Las estrellas de neutrones son el material más denso que podemos observar sin caer en un agujero negro: aproximadamente el doble de la masa del Sol comprimida en una bola de unos pocos kilómetros. Lo raro es que, según las medidas del telescopio NICER de la NASA, el púlsar pesado PSR J0740+6620 (2,08 masas solares) tiene un radio parecido al que se deduce para estrellas mucho más ligeras, en torno a 1,4 masas solares, como PSR J0030+0451. Es decir: engordas la estrella medio Sol entero y casi no se encoge.

Un preprint recién publicado en arXiv, titulado The Role of the Core in Setting Massive Neutron-Star Radii, propone una explicación sobre qué parte de la estrella es responsable de esa "verticalidad" en el diagrama masa-radio. Lo que sigue es un resumen propio del trabajo, no una traducción.

Qué dice el trabajo

Para que la curva masa-radio se mantenga casi vertical, la ecuación de estado (la receta que relaciona presión y densidad dentro de la estrella) tiene que volverse muy rígida a densidades altas. Los autores argumentan que, en las estrellas masivas, la escala del radio la fija un núcleo relativista con velocidad del sonido alta que arranca cerca del doble de la densidad de saturación nuclear. Las capas exteriores —la corteza propiamente dicha y el núcleo externo— aportarían solo una corrección menor:

"the outer low-density layer, comprising the true crust and outer core, supplies only a subdominant correction"

Cómo lo han comprobado

El método es una descomposición del radio. En lugar de comparar modelos completos, cortan la estrella en un punto de empalme y sustituyen toda la rama de baja densidad por distintos modelos unificados de ecuación de estado, con presiones de transición que varían en un factor de dos. Resultados:

• En la estrella de 2,08 masas solares, el radio del núcleo cambia apenas unos 160 metros, alrededor de la mitad de lo que varía el radio total.
• En una estrella de 1,4 masas solares no ocurre lo mismo: el radio del núcleo se mueve alrededor de 0,5 kilómetros según qué capa exterior le pongas.

Esa convergencia, subrayan, es un fenómeno específico de masas altas: cuanto más pesa la estrella, menos importa lo que pase en su piel.

Qué limitaciones tiene

Conviene bajar las expectativas antes de dar nada por cerrado:

• Es un preprint de arXiv; en el momento de escribir esto no consta revisión por pares publicada.
• Los radios de NICER no son medidas directas con cinta métrica, sino inferencias estadísticas a partir de cómo modula la rotación la luz de rayos X, con barras de error amplias.
• El resultado es una afirmación sobre qué parte del interior domina el radio, no una identificación de qué hay dentro: no zanja si hay materia de quarks, hiperones o neutrones bien apretados.

Por qué importa

Si el radio de los púlsares pesados está gobernado casi en exclusiva por el núcleo profundo, entonces cada nueva medida de una estrella masiva es una ventana bastante limpia a la física de la materia a densidades que ningún acelerador terrestre puede reproducir. Y al revés: deja de ser urgente afinar los modelos de corteza para ese rango de masas, y pasa a serlo entender por qué la velocidad del sonido se dispara ahí dentro. Para quien diseña las próximas campañas de NICER o analiza fusiones detectadas por ondas gravitacionales, saber dónde mirar es medio trabajo hecho.