WEBVTT

00:00:08.592 --> 00:00:10.792
Una vez cada siglo,

00:00:10.792 --> 00:00:13.602
una estrella masiva 
en algún lugar de nuestra galaxia

00:00:13.602 --> 00:00:15.222
se queda sin combustible.

00:00:15.222 --> 00:00:18.722
Esto sucede después de que 
millones de años de calor y presión

00:00:18.722 --> 00:00:20.962
hayan fundido el hidrógeno de la estrella

00:00:20.962 --> 00:00:27.222
en elementos más pesados como 
helio, carbono, nitrógeno hasta hierro.

00:00:27.222 --> 00:00:31.322
Ya no es capaz de producir suficiente 
energía para mantener su estructura,

00:00:31.322 --> 00:00:36.862
se derrumba bajo su propia presión 
gravitacional y explota en una supernova.

00:00:36.862 --> 00:00:39.972
La estrella dispara la mayoría 
de sus entrañas al espacio,

00:00:39.972 --> 00:00:42.472
sembrando la galaxia 
con elementos pesados.

00:00:42.472 --> 00:00:48.222
Pero lo que deja atrás esta cataclísmica 
erupción podría ser aún más notable:

00:00:48.222 --> 00:00:51.752
Una bola de materia tan densa 
que los electrones atómicos

00:00:51.752 --> 00:00:56.265
colapsan de sus órbitas cuánticas hacia 
las profundidades de los núcleos atómicos.

00:00:56.265 --> 00:00:59.925
La muerte de esa estrella es el nacimiento
de una estrella de neutrones:

00:00:59.925 --> 00:01:03.295
uno de los objetos más densos 
conocidos en el universo,

00:01:03.295 --> 00:01:08.835
y un laboratorio para la extraña física 
de la materia supercondensada.

00:01:08.835 --> 00:01:11.024
Pero, ¿qué es una estrella de neutrones?

00:01:11.024 --> 00:01:17.124
Piensa en una bola compacta 
en cuyo interior protones y electrones

00:01:17.124 --> 00:01:21.084
se fusionan en neutrones y forman un
líquido sin fricción llamado superfluido

00:01:21.084 --> 00:01:23.274
rodeado por una corteza.

00:01:23.274 --> 00:01:25.704
Este material es increíblemente denso.

00:01:25.704 --> 00:01:29.364
El equivalente a la masa de un barco 
de contenedores completamente cargados

00:01:29.364 --> 00:01:32.264
apretados en un cabello humano,

00:01:32.264 --> 00:01:37.364
o la masa del Everest 
en un espacio de un cubo de azúcar.

00:01:37.364 --> 00:01:41.832
Más profundo en la corteza, el superfluido
de neutrones forma diferentes fases

00:01:41.832 --> 00:01:45.032
que los físicos llaman "pasta nuclear",

00:01:45.032 --> 00:01:49.362
porque apretado se parece a 
las formas de lasaña y espaguetis.

00:01:49.362 --> 00:01:53.259
Los precursores masivos de 
las estrellas de neutrones a menudo giran.

00:01:53.259 --> 00:01:54.229
Cuando se derrumban,

00:01:54.229 --> 00:01:57.339
las estrellas que tienen 
millones de km de ancho,

00:01:57.339 --> 00:02:02.649
se comprimen hasta ser estrellas de 
neutrones de solo unos 25 km de diámetro.

00:02:02.649 --> 00:02:06.852
Pero el momento angular original 
de la estrella se conserva.

00:02:06.852 --> 00:02:10.362
Así que por la misma razón 
que el giro de un patinador se acelera

00:02:10.362 --> 00:02:12.052
cuando lo lleva a sus brazos,

00:02:12.052 --> 00:02:16.342
la estrella de neutrones gira 
mucho más rápidamente que su padre.

00:02:16.342 --> 00:02:22.592
La estrella de neutrones más rápida 
rota a más de 700 veces por segundo,

00:02:22.592 --> 00:02:26.002
lo que significa que un punto
en su superficie gira a través del espacio

00:02:26.002 --> 00:02:29.155
a más de un quinto de 
la velocidad de la luz.

00:02:29.155 --> 00:02:34.305
Las estrellas de neutrones también tienen 
el campo magnético más fuerte conocido.

00:02:34.305 --> 00:02:37.705
Esta concentración magnética 
forma vórtices

00:02:37.705 --> 00:02:40.875
que irradian haces 
desde los polos magnéticos.

