estrellas de neutrones en la galaxia elíptica NGC 4993, en la constelación Hidra.

GW170817 también parecía estar relacionado con un estallido de rayos gamma corto (de aproximadamente 2 segundos de duración), GRB 170817A, detectado por primera vez 1,7 segundos después de la señal de fusión GW, y un evento observacional de luz visible observado por primera vez 11 horas después, SSS17a.

Las estrellas de neutrones de rotación lenta y que no emiten radiación son casi indetectables; sin embargo, desde que el telescopio espacial Hubble detectó RX J1856.5-3754 en la década de los 90, se han detectado unas pocas estrellas de neutrones cercanas que parecen emitir sólo radiación térmica.

Se conjetura que los repetidores gamma suaves son un tipo de estrella de neutrones con campos magnéticos muy fuertes, conocidos como magnetares, o alternativamente, estrellas de neutrones con discos fósiles a su alrededor.

Desde que las estrellas de neutrones comenzaron su existencia como estrellas, se encuentran dispersas por toda la galaxia en los mismos lugares donde encontramos estrellas. Y al igual que las estrellas, pueden encontrarse solas o en sistemas binarios con una compañera.

Muchas estrellas de neutrones probablemente sean indetectables porque simplemente no emiten suficiente radiación. Sin embargo, bajo ciertas condiciones, pueden observarse fácilmente. Se han encontrado algunas estrellas de neutrones en el centro de remanentes de supernovas, emitiendo silenciosamente rayos X. Sin embargo, con mayor frecuencia, las estrellas de neutrones giran de forma descontrolada con campos magnéticos extremos, como púlsares o magnetares.

Se cree que hay alrededor de mil millones de estrellas de neutrones en la Vía Láctea, y, como mínimo, varios cientos de millones, cifra que se obtiene estimando el número de estrellas que han sufrido explosiones de supernova. Sin embargo, la mayoría son viejas y frías, e irradian muy poco; la mayoría de las estrellas de neutrones que se han detectado se dan sólo en determinadas situaciones en las que sí irradian, como si fueran un púlsar o parte de un sistema binario.

En sistemas binarios, algunas estrellas de neutrones pueden acrecentar material de sus compañeras, emitiendo radiación electromagnética impulsada por la energía gravitacional del material acrecentado. A continuación, los presento dos clases generales de estrellas de neutrones no silenciosas: púlsares y magnetares.

Púlsares: Son un tipo de estrella de neutrones que gira rápidamente. En la superficie de estos objetos se forman brillantes puntos calientes de rayos X. A medida que giran, aparecen y desaparecen de la vista como los rayos de un faro. Algunos púlsares giran más rápido que las aspas de una licuadora.

Magnetares: Todas las estrellas de neutrones tienen campos magnéticos intensos. Sin embargo, el de un magnetar puede ser 10 billones de veces más potente que el de un imán de refrigerador y hasta mil veces más potente que el de una estrella de neutrones típica.

Agujeros negros

Los agujeros negros se encuentran entre los objetos cósmicos más misteriosos, muy estudiados, pero aún no completamente comprendidos. Estos objetos no son realmente agujeros. Son enormes concentraciones de materia compactadas en espacios diminutos. La “superficie” de un agujero negro, llamada horizonte de eventos o de sucesos, define el límite donde la velocidad necesaria para escapar excede la velocidad de la luz, que es el límite de velocidad del cosmos, por lo tanto, la materia y la radiación caen, pero no pueden salir después.

Se han observado ampliamente dos clases principales de agujeros negros. Agujeros negros de masa estelar, con una masa que va desde tres hasta decenas de veces la del Sol, están dispersos por nuestra galaxia, la Vía Láctea, mientras que monstruos supermasivos que pesan entre 100.000 y miles de millones de masas solares se encuentran en los centros de la mayoría de las grandes galaxias, incluida la nuestra.

Un agujero negro de masa estelar se forma cuando una estrella con más de 20 masas solares agota el combustible nuclear de su núcleo y colapsa bajo su propio peso. El colapso desencadena una explosión llamada de supernova (que tienen un brillo comparable al de una galaxia entera y tarda varias semanas o meses en desaparecer), que expulsa las capas externas de la estrella. Pero si el núcleo aplastado contiene más de tres veces la masa del Sol, ninguna fuerza conocida el en la naturaleza puede impedir su colapso, formando así un agujero negro. La origen de los agujeros negros supermasivos es poco conocida, pero sabemos que han existido desde los primeros días de la vida de una galaxia y del propio universo.

