Una estrella de neutrones casi perfectamente redonda podría ocultar diminutas «montañas» capaces de emitir continuamente ondas gravitacionales.
Una estrella de neutrones es el resto extremadamente denso de ciertas estrellas después de su explosión. Una masa comparable a la del Sol queda comprimida en una esfera de unas decenas de kilómetros. A pesar de su nombre, las «montañas» estudiadas aquí no se parecen en absoluto a los relieves terrestres.
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La idea se refiere sobre todo al interior del astro. Parte de la materia puede formar allí un superfluido, es decir, un líquido que fluye sin la resistencia habitual. Este fluido contiene vórtices microscópicos vinculados a la rotación de la estrella. Algunos pueden permanecer anclados a la corteza sólida.
Cuando el superfluido y la corteza no giran exactamente a la misma velocidad, aparece una fuerza sobre esos vórtices. Recibe el nombre de fuerza de Magnus, o efecto Magnus. Los investigadores calcularon que podía ejercer una presión desigual sobre la corteza y deformar muy ligeramente la distribución de la masa de la estrella.
Una deformación así es importante porque una estrella que gira sin ser perfectamente simétrica puede producir ondas gravitacionales. Estas ondulaciones del espacio-tiempo se emitirían de forma continua, a diferencia de las señales breves procedentes, por ejemplo, de la colisión de dos estrellas de neutrones.
Efecto Magnus sobre un cilindro en un túnel de viento con humo.
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El modelo utilizado sigue siendo deliberadamente simplificado. Los investigadores representan la estrella como un cilindro infinitamente largo que comprende una región fluida, una fina capa externa y una corteza. Esta geometría no reproduce un astro real, pero permite aislar el efecto físico estudiado y estimar su posible magnitud.
Los cálculos indican que la fuerza podría producir deformaciones suficientemente importantes como para ser detectadas por los detectores actuales y futuros. Sin embargo, su tamaño real estaría limitado por dos factores: la resistencia de la corteza y la fuerza con la que los vórtices permanecen anclados a ella.
El siguiente paso consiste en abandonar la geometría cilíndrica en favor de modelos estelares más realistas. En particular, habrá que calcular la forma de una estrella completa y representar mejor su corteza, así como el anclaje de los vórtices, antes de estimar una señal directamente comparable con las observaciones.