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Pulsars, cuasars y agujeros negros

Pulsars, cuasars y agujeros negros

PULSARS

En la década de los 60 del siglo XX se observó que las radioondas de ciertas fuentes revelaban una fluctuación de intensidad muy rápida, como si brotaran “centelleos radioeléctricos” acá y allá. Los astrónomos se apresuraron a diseñar instrumentos más apropiados y precisos para captar ráfagas muy cortas de radioondas con la intención de que ello permitiera un estudio más detallado. Apenas iniciada la exploración se localizaron ráfagas de energía radioeléctrica emitidas desde algún lugar situado entre Vega y Altair. Las citadas ráfagas fueron de una brevedad sorprendente: duraron sólo 1/30 de segundo. Y algo aún más impresionante: todas ellas se sucedieron con notable regularidad, a intervalos de 1 y 1/3 de segundo. Se pudo calcular el período hasta la cienmilmillonésima de segundo: 1’33730109 segundos.

Por entonces no fue posible explicar lo que representaban aquellas pulsaciones. Una explicación fue atribuirlas a alguna clase de estrella pulsante (“pulsating star” en inglés), y casi a la vez se creó la voz “pulsar” para designar el fenómeno. Otra posible explicación que fue tomada por algunos muy en serio, era la excitante posibilidad de que fuesen de origen inteligente, es decir que se tratasen de señales radioeléctricas, intencionadas o no, procedentes de alguna civilización extraterrestre. Pero apenas descubierto el primer pulsar se descubrieron otros nuevos, y al cabo de dos años se habían identificado unos cuarenta púlsars. Tal profusión de civilizaciones extraterrestres no parecía muy probable y para entonces ya se habían encontrado teorías más ortodoxas para explicar los pulsars.

Todos los pulsars se caracterizan por la extremada regularidad de sus pulsaciones que van de varias centésimas de segundo hasta unos pocos segundos. ¿Cuál sería el origen de los destellos emitidos con tanta regularidad? ¿Se trataría de algún cuerpo astronómico que estuviese experimentando un cambio muy regular, a intervalos lo suficientemente rápidos como para producir dichas pulsaciones? ¿O sería un planeta giratorio que mostraba con cada rotación un lugar específico de su superficie, del que brotaran abundantes radioondas proyectadas en nuestra dirección?

Ahora bien, para que suceda esto, un planeta debe girar alrededor de una estrella o sobre su propio eje en segundos o fracciones de segundo, lo cual es inconcebible. Se requiere que se trate de tamaños muy pequeños, combinados con fantásticas temperaturas, o enormes campos gravitatorios, o ambas cosas a la vez. El record de rapidez en la variación de la intensidad es de 0’8 millonésimas de segundo, lo que significa que la radiación procede de un objeto cuyo diámetro es como máximo 250 metros.

-Enana blanca-

De hecho, ni siquiera las enanas blancas (un tipo de estrellas superdensas y calientes, de masa similar a la del Sol, pero tamaño planetario) podían girar a esas velocidades, seguían siendo demasiado grandes y sus campos gravitatorios demasiado débiles. Pronto se descubrió que el periodo de varios pulsares aumentaba. Los pulsares se vuelven más lentos a medida que pasa el tiempo. Sin embargo, es un cambio muy lento: en promedio se necesitan 10 millones de años para que el período de un pulsar se duplique. Algunos pulsares son tan extraordinariamente precisos en la regularidad de sus impulsos que, en realidad pueden servir como relojes mucho más precisos que los modernos relojes atómicos.

Ello llevó a pensar que los pulsars podían tratarse de estrellas de neutrones giratorias. Las estrellas de neutrones habían sido predichas teóricamente en la década de 1930, y el descubrimiento de los pulsares supuso una espectacular confirmación observacional de lo que hasta entonces no era más que mera especulación teórica. En una estrella de neutrones la atracción gravitatoria de su propia masa es tan grande que sobrepasa el nivel de enana blanca, los átomos no pueden resistir semejante presión y colapsan sobre sí mismos, uniéndose los electrones con los protones del núcleo atómico y formando neutrones. Tendremos entonces un pequeño objeto inimaginablemente denso y caliente. Una estrella de neutrones típica tiene la masa de una estrella regular comprimida en un espacio de una decena de kilómetros o poco más. Un pedazo de estrella de neutrones del tamaño de una cabeza de alfiler pesaría en la Tierra millones de toneladas.