El concepto de un cuerpo tan denso y pesado que ni siquiera la luz puede escapar de él fue descrito por primera vez en un artículo enviado en el año de 1783 a la Royal Society de Londres por el geólogo y clérigo inglés John Michell. En aquellos tiempos, la teoría de Newton de la gravitación y el concepto de velocidad de escape ya eran muy conocidas.

Michell calculó que un cuerpo con una densidad 500 veces mayor que la del Sol, pero con su mismo radio, tendría, en su superficie, una velocidad de escape igual a la de la luz y sería invisible. En 1796 el matemático francés Pierre-Simon Laplace explicó en las dos primeras ediciones de su libro Exposition du Systeme du Monde la misma idea, aunque, al ganar terreno la idea de que la luz era una onda sin masa, en el siglo 19 fue descartada en ediciones posteriores.

En las cercanías de un agujero negro se suele formar un disco de acrecimiento, o acreción, compuesto de materia con momento angular, carga eléctrica y masa, que es afectada por su enorme atracción gravitatoria, ocasionando que inexorablemente atraviese el horizonte de sucesos y, por lo tanto, incremente el tamaño del agujero.

En cuanto a la luz que atraviesa la zona del disco, también es afectada, tal como está previsto por la teoría de la Relatividad. El efecto es visible desde la Tierra por la desviación momentánea que produce en posiciones estelares conocidas, cuando los haces de luz procedentes de las mismas transitan dicha zona.

Los agujeros negros contienen toda la masa de la estrella en un punto matemático, que es lo que se conoce como singularidad. Einstein nunca aceptó eso, sino que pensaba que la masa debería ocupar una región finita aunque fuera pequeña y por eso se opuso a la existencia de agujeros negros, que nadie llamaba así entonces (se conocían como "singularidades de Schwarzschild"). El nombre "black hole o agujero negro en español" lo propuso el físico estadounidense John Archibald Wheeler, 10 años después de la muerte de Einstein.

En palabras más simples, un agujero negro es el resultado final de la acción de la gravedad extrema llevada hasta el límite posible. La misma gravedad que mantiene a la estrella estable, la empieza a comprimir hasta el punto que los átomos comienzan a aplastarse. Los electrones en órbita se acercan cada vez más al núcleo atómico y acaban fusionándose con los protones, formando más neutrones. Este proceso comportaría la emisión de un número elevado de neutrinos.

El resultado final es una estrella de neutrones. En este punto, dependiendo de la masa de la estrella, el plasma de neutrones dispara una reacción en cadena irreversible, la gravedad aumenta enormemente al disminuirse la distancia que había originalmente entre los átomos. Las partículas de neutrones implosionan, aplastándose más,dando como resultado un agujero negro, que es una región del espacio-tiempo limitada por el llamado horizonte de eventos.

Otro punto importante sobre los agujeros negros es el concepto de radio de Schwarzschild. El radio de Schwarzschild es la medida del tamaño de un agujero negro de Schwarzschild, es decir, un agujero negro de simetría esférica y estático. Se corresponde con el radio aparente del horizonte de sucesos, expresado en coordenadas de Schwarzschild.

Puesto que el tamaño de un agujero negro depende de la energía absorbida por este, cuanto mayor es la masa del agujero negro, tanto mayor es el radio de Schwarzschild, que viene dado por:

Donde:

G es la constante gravitatoria,
M es la masa del objeto y
c es la velocidad de la luz.

Esta expresión la halló Karl Schwarzschild en 1916 y constituye parte de una solución exacta para el campo gravitatorio formado por una estrella con simetría esférica no rotante. La solución de Schwarzschild fue la primera solución exacta encontrada para las ecuaciones de la relatividad general. El radio de Schwarzschild es proporcional a la masa del objeto.

El radio de Schwarzschild para la masa del Sol es de 3 km mientras que el radio de Schwarzschild de un objeto de la masa terrestre es de tan solo 8.89 mm. El agujero negro supermasivo del centro galáctico tiene una masa de unos 4 millones de masas solares y su radio es, aproximadamente, de 12 millones de kilómetros (unos 40 segundos luz).

Ilustración simple de un agujero sin rotación.

Las soluciones a las ecuaciones de la relatividad general u otra teoría de la gravedad (como la supergravedad) a menudo resultan en puntos donde la métrica se dispara hasta el infinito (las llamadas singularidades). Sin embargo, muchos de estos puntos son completamente regulares, y los infinitos son simplemente el resultado de usar un sistema de coordenadas inadecuado en ese punto. Para comprobar si existe una singularidad en un punto determinado, se debe comprobar si en ese punto las cantidades invariantes al difeomorfismo (es decir, los escalares) se vuelven infinitas. Dichas cantidades son las mismas en todos los sistemas de coordenadas, por lo que estos infinitos no desaparecerán con un cambio de coordenadas.

