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Como es bien conocido, las estrellas brillan porque queman hidr�geno en reacciones termonucleares que generan enormes cantidades de energ�a. Cuando el hidr�geno disponible en una estrella se consume, esta tiene que quemar otro combustible, el helio. A medida que se agota cada posible combustible, la estrella va quemando nuevos elementos cada vez m�s pesados. Pero este proceso tiene un l�mite, incluso para las estrellas de mayor masa. Cuando el residuo es el hierro, no hay m�s energ�a que extraer. El n�cleo de la estrella se desploma y a la explosi�n resultante la llamamos supernova.

Los restos del antiguo n�cleo de la estrella forman un astro compacto que denominamos �estrella de neutrones�. En el colapso, las presiones son tan tremendas y los �tomos del n�cleo son estrujados con tanta fuerza, que sus electrones se combinan con los protones para dar neutrones. El resultado es que el objeto compacto est� formado en su mayor parte �nicamente por neutrones, empaquetados tan densamente como en los n�cleos at�micos. La estrella compacta detiene su colapso cuando la presi�n de los neutrones es suficiente para sostener todo el peso. Esta presi�n se conoce con el nombre de presi�n de degeneraci�n porque se debe a un efecto cu�ntico que impide que dos part�culas del mismo tipo (fermiones, como electrones, protones, neutrones) ocupen el mismo lugar en el espacio.

Las enanas blancas

Hasta el momento se conocen dos tipos de objetos compactos o estrellas: las enanas blancas y las estrellas de neutrones. Las enanas blancas, de menor masa que las estrellas de neutrones, detienen su colapso cuando la presi�n de los electrones contrarresta el peso. Los �tomos no se destruyen, sino que permanecen. Las estrellas de neutrones tienen mayor masa y la presi�n de los electrones no es suficiente. Los �tomos se destruyen y tienen que ser los neutrones los que frenen el colapso.

Generalmente se considera que si la estrella tiene una masa todav�a mayor, no habr� nada que detenga su colapso, los neutrones ser�n tambi�n aplastados y el resultado ser� un agujero negro.

Sin embargo, tras descubrirse los quarks, algunos astrof�sicos empezaron a preguntarse si no podr�an existir estrellas compactas en las que la presi�n que detiene la contracci�n sea producida por los quarks del interior de los neutrones. De hecho, si la presi�n aumenta sobre los neutrones, estos se encontrar�an tan apelotonados, que los quarks de unos y otros acabar�an mezcl�ndose entre s�. Los neutrones desaparecer�an como objetos reconocibles y lo que tendr�amos se conoce como plasma de quarks.

La estrella compacta resultante ser�a algo as� como un nucle�n enorme constituido por un n�mero ingente de quarks ligados entre s� por la gravedad en lugar de por la fuerza nuclear fuerte. Los partidarios de la existencia de estos objetos afirman que ya se han encontrado estrellas compactas sospechosas de ser estrellas de quarks.

El telescopio de rayos X Chandra observ� en el a�o 2002 a dos estrellas de neutrones ya conocidas. La primera denominada �RX J1856.5-3754�, result� ser m�s peque�a de lo esperado para una estrella de neutrones. La segunda �3C58�, ten�a una temperatura menor de lo prevista. Ambas cosas son las que cabr�a esperar de una estrella compacta formada por material m�s denso que el de las estrellas de neutrones.

Un tercer candidato lleg� este mismo a�o. Se trata de la estrella compacta �XTE J1739-285� estudiada por el sat�lite de rayos X Rossi (NASA). Esta estrella pertenece a un sistema binario. En su �rbita, la estrella compacta roba materia a su compa�era, una estrella ordinaria. Cuando este material se acumula sobre su superficie en una cantidad suficiente, se produce una explosi�n termonuclear visible para nuestros instrumentos. Los cient�ficos detectaron en ese brillo oscilaciones con una frecuencia de 1152 veces por segundo. La interpretaci�n m�s sencilla es que se trata de una estrella que gira sobre su eje 1152 veces cada segundo. Esto la convierte en la m�s r�pida observada hasta ahora. Pero lo m�s importante es que la hace candidata a ser una estrella de quarks porque su densidad tiene que ser lo suficientemente elevada como para soportar la enorme fuerza centr�fuga de semejante velocidad de rotaci�n.

Publicado originalmente en Levante Emv (Espa�a)