ESPECIALES

Se está proponiendo la existencia de estrellas de bosones, objetos que explicarían varios fenómenos astrofísicos.

Desde hace un tiempo, algunos grupos de investigación (generalmente españoles) están proponiendo seriamente la existencia de estrellas de bosones.

Ante todo hay que comenzar diciendo que este campo del que vamos a hablar es altamente especulativo, por lo que podría ser que estas estrellas de bosones simplemente no existieran. Pero si lo tratamos es porque hay artículos en los que se propone cómo analizar los datos experimentales para así aceptar o rechazar esta hipótesis.

Empecemos diciendo que la física de partículas obedece a dos estadísticas. Las partículas de spin semientero responden a la estadística de Fermi-Dirac, mientras que las de spin entero responden a la estadística de Bose-Einstein. Así que a las primeras partículas se les llama fermiones y a las segundas bosones.

A los fermiones no les gusta ocupar los mismos estados cuánticos que los otros fermiones. Es como en la metáfora del vagón del metro en el que la gente se va sentando en los distintos asientos alejados unos de otros. Esto es una ventaja, pues, por ejemplo, los electrones (que son fermiones) forman las capas electrónicas del átomos y no caen todos a la energía más baja. De este modo, los átomos de distintos elementos tienen propiedades químicas diferentes.

A los bosones, por otro lado, no les importa estar todos agrupados en el mismo estado cuántico si no hay nada que se lo impida y el típico impedimento es la temperatura. Esta es la enemiga de los condensados que pueden formar los bosones (condensados de de Bose-Einstein) debido a que introduce agitación y desorden en el sistema. Así que para conseguir un condesado de Bose-Einstein se tiene que lograr una temperatura muy cercana al cero absoluto. Aunque, como veremos ahora, es posible que se alcancen condensados de Bose-Einstein siempre que tengamos una gran ayuda de la gravedad. Los bosones pueden tener spin 0 (bosones escalares) o spin 1 (bosones vectoriales) o incluso spin 2 (tensoriales) si uno cree en los gravitones.

Cuando uno piensa en condensados de bosones piensa en condensados pequeños que se pueden lograr en el laboratorio a temperaturas muy bajas. Al fin y al cabo, el Universo todavía no se ha enfriado lo suficiente como para producir estos condensados. No deja de ser una maravilla que, si no hay alienígenas por ahí afuera, la primera vez que el Universo alcanza ese estado es en nuestros experimentos. En ellos vemos propiedades que hasta entonces no se habían manifestado jamás.

Supongamos ahora que en el Universo abunda un tipo de partícula de spin entero (bosón) que, además, tiene cierta masa. Podría ser incluso que fueran estas partículas las que formaran la materia oscura del Universo y que, desde el principio del mismo, se agregaran para formar cuerpos de gran masa según la materia oscura se iba enfriando tras el Big Bang. Entonces sería la gravedad la que forzaría a esos bosones a tener el mismo estado, el entrelazamiento cuántico entraría en acción y sincronizaría cada bosón en un único estado cuántico: un condensado de Bose-Einstein. El objeto resultante sería relativamente pequeño, aunque de tamaño astrofísico (varias veces el radio de Schwarzschild para una masa dada). Además tendría una gran masa, por lo que sería increiblemente denso y sus bosones estarían extremamente comprimidos. De hecho, estos cuerpos, estas estrellas de bosones, se podrían confundir con agujeros negros. En todo caso no deja de ser fabuloso que se pudiera existir un objeto cuántico de tamaño astrofísico, algo muy alejado de nuestros pequeños condensados de laboratorio.

Todo cuerpo astrofísico es una forma en equilibrio entre la gravedad, que tienen a colapsar dicho cuerpo, y las fuerzas de presión, que se oponen a ese colapso. Así, en una estrella normal, la temperatura introduce suficiente agitación térmica como para producir una presión que impida el colapso. Sin embargo, en una estrella de neutrones la temperatura no es suficiente como para impedir el colapso, por lo que es el principio de exclusión de Pauli el que lo impide. Pues bien, en el caso de una estrella de bosones, lo que impediría el colapso sería el principio de incertidumbre de Heisenberg. Para no romper este principio el condensado tiene que tener un estado que sea la superposición de muchas velocidades, lo que permite velocidades lo suficientemente altas como para generar una presión que impida el colapso de la estrella de bosones en un agujero negro.

Pero no nos vale cualquier bosón, pues es fácil que la estrella de bosones sea inestable y dé lugar a un agujero negro. Aunque se ha descubierto que hay una subclase de estrellas de bosones que sí serían estables. Para ello tendrían que estar compuestas por bosones de spin 1 (bosones vectoriales) y de masa muy ligera (10^-13 eV, más ligeras que los neutrinos). Es lo que se llama estrella de Proca. El nombre se debe a que las partículas de spin 1 con masa cumplen una ecuación de campo que es la ecuación de Proca, que fue propuesta por Alexandru Proca (1897-1955), físico rumano que estudió y trabajó en Francia. La masa máxima de la estrella de Proca está relacionada con la masa de los bosones que la constituyen, cuantos más ligeros sean los bosones más masiva puede ser la estrella de Proca.