Mientras que en un agujero negro sin rotación la singularidad ocurre en un único punto en las coordenadas del modelo, denominado "singularidad puntual", en un agujero negro rotatorio, también conocido como agujero negro de Kerr, la singularidad ocurre en un anillo (una línea circular), denominado "singularidad de anillo". En teoría, dicha singularidad también podría convertirse en un agujero de gusano.

Agujero negro de Kerr.

De forma más general, un espacio-tiempo se considera singular si es geodésicamente incompleto, lo que significa que existen partículas en caída libre cuyo movimiento no puede determinarse más allá de un tiempo finito, posterior al punto de alcanzar la singularidad. Por ejemplo, cualquier observador dentro del horizonte de sucesos de un agujero negro sin rotación caería en su centro en un período finito. La versión clásica del modelo cosmológico del Big Bang del universo contiene una singularidad causal al inicio del tiempo (t=0), donde todas las geodésicas temporales no tienen extensiones en el pasado.

Extrapolando hacia atrás a este tiempo hipotético 0, obtenemos un universo con todas las dimensiones espaciales de tamaño cero, densidad infinita, temperatura infinita y curvatura espaciotemporal infinita.

En la actualidad todavía se desconoce lo que sucede con la materia que cae en el agujero negro atravesando este límite, porque para escalas pequeñas solo una teoría cuántica de la gravedad podría explicarlos adecuadamente, pero no existe una formulación completamente consistente con dicha teoría.

Comparación entre una estrella de neutrones y un agujero negro.

Los fenómenos físicos se explican mediante dos teorías en cierto modo contrapuestas y basadas en principios incompatibles: la mecánica cuántica, que explica la naturaleza de "lo muy pequeño", donde predomina el caos y la estadística y admite casos de evolución temporal no determinista, y la relatividad general, que explica la naturaleza de "lo que és muy pesado" y que afirma que en todo momento se puede saber con exactitud dónde está un cuerpo, siendo esta teoría totalmente determinista.

Ambas teorías están experimentalmente confirmadas pero, al intentar explicar la naturaleza de un agujero negro, es necesario discernir si se aplica la cuántica, por ser algo muy pequeño, o la relatividad por ser algo tan pesado. Está claro que hasta que no se disponga de una física más avanzada no se conseguirá explicar realmente la naturaleza de este fenómeno, es decir, qué realmente se sucede dentro de un agujero negro.

La primera imagen de un agujero negro fue captada en 2019 por la colaboración del Telescopio del Horizonte de Eventos (em inglés Event Horizon Telescope o EHT). La impactante fotografía del agujero negro en el centro de la galaxia M87, a 55 millones de años luz de la Tierra, cautivó a científicos de todo el mundo.

La primera fotografía de un agujero negro.

Para concluir este tema sobre agujeros negros, también es bueno explicar lo que los agujeros negros no son:

- Agujeros de gusano o Wormholes. No, los agujeros negros no proporcionan atajos entre diferentes puntos del espacio, ni portales a otras dimensiones o universos.

- Agujeros equivalen a pozos. No, un agujero negro no es realmente un agujero en absoluto. Un agujero negro es un objeto como cualquier otro, excepto que es extremadamente denso. Esto le confiere un campo gravitacional tan alto que nada, ni siquiera la luz, puede escapar

- Aspiradoras cósmicas. Los agujeros negros no absorben otra materia. Desde una distancia suficiente, sus efectos gravitacionales son iguales a los de otros objetos de la misma masa.

Estrella de quarks

Estrella de quarks es un hipotético tipo de estrella exótica en la cual, debido a la alta densidad, la materia existe en forma de quarks desconfinados. Lo anterior es comúnmente llamado un plasma de quarks-gluones.

Se plantea la hipótesis de que cuando la materia degenerada por neutrones, que compone las estrellas de neutrones, se somete a suficiente presión por la propia gravedad de la estrella o por la supernova inicial que la creó, los neutrones individuales se descomponen en sus quarks constituyentes (quarks arriba y quarks abajo), formando lo que se conoce como materia de quarks. Esta conversión puede limitarse al centro de la estrella de neutrones o transformar la estrella entera, dependiendo de las circunstancias físicas. Este tipo de estrella se conoce como estrella de quarks.

