rotación estelar

La orquesta toca, aunque nadie ve al director. Los músicos son partículas cargadas en la magnetosfera del púlsar, y la partitura son los campos eléctricos y magnéticos nacidos de la rotación de la estrella superdensa.

Dos bailarines en un mismo escenario: uno tira de su pareja hacia un lado, el otro hacia el opuesto. En el cristal Cu2(OH)3Br, conocido como botallackita, los átomos de cobre se disponen en cadenas donde los espines (momentos magnéticos) de iones vecinos se alinean ya sea en paralelo, como en un ferromagneto, o en antiparalelo, como en un…

Un millón de órbitas, la misma partitura. Nueve halos de materia oscura, nueve orquestas sin director. Todos los músicos tocan las mismas notas, pero en cada sala la música suena distinta: en unas, con armonía; en otras, con desfases. Así, las galaxias satélite que caen en el halo de su anfitrión siguen órbitas que dependen no solo de la masa, sino también de la forma del escenario invisible.

Es como un récord en una carrera de velocidad: para batirlo necesitas una carrera perfecta. Pero los púlsares sub-milisegundo púlsares tienen una carrera demasiado corta. El púlsar más rápido conocido, PSR J1748-2446ad, da 716 vueltas por segundo, más rápido que una batidora de cocina.

Las estrellas son como peonzas: nacen girando rápido y con el tiempo se van frenando. Este proceso es como un reloj de arena: cuanto más lenta es la rotación de una estrella, más vieja es. Los astrónomos usan esta relación para determinar la edad de las estrellas, pero para ello necesitan grupos de referencia de estrellas con edad conocida.

Un reactor de fusión tipo stellarator se parece a un capullo magnético retorcido con astucia. Su tarea es contener plasma sobrecalentado para que los núcleos de hidrógeno se fusionen y produzcan energía. Pero la forma tridimensional del capullo crea huecos: algunas partículas escapan, especialmente las más rápidas, que son las que llevan el mayor calor.

Un cúmulo globular —un denso enjambre de cientos de miles de estrellas— atraviesa la galaxia como una bala perfora el agua. En materia oscura ordinaria (esa masa invisible que mantiene unidas a las galaxias), debería perder velocidad rápidamente debido a la fricción dinámica.

La corona solar vive una vida turbulenta. Los campos magnéticos aquí obedecen los movimientos de la densa superficie del Sol (la fotosfera), pero a veces ellos mismos reescriben el patrón magnético. Durante las erupciones, los bucles coronales —arcos de plasma— se retuercen y se reconectan.

En el corazón mismo de la Vía Láctea, alrededor de un agujero negro supermasivo invisible, giran estrellas. Una de ellas, S301, completa una órbita en solo 8,7 años. Su trayectoria es una elipse muy aplastada: a veces se acerca casi rozando al agujero negro, y otras se aleja hasta perderse.

Doscientos ochenta y nueve días: eso dura exactamente una rotación de la enana blanca WD 1532+129. No es solo un récord: en su superficie, en los polos magnéticos, aparecen cicatrices de hierro y otros metales, mudos testimonios de los planetas que ha devorado.

89 milisegundos. Eso dura la avalancha de vórtices que acelera bruscamente la rotación del púlsar Vela — uno de los púlsares más famosos por sus glitches. Los púlsares son estrellas de neutrones que giran a gran velocidad, nacidas del colapso de supernovas.

Un faro en alta mar no solo gira: su lámpara por sí misma a veces se atenúa y a veces se aviva. Más o menos así se comportan las enanas blancas magnéticas, restos superdensos de estrellas como nuestro Sol.

Una escalera de caracol por la que ruedan canicas. Unas giran hacia la derecha, otras hacia la izquierda. Los peldaños están dispuestos de tal manera que las que giran a la derecha pasan más rápido, mientras que las de la izquierda se atascan. Algo muy parecido ocurre dentro de las moléculas helicoidales, como la doble hélice del ADN.

En el centro de muchas galaxias giran peonzas cósmicas de increíble poder: los agujeros negros supermasivos. Su naturaleza fue descrita por primera vez por Schwarzschild justo después de que Einstein regalara al mundo la teoría de la relatividad general.

Durante décadas, los astrofísicos construyeron una imagen ordenada: la galaxia, como un gigantesco carrusel, gira a un ritmo uniforme, y el agujero negro supermasivo situado en su centro hereda esa danza.

En el centro de un cúmulo estelar denso reina una auténtica fragua: aquí las estrellas, como piezas al rojo vivo, chocan y se fusionan bajo la acción de la gravedad, y estas fusiones no son una catástrofe, sino una oportunidad. Cada golpe del martillo estelar transfiere rotación al futuro agujero negro.

Como un carrusel: es más fácil hacer girar uno ligero que uno pesado. Algo similar ocurre con las estrellas de neutrones, los restos superdensos de estrellas que han explotado. Los astrónomos examinaron unas cincuenta sistemas binarias donde una estrella de neutrones orbita alrededor de otra y notaron que cuanto más masiva es la estrella, más largo es su período de rotación.

En el corazón del motor warp está la idea de Einstein de que los cuerpos masivos curvan el espacio-tiempo — el propio escenario donde ocurren todos los eventos cósmicos. Imagina una burbuja de ese espacio-tiempo curvado.

Un agujero negro no es solo una mancha oscura en el cielo. Su sombra se proyecta sobre el fondo luminoso de la materia que cae y guarda la huella de la propia geometría del espacio. Si la gravedad está organizada de manera un poco diferente a lo que estamos acostumbrados a pensar, la sombra lo delatará.