Una estrella de Proca sería un objeto pequeño y transparente con una gran gravedad. Sería prácticamente invisible para nosotros excepto por las distorsiones de lente gravitacional que induciría en el espacio que hay a su alrededor. Es decir, las posibilidades de detectar uno de estos objetos de forma directa son muy reducidas y sería casi indistinguible de un agujero negro.

Es aquí cuando entre en escena nuestro vieja amiga GW190521, que es la emisión de ondas gravitacionales correspondiente a la colisión entre dos supuestos agujeros negros con masas muy grandes. Como todos sabemos, esta colisión siempre ha estado rodeada de polémica porque, al menos, uno de los agujeros negros tiene una masa tan grande (unas noventa masas solares) que su existencia estaría prohibida según el transcurso típico de la evolución estelar en el que una estrella masiva explota en forma de supernova y finalmente se genera un agujero negro.

Podría ser que el error en la medida se confabulara para hacernos creer en su gran masa. También podía ser que este agujero negro fuera el resultado, a su vez, de la colisión previa de otros dos agujeros negros en lo que se llama una fusión jerárquica. Aunque esta última posibilidad se antoja improbable.

Pero no es solamente la masa del agujero negro lo que intriga a los físicos. En toda coalescencia de agujeros negros se produce una emisión de ondas gravitacionales cuando ambos objetos están tan cerca como para caer en espiral hacia el centro de masas común. Tras ello, y una vez se fusionan, hay un proceso de relajamiento en el que el agujero resultante se va estabilizando y emite ondas gravitacionales de una amplitud decreciente y una frecuencia constante de una manera similar a cuando se hace tañer una campana, es lo que se llama el ringdown. Al cabo de muy poco tiempo deja de haber emisiones de ondas gravitacionales una vez se estabiliza el agujero negro. Así que hay tres fases: la previa a la fusión, la fusión en sí y el ringdown.

Normalmente se tienen las emisiones asociadas a estas tres fases. Sin embargo, en GW190521 solamente se observó bien la fusión y el ringdown, pero no la emisión previa. Podría ser un sesgo observacional o podía ser que los agujeros negros se hubieran acercado perfectamente en linea con trayectorias exactamente en la misma dirección, pero en sentidos opuestos. Esto último es algo prácticamente imposible de tan improbable como es. Entre otras cosas, el agujero negro resultante gira demasiado rápido como para que no haya contribución del momento angular de los objetos previos orbitantes alrededor del centro masas común. Aunque la razón de todo ello también podría ser algo aún más interesante.

A un agujero negro no se le puede hacer girar muy deprisa porque su singularidad quedaría desnuda, así que para tener ese giro final se puede introducir la hipótesis de que al menos uno de los objetos previos, el más masivo, no sería un agujero negro, sino una estrella de Proca. Este objeto sí puede girar más deprisa y de este modo tener el momento angular final de las observaciones. Además, puede tener una masa por encima de la masa de corte de 60 masas solares.

Obviamente, el principal problema de todo esto es que en el Modelo Estándar de Partículas (SM) no hay bosones de spin 1 con masa ligera. Sería necesaria la existencia de otro campo extra que al menos nos proporcionara esos bosones. Pero, aunque esta es una de las extensiones más simples del SM que se puedan pensar, este campo cuántico todavía no se ha observado.

También hay problemas teóricos con el campo de Proca, que no es un campo cuántico renormalizable (aparecen infinitos al cuantizar). No es fácil encajar este campo en el contexto de la Física de Partículas y se suelen excluir. Aunque podría haber cierto mecanismo de Higgs en una teoría efectiva a través de la cual se podrían introducir. También podemos renunciar a que el campo sea renormalizable.

Además, si se introduce un campo así, con sus correspondientes partículas, afectaría a estructura acústica de bariones que se puede observar en el Fondo Cósmico de Microondas, y esto tiene que ser compatible con las observaciones que tenemos de él. De este modo, puede que desvistamos a un santo para vestir a otro. Al final se tiene la tentación en este caso de invocar la navaja de Occam.

Otro problema es que no se puede levantar una teoría sobre un solo caso. Sin embargo, es de esperar que los interferómetros de ondas gravitacionales sigan mejorando, aumente en número y acumulen sucesos. Con el tiempo se verán más casos de este tipo o todo lo contrario y la idea será confirmada o refutada. Es lo que se llama método científico.

Copyleft: atribuir con enlace a https://neofronteras.com

Fuentes y referencias:
Artículo original.
Preprint en ArXiv.
Estrellas Bose de materia oscura.
Seminario en vídeo (en inglés).
Ilustración: Nuno M. Santos, Carolina L. Benone, Luís C. B. Crispino, Carlos A. R. Herdeiro, Eugen Radu.