Este estado de la materia podría encontrarse en regiones internas de estrellas de neutrones, o bien componer la totalidad de la estrella. En el segundo caso, la materia no se mantendría unida por la atracción gravitacional, sino por la interacción fuerte entre los quarks. En este caso se dice que la estrella está "autoligada". Las estrellas de quarks tienen una densidad muy superior a una estrella de neutrones y a la vez muy inferior a la de un agujero negro (que tiende al infinito).

Relaciones masa-radio para modelos de una estrella de neutrones sin estados exóticos (rojo) y una estrella de quarks (azul).

El análisis de las estrellas de quarks fue propuesto por primera vez en 1965 por los físicos soviéticos D. D. Ivanenko y D. F. Kurdgelaidze. Su existencia no ha sido confirmada.

La ecuación de estado de la materia de quarks es incierta, al igual que el punto de transición entre la materia degenerada por neutrones y la materia de quarks. Las incertidumbres teóricas han impedido realizar predicciones a partir de los primeros principios.

Experimentalmente, se está estudiando activamente el comportamiento de la materia de quarks con colisionadores de partículas, pero estos solo pueden producir masas de plasma de quarks-gluones muy calientes (por encima de 10¹²K) del tamaño de núcleos atómicos, que se desintegran inmediatamente después de su formación.

Las condiciones dentro de estrellas compactas con densidades extremadamente altas y temperaturas muy inferiores a 10¹²K no pueden recrearse artificialmente, ya que no se conocen métodos para producir, almacenar o estudiar directamente la materia de quarks "fría" tal como se encontraría dentro de las estrellas de quarks. La teoría predice que la materia de quarks posee algunas características peculiares en estas condiciones.

Si bien no se han observado objetos que puedan ser asociados a estrellas compuestas completamente de quarks, la existencia de quarks desconfinados en el interior de estrellas de neutrones no está descartada, ya que la composición de la materia a esas densidades (ρ ~ 10¹⁵ g/cm³) es aún incierta.

Imagen de rayos-X del púlsar 3C58 obtenida por el observatorio Chandra.

Se han descubierto dos posibles candidatos a estrellas de quarks, RX J1856.5-3754 y 3C58. Inicialmente catalogadas como estrellas de neutrones, la primera parece más pequeña y la segunda más fría de lo que deberían ser, lo que sugiere que pueden estar compuestas por un material de mayor densidad que la materia degenerada. No obstante, los resultados no son concluyentes. También se propuso un tercer candidato, denominado XTE J1739-285, también ha sido propuesto como posible candidato.

Pero, un análisis más delicado y posterior de las observaciones mejoradas de Chandra y Hubble reveló que la temperatura de la superficie de la estrella es más baja, solo 434 000 °C y, respectivamente, el diámetro es mayor, aproximadamente 14 km (teniendo en cuenta los efectos de relatividad general, el radio observado aparece unos 17 km). Por lo tanto, RX J1856.5-3754 ahora está excluido de la lista de candidatos a ser una estrella de quarks.

Por último, hablaré de las "aterradoras" estrellas extrañas, y otros tipos de estrellas exóticas súper densas, pero brevemente, ya que no hay mucho sobre ellas en Wikipedia u otros sitios.

Estrella extraña

Una estrella extraña o estrella de materia extraña es una estrella de quarks hecha de materia extraña, cuyo nombre se debe a estar formada por una fracción sustancial quarks extraños. Forman un subgrupo bajo la categoría de estrellas de quarks.

Las estrellas extrañas son un tipo hipotético de estrellas, aun no confirmado experimentalmente de manera positiva y definitiva como estrella extraña, aunque se conjetura teóricamente que pueden existir estrellas extrañas sin tener en cuenta la suposición de Bodmer-Witten de estabilidad a temperaturas y presiones cercanas a cero, ya que la materia extraña de quarks podría formarse y permanecer estable en el núcleo de las estrellas de neutrones, de la misma manera que podría hacerlo la materia ordinaria de quarks.

Los primeros trabajos sobre la materia de quarks extraños sugerían que sería un líquido homogéneo, pero otros modelos proponen una alternativa heterogénea con "pepitas de quarks extraños" con carga positiva incrustadas en un gas de electrones con carga negativa. Esta estructura reduce el campo eléctrico externo de las estrellas y la variación de densidad con respecto a las expectativas teóricas previas, por lo que estas estrellas parecen casi indistinguibles de las estrellas de neutrones ordinarias.

Ilustración del interior de una estrella de neutrones y una estrella de quarks extraños.