Cuando dos estrellas superdensas giran en un baile íntimo, el espacio a su alrededor tiembla. Ese temblor —las ondas gravitacionales— es captado por gigantescos detectores en la Tierra. Pero descifrar la señal no es fácil: hay que entender con qué nos enfrentamos, si con un par de agujeros negros o de estrellas de neutrones.

Una estrella de neutrones es el resto de una gigante que explotó, comprimido hasta el tamaño de una ciudad. Una cucharadita de su materia pesa mil millones de toneladas. Dentro de una estrella así, las partículas están tan apretadas que empiezan a manifestarse efectos cuánticos. Uno de ellos es la rotación propia de las partículas, o espín.

En los centros de las galaxias, donde los agujeros negros supermasivos dormitan rodeados de enjambres estelares, a veces se encienden fuegos de fuerza monstruosa: las disrupciones por marea. Pero algunos de estos eventos se comportan de manera extraña: se repiten una y otra vez, y cada nuevo encendido es más tenue que el anterior.

En el interior de una estrella de neutrones, la materia está tan comprimida que los núcleos atómicos se fusionan en largos filamentos y láminas planas. Los astrofísicos llaman a estas estructuras fideos nucleares. En su superficie, la densidad de la materia cae casi a cero, como si emergieras de un denso gel al aire enrarecido.

Una estrella de neutrones es una esfera del tamaño de una ciudad, pero con una masa como la de todo el Sol. Su campo magnético puede desgarrar átomos a miles de kilómetros de distancia.

Dos corrientes rápidas de partículas cargadas chocan — y las líneas de campo magnético comienzan a romperse y reconectarse. Este proceso alimenta las erupciones solares y las auroras boreales. Usualmente se pensaba que todas las partículas se comportan igual, como balas de un mismo rifle.

Una peonza que gira y a la vez se bambolea ligeramente: así es, según los astrónomos, el comportamiento de la estrella de neutrones en el sistema binario Hércules X-1. Completa una vuelta sobre su eje en un segundo, pero su eje describe lentamente un cono con un periodo de 35 días.

El carrusel hace girar a todos los caballitos en la misma dirección, pero uno se empeña en galopar en sentido contrario. Así se comporta el planeta TOI-1710 b alrededor de su estrella. Con los instrumentos HARPS-N y GIANO-B, los astrónomos midieron su inclinación: 149 grados. Es casi un giro de 180, es decir, el planeta vuela por su órbita “marcha atrás” respecto a la rotación de la estrella.

Una estrella de neutrones es un trompo con la masa del Sol, comprimido al tamaño de una ciudad. Nace en el fuego de una supernova y normalmente solo frena su rotación. Pero a veces, sin razón aparente, de repente acelera: ese tirón se llama glitch.

Las estrellas en las afueras de las galaxias giran inesperadamente rápido. Según Newton, cuanto más lejos del centro, más lento debería ser el movimiento, como en un baile circular donde los que están en el borde van más despacio.

Una estrella de neutrones es el núcleo comprimido de una estrella muerta, un objeto del tamaño de una ciudad pero de densidad monstruosa. Algunas de estas estrellas se convierten en púlsares, faros cósmicos que emiten pulsos de radiación estrictamente periódicos.

En las frías nubes de gas donde nacen las estrellas gigantes, todo hierve de movimiento. El gas se comprime, gira y se fragmenta en grumos: las futuras estrellas. Durante mucho tiempo se pensó que el campo magnético ponía orden aquí: como hilos invisibles, estiraba los grumos transversalmente. Pero nuevas observaciones han mostrado lo contrario.

La estrella 31 Aquilae es una estrella anciana que se ha hinchado y se ha convertido en subgigante. Alguna vez fue similar al Sol, pero ahora se ha enfriado y ha aumentado de tamaño. Rota muy lentamente: una vuelta completa tarda muchos días.

Una moneda girando sobre una mesa es una imagen que todos conocemos. Primero gira rápido, luego se inclina y su golpeteo se vuelve cada vez más frecuente. En los últimos segundos parece suspenderse: la rotación se ralentiza, pero la moneda no termina de caer. Ese momento final es un verdadero enigma para los físicos.

La estrella GJ 504, casi gemela de nuestro Sol en edad, muestra una rotación inusualmente rápida: completa una vuelta en solo 3,4 días terrestres, mientras emite activamente en rayos X. En comparación, las estrellas típicas de la misma edad que el Sol giran mucho más lentamente, como si hubieran perdido su energía juvenil.

En 2019, los detectores de ondas gravitacionales captaron una señal de la fusión de objetos lejanos. Uno de ellos era un agujero negro de 23 masas solares. El segundo pesaba solo 2,5 masas solares, y eso es extraño. Normalmente, las estrellas de neutrones no superan las dos masas solares: con más masa se comprimen hasta convertirse en agujero negro.

La joven estrella RY Tau se parece a una peonza caprichosa. A su alrededor gira un disco plano de gas y polvo, restos de la nube de la que nació la estrella. Parte del material del disco es atraído por la estrella, como una aspiradora, y otra parte es expulsada en un cono estrecho de viento, como una fuente.

Una estrella joven es como un trompo de varias capas: sus capas externas giran más lentamente, mientras que las internas lo hacen más rápido. El campo magnético aquí es como hilos resistentes que unen estas capas. Cuando las velocidades son diferentes, los hilos comienzan a retorcerse y tensarse cada vez más.

El Sol no rota como un sólido rígido: su ecuador da una vuelta más rápido que los polos. Esta diferencia de velocidad de rotación crea capas que se mueven a distinta velocidad, como las corrientes oceánicas a diferentes profundidades.

Los estallidos de rayos gamma cortos son explosiones colosales que en fracciones de segundo liberan una energía comparable a la que nuestro Sol emitirá en miles de millones de años.