1
00:00:08,592 --> 00:00:10,792
Una vez cada siglo,

2
00:00:10,792 --> 00:00:13,602
una estrella masiva 
en algún lugar de nuestra galaxia

3
00:00:13,602 --> 00:00:15,222
se queda sin combustible.

4
00:00:15,222 --> 00:00:18,722
Esto sucede después de que 
millones de años de calor y presión

5
00:00:18,722 --> 00:00:20,962
hayan fundido el hidrógeno de la estrella

6
00:00:20,962 --> 00:00:27,222
en elementos más pesados como 
helio, carbono, nitrógeno hasta hierro.

7
00:00:27,222 --> 00:00:31,322
Ya no es capaz de producir suficiente 
energía para mantener su estructura,

8
00:00:31,322 --> 00:00:36,862
se derrumba bajo su propia presión 
gravitacional y explota en una supernova.

9
00:00:36,862 --> 00:00:39,972
La estrella dispara la mayoría 
de sus entrañas al espacio,

10
00:00:39,972 --> 00:00:42,472
sembrando la galaxia 
con elementos pesados.

11
00:00:42,472 --> 00:00:48,222
Pero lo que deja atrás esta cataclísmica 
erupción podría ser aún más notable:

12
00:00:48,222 --> 00:00:51,752
Una bola de materia tan densa 
que los electrones atómicos

13
00:00:51,752 --> 00:00:56,265
colapsan de sus órbitas cuánticas hacia 
las profundidades de los núcleos atómicos.

14
00:00:56,265 --> 00:00:59,925
La muerte de esa estrella es el nacimiento
de una estrella de neutrones:

15
00:00:59,925 --> 00:01:03,295
uno de los objetos más densos 
conocidos en el universo,

16
00:01:03,295 --> 00:01:08,835
y un laboratorio para la extraña física 
de la materia supercondensada.

17
00:01:08,835 --> 00:01:11,024
Pero, ¿qué es una estrella de neutrones?

18
00:01:11,024 --> 00:01:17,124
Piensa en una bola compacta 
en cuyo interior protones y electrones

19
00:01:17,124 --> 00:01:21,084
se fusionan en neutrones y forman un
líquido sin fricción llamado superfluido

20
00:01:21,084 --> 00:01:23,274
rodeado por una corteza.

21
00:01:23,274 --> 00:01:25,704
Este material es increíblemente denso.

22
00:01:25,704 --> 00:01:29,364
El equivalente a la masa de un barco 
de contenedores completamente cargados

23
00:01:29,364 --> 00:01:32,264
apretados en un cabello humano,

24
00:01:32,264 --> 00:01:37,364
o la masa del Everest 
en un espacio de un cubo de azúcar.

25
00:01:37,364 --> 00:01:41,832
Más profundo en la corteza, el superfluido
de neutrones forma diferentes fases

26
00:01:41,832 --> 00:01:45,032
que los físicos llaman "pasta nuclear",

27
00:01:45,032 --> 00:01:49,362
porque apretado se parece a 
las formas de lasaña y espaguetis.

28
00:01:49,362 --> 00:01:53,259
Los precursores masivos de 
las estrellas de neutrones a menudo giran.

29
00:01:53,259 --> 00:01:54,229
Cuando se derrumban,

30
00:01:54,229 --> 00:01:57,339
las estrellas que tienen 
millones de km de ancho,

31
00:01:57,339 --> 00:02:02,649
se comprimen hasta ser estrellas de 
neutrones de solo unos 25 km de diámetro.

32
00:02:02,649 --> 00:02:06,852
Pero el momento angular original 
de la estrella se conserva.

33
00:02:06,852 --> 00:02:10,362
Así que por la misma razón 
que el giro de un patinador se acelera

34
00:02:10,362 --> 00:02:12,052
cuando lo lleva a sus brazos,

35
00:02:12,052 --> 00:02:16,342
la estrella de neutrones gira 
mucho más rápidamente que su padre.

36
00:02:16,342 --> 00:02:22,592
La estrella de neutrones más rápida 
rota a más de 700 veces por segundo,

37
00:02:22,592 --> 00:02:26,002
lo que significa que un punto
en su superficie gira a través del espacio

38
00:02:26,002 --> 00:02:29,155
a más de un quinto de 
la velocidad de la luz.

39
00:02:29,155 --> 00:02:34,305
Las estrellas de neutrones también tienen 
el campo magnético más fuerte conocido.

40
00:02:34,305 --> 00:02:37,705
Esta concentración magnética 
forma vórtices

41
00:02:37,705 --> 00:02:40,875
que irradian haces 
desde los polos magnéticos.