Las estrellas de materia extraña difieren en varios aspectos sustanciales de las estrellas de neutrones, podría ser entre 10 y 100 veces más densas que las estrellas de neutrones y tendrían una corteza extremadamente delgada, por lo que en gradiente de densidad másica sería mucho más abrupta que en las estrellas de neutrones cuyas densidades van de

10^{14}

en su centro a menos de

10^{1}

g/cm

^{3}

en su superficie de hierro ionizado. Por su parte las estrellas de neutrones tendrían densidades más uniformes comprendidas entre

10^{15}

10^{17}

g/cm

^{3}

. Así se conjetura que las estrellas extrañas tendrían una capa de corteza de material de estrella de neutrones. La profundidad de la capa de la corteza dependerá de las condiciones físicas y circunstancias de toda la estrella y de las propiedades de la materia extraña de quarks en general. Las estrellas compuestas parcialmente de materia de quarks (incluida la materia extraña de quarks) también se conocen como estrellas híbridas.

Al abordar parámetros clave como la tensión superficial y las fuerzas eléctricas que se descuidaron en el estudio original, los resultados muestran que mientras la tensión superficial esté por debajo de un valor crítico bajo, los grandes strangelets son de hecho inestables a la fragmentación y las estrellas extrañas naturalmente tienen cortezas de strangelets complejas, análogas a las de las estrellas de neutrones.

En un artículo publicado por astrofísicos de la Universidad de São Paulo (USP) y de la Universidad Federal del ABC (UFABC), ambas ubicadas en Brasil, en la edición de abril de 2023 de la revista científica Astronomy & Astrophysics (también dejaré el enlace a este artículo en el campo de fuentes), se señala que la masa, el radio y la temperatura superficial de un objeto compacto llamado XMMU J173203.3−344518, que és el nombre oficial de la estrella, coinciden con los modelos teóricos que predicen la existencia de esta clase de cuerpo celeste en el universo. Estos modelos utilizan la relatividad general para inferir la gravitación y trabajan con diferentes escenarios para el enfriamiento del núcleo de las supernovas.

En la naturaleza, los quarks no deberían existir sueltos, están atrapados en las entrañas de los protones y neutrones. Sin embargo, en objetos celestes hipotéticos aún más pequeños y densos que las estrellas de neutrones, los quarks, especialmente los del tipo extraño, podrían existir de forma aislada. “En una estrella extraña, los neutrones se habrían disuelto y generado una sopa de quarks”, explica Horvath.

El principal argumento a favor de la idea de que el objeto compacto XMMU J173203.3−344518 podría estar hecho de materia extraña es el valor revisado de su masa, que, en un estudio publicado a finales de 2022 en la revista Nature Astronomy, se redujo de 1,4 a 0,77 masas solares.

Las investigaciones teóricas también han revelado que las estrellas de quarks podrían no solo producirse a partir de estrellas de neutrones y supernovas potentes, sino también en las primeras separaciones de fases cósmicas tras el Big Bang.

Si estas estrellas de quarks primigenias pueden transformarse en materia extraña de quarks antes de que las condiciones externas de temperatura y presión del universo primitivo las vuelvan inestables, podrían estabilizarse, si se cumple la hipótesis de Bodmer-Witten. Estas estrellas extrañas primigenias podrían sobrevivir hasta nuestros días.

Lo "aterrador" de las estrellas extrañas es el material del que están hechas, que son los llamados strangelets.

Los strangelets son pequeños fragmentos de materia extraña. Solo existirían si la hipótesis de la materia extraña es correcta, en cuyo caso son el verdadero estado fundamental de la materia, y los núcleos son solamente estados metaestables con una duración muy larga. Son objetos o estados hipotéticos de la materia nuclear extraña constituidos por un conglomerado de 2 (doblete) o 3 (triplete) quarks extraños. En condiciones normales, el quark s (quark extraño) sometido a la interacción nuclear débil se desintegra en quarks u ("quark arriba") y d ("quark abajo").

Ilustración de partículas cuánticas.

En condiciones especiales (un plasma de quarks), se podría dar una reacción inversa y los quarks u y quarks d se podrían fusionar para dar lugar a quarks s, de modo que el objeto resultante de tales reacciones no es ya solo quarks sino "materia extraña" (strange matter); extraña en el sentido de que está basada en quarks s, o sea, quarks extraños que constituyen "strangelets".

Las dimensiones de los strangelets podrían variar desde los pocos femtómetros (dado que el femtómetro es equivalente a 10⁻¹⁵ metros, o una cuatrillónésima parte de un metro), hasta un tamaño arbitrariamente grande.

