La colisión de dos estrellas de neutrones es un impacto que se escucha en todo el universo. Los detectores de ondas gravitacionales captan las ondulaciones del espacio-tiempo, pero el sonido más interesante comienza después del impacto: el remanente de la fusión, una estrella de neutrones hipermasiva que gira vertiginosamente, sigue vibrando y emitiendo ondas durante unos milisegundos más. Esta señal corta pero repleta de información es lo que los físicos llaman tañido prolongado. Al escuchar cómo se apaga la campana tras el golpe, se puede saber de qué metal está fundida. Aquí ocurre igual: en las oscilaciones amortiguadas del remanente está codificada la ecuación de estado, la relación entre presión y densidad de la materia comprimida hasta valores inimaginables.

En los núcleos de las estrellas de neutrones, la materia está comprimida a densidades varias veces superiores a la del núcleo atómico. La ecuación de estado de esa materia sigue siendo uno de los grandes problemas sin resolver de la física de interacciones fuertes. Las restricciones actuales provienen de observaciones de fusiones de estrellas de neutrones (como GW170817), de mediciones de masas y radios, y de cálculos teóricos basados en la cromodinámica cuántica. Sin embargo, todas ellas se refieren a densidades de hasta aproximadamente tres veces la saturación nuclear, mientras que en los centros de las estrellas de neutrones más masivas la densidad puede alcanzar cinco o seis veces la saturación. Este trabajo se suma a las investigaciones que utilizan las ondas gravitacionales del post-fusión para sondear estas condiciones extremas, pero propone un nuevo parámetro observable que no se había considerado antes.

Los autores construyeron un conjunto de ecuaciones de estado mediante procesos gaussianos, restringidos por datos de la teoría efectiva quiral y de la cromodinámica cuántica perturbativa. Luego, mediante análisis de componentes principales, seleccionaron seis ecuaciones de estado "de oro" que cubren la región de confianza del 68%. Para cada una de ellas, realizaron simulaciones numéricas de fusiones de estrellas de neutrones con parámetros consistentes con GW170817: una masa chirp fija de 1,18 masas solares y tres relaciones de masas de los componentes (0,7; 0,85; 1,0). De las señales de ondas gravitacionales resultantes, extrajeron la energía y el momento angular emitidos por las ondas, así como la frecuencia instantánea. En la fase de tañido prolongado (de 1 a 15 ms después de la fusión), calcularon la pendiente de la relación entre energía y momento angular, que resultó ser constante.

El resultado clave: la pendiente dE_GW/dJ_GW en la fase de tañido prolongado se correlaciona con la presión y la densidad en el centro de la estrella de neutrones más masiva (el punto TOV). Para las seis ecuaciones de estado "de oro" y las tres relaciones de masas, esta correlación se describe mediante un modelo bilineal. Por ejemplo, al aumentar la presión en el punto TOV de 0,2 a 0,6 GeV/fm³, la pendiente cambia aproximadamente de 3,0 a 3,5 (en unidades adimensionales). La simulación de mediciones con una incertidumbre de ±4% mostró que el uso conjunto de la pendiente y la frecuencia del pico f2 permite reducir la incertidumbre de la ecuación de estado en la región de altas densidades en varias veces en comparación con el uso de solo f2.

El trabajo propone un nuevo parámetro observable de la señal de ondas gravitacionales tras la fusión de estrellas de neutrones, directamente relacionado con la ecuación de estado a densidades máximas. A diferencia de estudios anteriores centrados en picos espectrales (como f2), aquí se utiliza la relación entre energía y momento angular, que es más fácil de extraer de la señal y menos sensible a los detalles de la simulación. Esto abre el camino a restricciones directas de la ecuación de estado en el rango de densidades de 4 a 6 veces la saturación, donde actualmente no hay datos.

Con la entrada en funcionamiento de detectores de tercera generación, como Einstein Telescope y Cosmic Explorer, se espera registrar numerosos eventos de fusión de estrellas de neutrones con alta relación señal/ruido. Esto permitirá aplicar el método propuesto a datos reales y obtener restricciones cada vez más precisas sobre la ecuación de estado. Además, la correlación podría refinarse con simulaciones más detalladas que incluyan campos magnéticos, emisión de neutrinos y otros efectos. Así aprenderemos a leer en el tañido que se apaga de qué materia están hechos los objetos más extremos del universo.