Una cucharadita colmada, y la báscula marca mil millones de toneladas. Eso pesaría aproximadamente la materia de una estrella de neutrones si pudiéramos sacarla y pesarla. Estos objetos nacen tras la explosión de una supernova: el núcleo de la estrella se comprime hasta formar una esfera del tamaño de una ciudad, y la densidad supera a la del núcleo atómico.
Dentro de esa esfera, los átomos tal como los conocemos desaparecen. Los protones y los electrones se funden entre sí formando un líquido de neutrones. Pero en capas más profundas pueden aparecer otras partículas: hiperones, condensados de piones o incluso materia extraña de quarks. Los autores del capítulo rastrean cómo los teóricos construyeron las ecuaciones de estado (las reglas que relacionan presión y densidad) para describir ese relleno exótico. Desde los primeros modelos relativistas hasta los cálculos modernos con muchos tipos de partículas, la historia de las ideas se parece a armar un rompecabezas donde cada nueva pieza emerge de los datos de colisionadores y telescopios.
Hoy la ecuación de estado no es solo teoría. Es un puente entre los cálculos microscópicos de las fuerzas nucleares y las observaciones macroscópicas: masas de estrellas, su enfriamiento, sus destellos. La próxima década promete nuevos datos de los detectores terrestres de ondas gravitacionales y de los observatorios de rayos X. Así que la receta de la materia más densa del universo sigue perfeccionándose, y la cucharadita de peso inimaginable sigue siendo nuestra principal referencia.
Una estrella de neutrones gira tan rápido que su superficie puede moverse a decenas de miles de kilómetros por segundo: más rápido que cualquier cuerpo del sistema solar.
En la novela «El huevo del dragón», de Robert Forward, se describe vida en la superficie de una estrella de neutrones, donde, debido a la gravedad monstruosa, el tiempo transcurre cientos de veces más rápido que en la Tierra.