Curiosamente, según la hipótesis de la materia de quarks extraños, también podrían existir enanas de quarks extraños e incluso planetas de quarks extraños. Estos podrían producirse debido a la contaminación de enanas blancas/planetas por partículas extrañas del universo.

Para crear esta extraña materia, debe haber una extraordinaria compresión de materia, como ocurre dentro de una estrella superdensa, como las estrellas de neutrones y de quarks. El strangelet también puede crearse en el escenario del Big Bang del universo primitivo. Algunos autores asocian este tipo de strangelet (strangelet cosmológico) con la materia oscura que compone el universo, cuya naturaleza aún desconocemos.

Otra posibilidad de crear un strangelet es mediante la colisión de iones pesados sometidos a energía ultrarrelativista, como en los aceleradores de partículas RHIC del Laboratorio Nacional de Brookhaven (Estados Unidos) y el LHC del Centro Europeo de Física de Partículas (CERN) en Suiza. En experimentos realizados en el RHIC durante los últimos cinco años, no se ha detectado ningún signo de formación de strangelets, a pesar de la abundante producción de partículas elementales cargadas de strangelets.

Una de las posibles propiedades de esta hipotética porción de materia (strangelet) es que, al interactuar con la materia normal, podría absorberla, transformándose en un strangelet más grande y, en consecuencia, con mayor estabilidad, lo que haría que el proceso continuara indefinidamente, aumentando cada vez más la masa del strangelet. De esta forma, un strangelet podría tragarse toda la materia normal que lo rodea, hasta convertirse en un agujero negro.

El cosmólogo británico Martin Rees hizo una declaración bastante "audaz y aterradora" que a asustado mucha gente, junto con vídeos en YouTube, cuando se trata de aceleradores de partículas: existe una pequeña, pero real posibilidad de desastre.

En su libro de 2018, “Sobre el futuro: perspectivas para la humanidad”, ofrece algunas perspectivas bastante “sombrías”.

"Quizás podría formarse un agujero negro y luego absorber todo lo que lo rodea", escribe, al igual que la editora científica del periódico británico Telegraph, Sarah Knapton, quien informa en un artículo de septiembre de 2018 sobre este tema (dejaré el enlace a ese artículo de Sarah en el Telegraph junto con las otras fuentes que utilicé para explicar sobre las estrellas compactas en esta publicación aquí en mi blog, o simplemente haga clic directamente en el hiperlink arriba). "La segunda posibilidad aterradora es que los quarks se reensamblen en objetos comprimidos llamados strangelets".

Esto en sí mismo sería inofensivo. Sin embargo, según algunas hipótesis, un strangelet podría, mediante contagio, convertir cualquier otra cosa que encontrara en una nueva forma de materia, convirtiendo la Tierra entera en una esfera hiperdensa de unos cien metros de diámetro, que és aproximadamente la longitud de un campo de fútbol.

Para disipar las preocupaciones del público y de la comunidad científica, el director del Laboratorio Nacional de Brookhaven, ubicado en Upton, Long Island, Estados Unidos, encargó un informe en 1999 para considerar las preocupaciones fundamentales de seguridad sobre el colisionador de partículas, incluida la formación de strangelets.

Sobre esta cuestión en concreto, el informe abordó cuatro preocupaciones principales sobre el potencial de formación de strangelets y concluyó que dichas preocupaciones carecían de fundamento.

En primer lugar, señaló que, a pesar de su posibilidad teórica, no hay evidencia en ninguna parte del universo de que realmente exista materia extraña.

En segundo lugar, aunque la materia extraña se vuelve más estable a medida que un strangelet crece, lo inverso también es cierto, lo que significa que un strangelet diminuto, como los que podría producir un colisionador de partículas, sería inherentemente inestable y se desintegraría antes de poder interactuar con algo.

En tercer lugar, los aceleradores de partículas pesadas como el RHIC tendrían una energía demasiado alta para producir un strangelet estable. Era muy probable que el strangelet teóricamente más estable tuviera una carga eléctrica positiva, de modo que sería fuertemente repelido por el núcleo atómico cargado positivamente, impidiendo el tipo de interacción necesaria para una reacción en cadena descontrolada.

Después de acabar con ese miedo que existe en internet sobre la materia extraña y hablar de estrellas extrañas, voy a hablar brevemente, como dije antes, de dos tipos más de estrellas exóticas que se describen (pero aún muy teóricas y hipotéticas), que son las estrellas de preones, de las que yo mismo hice un post, en un blog de un viejo amigo mío que conocí en Facebook hace muchos años, y un otro tipo de estrella, que podría ser una alternativa para explicar qué ocurre con la materia dentro de un agujero negro, que son las estrellas de Planck (sobre el cual también escribí un artículo en el mismo blog que mencioné antes).