42
00:02:40,875 --> 00:02:44,985
Como los polos no siempre están alineados
con el eje de rotación de la estrella,

43
00:02:44,985 --> 00:02:48,125
las vigas giran como faros,

44
00:02:48,125 --> 00:02:50,875
que parecen parpadear 
cuando se ven desde la Tierra.

45
00:02:50,875 --> 00:02:53,235
Se llaman pulsares.

46
00:02:53,235 --> 00:02:56,815
La detección de una de 
estas tentadoras señales parpadeantes

47
00:02:56,815 --> 00:03:00,945
por la astrofísica Jocelyn Bell en 1967

48
00:03:00,945 --> 00:03:04,895
fue, de hecho, la forma cómo descubrimos 
indirectamente estrellas de neutrones

49
00:03:06,545 --> 00:03:10,025
La rotación feroz de una estrella 
de neutrones envejecida disminuye

50
00:03:10,025 --> 00:03:12,585
durante un período de 
miles de millones de años.

51
00:03:12,585 --> 00:03:18,485
A medida que irradia su energía en forma 
de ondas electromagnéticas y de gravedad.

52
00:03:18,485 --> 00:03:22,055
Pero no todas las estrellas de neutrones
desaparecen tan silenciosamente.

53
00:03:22,055 --> 00:03:25,095
Por ejemplo, 
hemos observado sistemas binarios,

54
00:03:25,095 --> 00:03:28,205
donde una estrella de neutrones 
coorbita otra estrella.

55
00:03:28,205 --> 00:03:31,605
Una estrella de neutrones puede
alimentarse de un compañero más ligero,

56
00:03:31,605 --> 00:03:34,445
engulléndole en su atmósfera más holgada

57
00:03:34,445 --> 00:03:39,007
antes de finalmente colapsar de forma 
catastrófica en un agujero negro.

58
00:03:39,007 --> 00:03:42,098
Mientras que muchas estrellas existen 
como sistemas binarios,

59
00:03:42,098 --> 00:03:46,488
solo un pequeño porcentaje de ellas acaban
siendo binarias de estrella de neutrones,

60
00:03:46,488 --> 00:03:50,438
donde dos estrellas de neutrones 
se rodean en un vals

61
00:03:50,438 --> 00:03:52,398
condenado a acabar siendo una fusión.

62
00:03:52,398 --> 00:03:56,508
Cuando finalmente chocan, envían ondas 
de gravedad a través del espacio-tiempo

63
00:03:56,508 --> 00:04:00,358
como ondas por una piedra arrojada 
a un lago tranquilo.

64
00:04:00,358 --> 00:04:02,728
La Teoría de la relatividad general 
de Einstein.

65
00:04:02,728 --> 00:04:07,768
predijo este fenómeno hace más de 
100 años, pero no se verificó directamente

66
00:04:07,768 --> 00:04:09,818
hasta 2017,

67
00:04:09,818 --> 00:04:14,028
cuando observatorios de 
ondas gravitacionales LIGO y VIRGO

68
00:04:14,028 --> 00:04:17,017
observaron una colisión 
de estrella de neutrones.

69
00:04:17,017 --> 00:04:21,271
Otros telescopios captaron un estallido 
de rayos gamma y un destello de luz,

70
00:04:21,271 --> 00:04:26,371
y, más tarde, radiografías y señales 
de radio, todas del mismo impacto.

71
00:04:26,371 --> 00:04:30,501
Se convirtió en el evento más estudiado 
en la historia de la astronomía.

72
00:04:30,501 --> 00:04:32,691
Dio un tesoro de datos,

73
00:04:32,691 --> 00:04:35,026
que ayudó a precisar
la velocidad de la gravedad,

74
00:04:35,026 --> 00:04:37,736
reforzar teorías importantes 
en astrofísica,

75
00:04:37,736 --> 00:04:43,566
y proporcionar evidencia del origen de 
elementos pesados como oro y platino.

76
00:04:43,566 --> 00:04:47,026
Las estrellas de neutrones aún 
no han abandonado todos sus secretos.

77
00:04:47,026 --> 00:04:51,606
LIGO y VIRGO se están actualizando 
para detectar más colisiones.

78
00:04:51,606 --> 00:04:53,316
Eso nos ayudará a aprender

79
00:04:53,316 --> 00:04:58,306
que la espectacular desaparición de estos 
imanes densos, pulsantes y giratorios

80
00:04:58,306 --> 00:05:02,386
nos puede contar sobre el universo.