Un trabajo aceptado para Physical Review D propone que los neutrinos no solo transportan energía durante el colapso de una estrella masiva: sus cambios de “sabor”, es decir, de identidad cuántica, podrían alterar la probabilidad de que el choque interno reviva y produzca una supernova o de que la estrella colapse en un agujero negro. Mariam Gogilashvili e Irene Tamborra simularon 195 estrellas progenitoras de entre 9 y 120 masas solares y encontraron el efecto más marcado entre 16 y 30 masas solares. El resultado sigue siendo una predicción basada en un modelo esquemático, no una observación directa del destino de una estrella concreta. En paralelo, Super-Kamiokande reportó una primera indicación del fondo difuso de neutrinos de supernova, una señal colectiva que podría ayudar a comprobar estos modelos, aunque todavía no alcanza el umbral de descubrimiento.
Cómo los neutrinos pueden cambiar una explosión estelar
Cuando una estrella con más de ocho veces la masa del Sol agota el combustible de su núcleo, la gravedad hace que sus regiones internas colapsen. Ese proceso puede formar una estrella de neutrones o un agujero negro. En algunos casos, una onda de choque consigue atravesar las capas externas y expulsa la materia en una supernova; en otros, el choque se detiene y una parte mucho mayor de la estrella termina cayendo hacia el centro.
Los neutrinos participan en ese mecanismo porque salen en cantidades enormes del núcleo y pueden transferir energía a la materia que se encuentra detrás de la onda de choque. Son partículas eléctricamente neutras que interactúan muy poco con la materia, pero su número es tan alto que incluso una fracción de sus interacciones puede modificar el equilibrio entre el colapso y la explosión.
El problema es que los neutrinos no tienen una identidad fija durante su recorrido. Existen tres sabores, electrónico, muónico y tauónico, además de sus antipartículas. La mecánica cuántica permite que un neutrino cambie entre esos estados, y cada sabor interactúa de manera distinta con la materia de la estrella.
Gogilashvili y Tamborra incorporaron ese fenómeno en una simulación del colapso de 195 estrellas progenitoras, con masas de entre 9 y 120 veces la del Sol. Su resultado indica que la conversión de sabores cambia qué estrellas son explosibles y modifica la distribución de los remanentes compactos, con un efecto especialmente marcado entre 16 y 30 masas solares.
En el escenario analizado por Ars Technica, la conversión redistribuye parte de la energía hacia neutrinos de sabores no electrónicos. Eso puede dejar menos energía disponible para calentar la región situada detrás del choque y aumentar la probabilidad de que la explosión falle. Cuando la explosión falla, las capas externas no se dispersan y una cantidad mayor de materia puede incorporarse al remanente, favoreciendo la formación de un agujero negro más masivo.
El efecto no siempre apunta hacia el colapso
La conclusión no significa que cualquier cambio de sabor debilite automáticamente una supernova. En otro trabajo publicado por Physical Review D el 21 de agosto de 2026, los mismos investigadores encontraron que el resultado también depende de la zona del núcleo donde ocurre la conversión.
Si el fenómeno aparece cerca de la región donde se acumula la materia detrás del choque, puede aumentar el calentamiento y favorecer la explosión. Si ocurre más cerca de la zona donde los neutrinos se desacoplan de la materia, puede aumentar el enfriamiento y dificultarla. La ubicación de la conversión, las propiedades de la estrella progenitora y la descripción de la materia nuclear forman parte del resultado.
Ese matiz es importante porque transforma la noticia en una pieza de física estelar todavía abierta. Los neutrinos podrían influir en el destino de la estrella, pero no existe una regla sencilla en la que una masa determinada produzca siempre una supernova o siempre un agujero negro.
Un modelo prometedor, pero todavía incompleto
El primer estudio utiliza una descripción esquemática de las oscilaciones. Los investigadores simulan los cambios de sabor como si ocurrieran de forma casi instantánea y prueban distintos límites de densidad para representar la región del choque. Ars Technica señala que el cálculo tampoco incorpora toda la complejidad de la física del interior estelar, incluida la convección del material de la estrella de neutrones.
La sensibilidad a esas decisiones aparece en los resultados. Bajo la condición de mayor densidad examinada, cerca de 90% de las estrellas simuladas no explotan, una proporción que los propios análisis periodísticos consideran probablemente irrealista. El valor del trabajo no está en ofrecer una cifra definitiva, sino en mostrar que ignorar los cambios de sabor puede dejar fuera una variable capaz de alterar las poblaciones previstas de estrellas de neutrones y agujeros negros.
El modelo también aborda dos discrepancias conocidas: se observan menos supernovas de las que sugeriría la tasa de formación estelar y aparecen menos supergigantes rojas entre las estrellas progenitoras identificadas de lo que esperaban algunos cálculos. La conversión de sabores podría reducir parte de esa tensión al aumentar el número de colapsos fallidos en determinadas masas, aunque esa explicación todavía debe probarse con simulaciones más completas y observaciones.
El fondo de neutrinos puede servir como prueba cósmica
La segunda pista llega desde un experimento que no intenta seguir una estrella concreta. Super-Kamiokande, un detector instalado a un kilómetro bajo tierra en Japón, informó una primera indicación del fondo difuso de neutrinos de supernova, conocido como DSNB por sus siglas en inglés. Se trata de la señal acumulada de los neutrinos emitidos por supernovas de colapso del núcleo a lo largo de la historia del universo.
La colaboración analizó alrededor de 5,000 días de datos obtenidos con un tanque de 50,000 toneladas de agua ultrapura. Encontró un exceso compatible con el DSNB en el intervalo de energía de 13.3 a 81.3 MeV, con un flujo estimado de 3.6 ± 1.6 neutrinos por centímetro cuadrado por segundo.
La señal tiene una significancia estadística de 2.6 sigma, equivalente a cerca de 99.5% de confianza, pero todavía está por debajo del umbral de 5 sigma que suele exigirse para declarar un descubrimiento en física de partículas. Por eso, el equipo la presenta como una indicación y continúa acumulando datos, también con miras al futuro detector Hyper-Kamiokande.
El DSNB no puede decir qué estrella individual explotó ni cuál terminó como agujero negro. Su utilidad es distinta: ofrece una medida global de cuántos colapsos estelares ocurrieron y de qué tipo de neutrinos llegaron desde ellos. Con más datos, esa señal podría ayudar a confrontar las tasas de supernovas, la formación de estrellas de neutrones y la cantidad de colapsos que no producen una explosión visible.
Las simulaciones y el detector están atacando el mismo problema desde escalas opuestas. Una calcula cómo los neutrinos pueden modificar el destino de estrellas concretas; la otra intenta escuchar la suma débil de todas las explosiones lejanas. Por ahora, ambas líneas ofrecen restricciones y preguntas nuevas, no una respuesta definitiva sobre el nacimiento de cada agujero negro.