Estrela de préons

Una estrella preón es una estrella compacta hipotética formada por preones, un grupo de partículas subatómicas que teóricamente podrían formar quarks y leptones.

Las estrellas de preones tendrían densidades muy altas, superiores a 10²⁰ g/cm³, un valor intermedio entre las estrellas de neutrones y los agujeros negros. Una estrella preón tendría una masa comparable a la masa de la Tierra contenida en un volumen esférico de unos cinco metros de diámetro.

Densidad aproximada de varios cuerpos cósmicos supermasivos: estrellas de neutrones, estrellas de quarks, estrellas de preones y agujeros negros.

Estos objetos podrían detectarse, en principio, a través de lentes gravitacionales de rayos gamma. La existencia de estrellas preones explicaría potencialmente la discrepancia entre las observaciones y los cálculos cinemáticos sobre la masa de las galaxias que llevaron a la hipótesis de la materia oscura.

Las estrellas preones se originarían a partir de explosiones de supernovas o del Big Bang, aunque parece difícil explicar cómo pudieron formarse de esta manera objetos tan compactos.

En el contexto del modelo estándar de física de partículas, no existe un límite superior preciso para la densidad de estrellas compactas muy masivas pero estables. Sin embargo, si a un nivel más fundamental existen partículas elementales, en forma de prisiones, la estabilidad puede restablecerse más allá de este límite de densidad conocido por la física.

Se sabe que un gas degenerado en interacción fermiónica sustenta estrellas compactas y estables, con densidades mucho mayores que las de las estrellas de neutrones y de quarks. En el universo, sólo serían superados por los agujeros negros en densidad.

Este último párrafo lo tomé del post que hice en el 2013 sobre este tipo de estrella, en el blog de mi amigo Fransico Quiumento, llamado "Scientia est potentia". Si alguien tiene curiosidad o quiere leer el artículo completo que hice (con ayuda de Francisco, ya que en el 2013 no tenía los conocimientos en el área de la astronomía que tengo ahora), solo hacer un clic en e l hiperlink en el párrafo anterior. Lo único detalle es que el blog y el propio post están en portugués, porque, a pesar de escribir en este blog en español, en realidad soy de Brasil.

Estrela de Planck

En la teoría de la gravedad cuántica de bucles, una estrella de Planck es un objeto astronómico hipotético, teorizado como una estrella compacta y exótica, que existe dentro del horizonte de eventos de un agujero negro, y que se crea cuando la densidad de energía de una estrella en colapso alcanza la densidad de energía de Planck. En estas condiciones, suponiendo que la gravedad y el espacio-tiempo están cuantizados, surge una "fuerza" repulsiva derivada del principio de incertidumbre de Heisenberg.

La acumulación de masa-energía dentro de la estrella de Planck no puede colapsar más allá de este límite, ya que viola el principio de incertidumbre del propio espacio-tiempo.

La característica principal de este objeto teórico es que esta repulsión surge de la densidad de energía, no de la longitud de Planck, y comienza a surtir efecto mucho antes de lo que se podría esperar. Esta "fuerza" repulsiva es lo suficientemente fuerte como para impedir que la estrella colapse mucho antes de que se forme una singularidad y, de hecho, mucho antes de la escala de Planck para la distancia.

Dado que se calcula que una estrella de Planck es considerablemente más grande que la longitud de Planck, esto significa que hay espacio suficiente para que toda la información capturada dentro de un agujero negro se codifique en la estrella, evitando así la pérdida de información.

Ciclo de vida de una estrella masiva: desde su nacimiento hasta su colapso en un hipotético núcleo ultradenso de planck.

Si bien podríamos esperar que tal repulsión actuara muy rápidamente para revertir el colapso de una estrella, resulta que los efectos relativistas de la gravedad extrema de tal objeto ralentizan el tiempo de la estrella de Planck en un grado igualmente extremo.

Vista desde fuera del radio de Schwartzschild de la estrella, la recuperación de una estrella de Planck lleva aproximadamente catorce mil millones de años, por lo que incluso los agujeros negros primigenios recién ahora están comenzando a recuperarse desde una perspectiva externa. Además, la emisión de la teórica radiación de Hawking podría calcularse para que coincida con la escala temporal de los efectos gravitacionales en el tiempo, de modo que el horizonte de eventos que “forma” un agujero negro se evapore a medida que avanza el rebote.

