En el Interior de una Estrella de Neutrones, la Materia Empieza a Desintegrarse

El video explora qué le ocurre a la materia cuando la gravedad la comprime más allá de todo lo conocido: el interior de una estrella de neutrones. Arranca con una imagen cotidiana: los átomos son casi todo espacio vacío, como un estadio de fútbol con una canica en el centro. Tras presentar a las estrellas como una batalla entre gravedad y fusión nuclear, narra su muerte: el Sol dejará una enana blanca sostenida por la presión de degeneración electrónica, explicada con el principio de exclusión de Wolfgang Pauli, mientras que las estrellas masivas queman combustibles cada vez más pesados a ritmo acelerado hasta que el hierro detiene la fusión; el núcleo colapsa a un cuarto de la velocidad de la luz, explota como supernova y deja una estrella de neutrones de entre 1,5 y 2 masas solares en solo 12 kilómetros: una cucharadita pesaría más que todos los edificios de Nueva York juntos, y un terrón pesaría 400 millones de toneladas, setenta veces la Gran Pirámide de Guiza. Luego desciende capa por capa: la atmósfera, la corteza externa con núcleos gigantes ricos en neutrones, el punto de goteo de neutrones, la corteza interna y las fases de «pasta nuclear» —albóndiga, espagueti, lasaña, bucatini y queso suizo—, el material más resistente del universo. Explica la desintegración beta inversa que convierte protones y electrones en neutrones, confirmada con los 25 neutrinos de la supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes, y el límite de Chandrasekhar, calculado por Subrahmanyan Chandrasekhar en 1930. En el núcleo externo describe el superfluido de neutrones y la superconductividad de protones, evidenciados por los glitches del púlsar Vela; en el núcleo interno plantea el gran misterio: si los neutrones se disuelven en un plasma de quarks y gluones, en materia de quarks extraños según la hipótesis de Edward Witten, en superconductores de color o en hiperones. Cierra mostrando cómo las observaciones —los púlsares PSR J0348+0432 y PSR J0740+6620, el telescopio NICER y la onda gravitacional GW170817 detectada por LIGO y Virgo— acotan la ecuación de estado, una de las grandes preguntas abiertas de la física. Una estrella de neutrones típica tiene entre 1,35 y 2,1 masas solares en un radio de unos 12 km, y su densidad total va de 3,7×10^17 a 5,9×10^17 kg/m³, cifra comparable a la de un núcleo atómico (es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones). Dicho de otro modo, equivale a la masa de un avión Boeing 747 comprimida en un grano de arena. La corteza, en cambio, es sorprendentemente delgada, apenas unos cientos de metros de espesor flotando sobre un océano de líquido nuclear, y en ella los núcleos de hierro cercanos a la superficie tienen un 55% de neutrones y un 45% de protones, mientras que los aglomerados que aparecen al fondo de la corteza llegan al 96% de neutrones y solo un 4% de protones, según los astrónomos de la UNAM (astroscu.unam.mx/neutrones/NS-Pub/estructura.html). Más del 98% de la masa de toda la estrella reside en su núcleo. La transición de la corteza al núcleo ocurre alrededor de 10^14 gramos por centímetro cúbico, justo donde empieza la pasta nuclear que los divulgadores han bautizado con nombres de comida italiana por las formas que toman los núcleos, desde espaguetis hasta lasañas y queso suizo (noticiasdelaciencia.com/art/57547/que-hay-realmente-dentro-de-una-estrella-de-neutrones). Los científicos llaman a la fórmula que describe todo esto ecuación de estado, y saber cuál es la correcta sigue siendo un problema abierto, porque las densidades del núcleo interno no se pueden reproducir en ningún laboratorio ni predecir con seguridad mediante modelos. Lo que medir masas de púlsares binarios o detectar ondas gravitacionales sí puede hacer es descartar las propuestas que no encajan, y ahí va quedando acotado el mapa de lo que ocurre en el interior más denso del universo conocido.