00:02:40.875 --> 00:02:44.985
Como los polos no siempre están alineados
con el eje de rotación de la estrella,

00:02:44.985 --> 00:02:48.125
las vigas giran como faros,

00:02:48.125 --> 00:02:50.875
que parecen parpadear 
cuando se ven desde la Tierra.

00:02:50.875 --> 00:02:53.235
Se llaman pulsares.

00:02:53.235 --> 00:02:56.815
La detección de una de 
estas tentadoras señales parpadeantes

00:02:56.815 --> 00:03:00.945
por la astrofísica Jocelyn Bell en 1967

00:03:00.945 --> 00:03:04.895
fue, de hecho, la forma cómo descubrimos 
indirectamente estrellas de neutrones

00:03:06.545 --> 00:03:10.025
La rotación feroz de una estrella 
de neutrones envejecida disminuye

00:03:10.025 --> 00:03:12.585
durante un período de 
miles de millones de años.

00:03:12.585 --> 00:03:18.485
A medida que irradia su energía en forma 
de ondas electromagnéticas y de gravedad.

00:03:18.485 --> 00:03:22.055
Pero no todas las estrellas de neutrones
desaparecen tan silenciosamente.

00:03:22.055 --> 00:03:25.095
Por ejemplo, 
hemos observado sistemas binarios,

00:03:25.095 --> 00:03:28.205
donde una estrella de neutrones 
coorbita otra estrella.

00:03:28.205 --> 00:03:31.605
Una estrella de neutrones puede
alimentarse de un compañero más ligero,

00:03:31.605 --> 00:03:34.445
engulléndole en su atmósfera más holgada

00:03:34.445 --> 00:03:39.007
antes de finalmente colapsar de forma 
catastrófica en un agujero negro.

00:03:39.007 --> 00:03:42.098
Mientras que muchas estrellas existen 
como sistemas binarios,

00:03:42.098 --> 00:03:46.488
solo un pequeño porcentaje de ellas acaban
siendo binarias de estrella de neutrones,

00:03:46.488 --> 00:03:50.438
donde dos estrellas de neutrones 
se rodean en un vals

00:03:50.438 --> 00:03:52.398
condenado a acabar siendo una fusión.

00:03:52.398 --> 00:03:56.508
Cuando finalmente chocan, envían ondas 
de gravedad a través del espacio-tiempo

00:03:56.508 --> 00:04:00.358
como ondas por una piedra arrojada 
a un lago tranquilo.

00:04:00.358 --> 00:04:02.728
La Teoría de la relatividad general 
de Einstein.

00:04:02.728 --> 00:04:07.768
predijo este fenómeno hace más de 
100 años, pero no se verificó directamente

00:04:07.768 --> 00:04:09.818
hasta 2017,

00:04:09.818 --> 00:04:14.028
cuando observatorios de 
ondas gravitacionales LIGO y VIRGO

00:04:14.028 --> 00:04:17.017
observaron una colisión 
de estrella de neutrones.

00:04:17.017 --> 00:04:21.271
Otros telescopios captaron un estallido 
de rayos gamma y un destello de luz,

00:04:21.271 --> 00:04:26.371
y, más tarde, radiografías y señales 
de radio, todas del mismo impacto.

00:04:26.371 --> 00:04:30.501
Se convirtió en el evento más estudiado 
en la historia de la astronomía.

00:04:30.501 --> 00:04:32.691
Dio un tesoro de datos,

00:04:32.691 --> 00:04:35.026
que ayudó a precisar
la velocidad de la gravedad,

00:04:35.026 --> 00:04:37.736
reforzar teorías importantes 
en astrofísica,

00:04:37.736 --> 00:04:43.566
y proporcionar evidencia del origen de 
elementos pesados como oro y platino.

00:04:43.566 --> 00:04:47.026
Las estrellas de neutrones aún 
no han abandonado todos sus secretos.

00:04:47.026 --> 00:04:51.606
LIGO y VIRGO se están actualizando 
para detectar más colisiones.

00:04:51.606 --> 00:04:53.316
Eso nos ayudará a aprender

00:04:53.316 --> 00:04:58.306
que la espectacular desaparición de estos 
imanes densos, pulsantes y giratorios

00:04:58.306 --> 00:05:02.386
nos puede contar sobre el universo.