Los agujeros negros estelares tienen algunas propiedades que intrigan a muchos físicos teóricos en la literatura actual. Estas propiedades aparecen cuando se describen los agujeros negros utilizando la relatividad general y la mecánica cuántica. Entre las propiedades relevantes se encuentran las singularidades físicas y la conservación de la información, entre otras. Por otra parte, propuestas recientes buscan encontrar una solución a estos problemas.

Con un núcleo de Planck, que no sería una singularidad, un agujero negro ya no albergaría un horizonte de eventos; no habría ningún lugar donde la atracción gravitatoria superara la velocidad de la luz. Pero para los observadores externos, la atracción gravitatoria sería tan fuerte que se vería y actuaría como un horizonte de eventos. Solo observaciones extremadamente sensibles, para las cuales aún no disponemos de la tecnología, podrían detectar la diferencia.

La propuesta de la “Estrella de Planck” nos lleva a la posible existencia de una nueva fase en la vida de una estrella que colapsa a escalas cercanas a Planck, contrarrestando su peso con material cuántico, evitando que dicha estrella colapse en una singularidad.

Estrellas de Planck: la investigación sobre la gravedad cuántica se aventura más allá del horizonte de eventos.

Las estrellas de Planck serían extremadamente pequeñas: un agujero negro de masa estelar formaría una estrella de Planck cuando alcanzara un diámetro de unos 10 -10 centímetros. Sin embargo, esto sigue siendo aproximadamente 30 órdenes de magnitud mayor que la longitud de Planck (una unidad de la longitud de Planck equivale a 1,61619926 × 10-35 metros).

Un dato curioso e interesante sobre el tamaño de la longitud de Planck: si una partícula o punto de aproximadamente 0,1 mm de tamaño (que es aproximadamente la cosa más pequeña que un ser humano puede ver a simple vista) se ampliara al tamaño del universo observable, entonces dentro de ese punto del tamaño del universo observable la longitud de Planck sería aproximadamente del tamaño del punto de 0,1 mm.

La existencia de estrellas de Planck fue propuesta por primera vez por Carlo Rovelli y Francesca Vidotto, quienes teorizaron en 2014 que las estrellas de Planck se forman dentro de los agujeros negros como una solución alternativa al cortafuegos de información del agujero negro.

La confirmación de las emisiones de los agujeros negros en recuperación podría proporcionar evidencia de la gravedad cuántica de bucles. Trabajos recientes demuestran que las estrellas de Planck pueden existir dentro de agujeros negros como parte de un ciclo entre un agujero negro y un hipotético agujero blanco.

Los problemas radicales requieren soluciones radicales, por lo que sustituir "singularidad" por "núcleo de Planck" no es tan descabellado, aunque la teoría sea apenas un esbozo, sin la física ni las matemáticas necesarias para describir con seguridad ese tipo de entorno. En otras palabras, los núcleos de Planck son el equivalente físico a la improvisación.

En esta parte sobre las estrellas de Planck, utilicé como fuentes, además de la tradicional Wikipedia y algunos extractos de un artículo de Live Science, también utilicé como fuente otra aportación mía en el blog de mi amigo Francisco, que mencioné antes en la parte sobre las estrellas preón, que se divide en parte uno y parte dos (dejaré, como con todas las fuentes que utilicé para este artículo, los enlaces a estas aportaciones mías de 2021, o simplemente haga clic directamente en los hiperlinks).

Después de toda esta explicación, creo que he conseguido explicar de forma “sencilla” qué el concepto de estrellas compactas y exóticas. En mi próxima entrada en este blog hablaré más sobre mi micronación, el porqué de su nombre, qué objetos la componen y quizás hasta una bandera simbólica, ya que así como muchas micronaciones tienen sus propias banderas, puede que la mía también tenga una (aunque no se vea muy bonita, ya que no soy experto en edición de imágenes).

Nota: Me di cuenta de que olvidé hablar de las estrellas "Q" o agujeros grises que mencioné al principio, como una de las 7 estrellas exóticas que forman parte de mi micronación, pero hablaré de ellas en el próximo artículo, ya que este ya es bastante largo (como se puede ver en la sección de fuentes que utilicé, más de 30 para esta publicación), lo que puede hacer que la lectura sea tediosa.

Fuentes:

Buscar en este blog

República Independiente de las Estrellas Compactas

Estrellas exóticas

Enana blanca

Estrella de neutrones

Agujeros negros

Estrella de quarks

Estrella extraña

Estrela de préons

Estrela de Planck

Comentarios

Publicar un comentario

Entradas populares de este blog

Estrellas congeladas

Ovillos (Fuzzballs)

Estrellas electrodébiles