 

-Estrella de neutrones comparada con Vancouver-

Se había ya demostrado teóricamente que una estrella de neutrones debe tener un campo magnético de enorme intensidad. La inmensa gravedad de la estrella retendría con tal fuerza los electrones, que éstos sólo podrían emerger en los polos magnéticos, y al salir despedidos perderían energía en forma de radioondas. En la superficie, donde los neutrones se desintegran formando de nuevo electrones y protones, dominan intensas fuerzas eléctricas que proyectan al exterior las partículas cargadas de la estrella siguiendo las líneas del campo magnético. Un electrón que sigue una órbita curvada a velocidades próximas a la de la luz, emite energía. Esta energía no se reparte uniformemente en todas direcciones, sino que forma un estrecho haz en forma de cono en la dirección a la que miran las líneas de fuerza magnética que salen de la estrella. Como los polos magnéticos no tienen que coincidir necesariamente con el eje de rotación, si uno o ambos haces de radioondas se proyectasen en nuestra dirección, detectaríamos breves ráfagas de energía una o dos veces en cada revolución.

-Nebulosa del cangrejo-

Desde luego, no había razón alguna para suponer que los electrones perdían energía exclusivamente en forma de microondas. Este fenómeno debía producirse a lo largo de todo el espectro electromagnético, también en luz visible. Y en efecto, en enero de 1969, se observó que la luz de una débil estrella en la nebulosa del Cangrejo, emitía destellos intermitentes sincronizados con las pulsaciones de microondas. Habría sido posible descubrirlo antes si los astrónomos hubiesen tenido idea sobre la necesidad de buscar esas rápidas alternancias de luz y oscuridad. El pulsar de la nebulosa del Cangrejo fue la primera estrella de neutrones que pudo observarse con la vista. Pero, como hemos dicho, a medida que transcurre el tiempo los pulsares alargan su período de pulsación y se debilitan en luz visible, aunque todavía se hacen notar en ondas de radio. Los pulsares más antiguos perdieron hace tiempo su luminosidad visible, por lo que se han observado muy pocos.

Un pequeño porcentaje de las estrellas de neutrones se transforman en magnetares, objetos con un intenso campo magnético. Como referencia, pueden presentar un magnetismo miles de millones o billones de veces más intenso que el generado por las máquinas de resonancia magnética de los hospitales y cuatrillones de veces mayor que el campo magnético terrestre. Estos campos magnéticos provocan que los magnetares emitan de forma esporádica potentes explosiones de radiación de alta energía en forma de rayos X o rayos gamma. El 27 de diciembre de 2004, se registró un estallido de rayos gamma proveniente del magnetar denominado SGR 1806-20 situado en la Vía Láctea.

El origen estaba situado a unos 50.000 años luz. En la opinión de eminentes astrónomos, si se hubiera producido a tan solo 10 años luz de la Tierra, —distancia que nos separa de alguna de las estrellas más cercanas—, hubiera peligrado seriamente la vida en nuestro planeta al destruir la capa de ozono, alterando el clima global y destruyendo la atmósfera. Esta explosión resultó ser unas cien veces más potente que cualquier otro estallido registrado hasta ahora. La energía liberada en dos centésimas de segundo fue superior a la producida por el Sol en 250.000 años.

Se ha especulado con la idea de usar los pulsares como “faros interestelares” que sirviesen como puntos de referencia para futuros viajeros del espacio, a fin de poder calcular su posición una vez estuviesen tan alejados de la Tierra que las referencias habituales en nuestro Sistema Solar resultasen inútiles. Las sondas Pioner 10 y 11, lanzadas en 1972 y 1973, incluían unas placas metálicas con unos grabados que, supuestamente, facilitarían a los hipotéticos extraterrestres que pudieran encontrarlas saber quién había construido las naves y desde donde. Para esto último, a la izquierda hay un haz de líneas que parten radialmente de un mismo punto. Ese punto de referencia es el Sol; las líneas indican la dirección de los púlsares más significativos cercanos a nuestro sistema solar, y en cada uno, en sistema de numeración binario, su secuencia de pulsos. Este apartado constituye nuestra “dirección” en el universo. Una civilización técnicamente avanzada, con conocimiento de los púlsares, podría interpretar las placas.

 

CUASARS

Hasta mediados del siglo XX, todos los conocimientos que se tenían del Cosmos habían sido obtenidos analizando la luz de las estrellas que llegaba a la Tierra, al principio a simple vista y posteriormente con la ayuda de los telescopios. Sin embargo, la luz visible constituye una porción muy pequeña de todo el espectro electromagnético. El resto de ondas llegaba en forma de radiaciones de longitud de onda no visible, y toda la información que escondían se perdía. Esto cambió con la invención de los radiotelescopios y el desarrollo de la radioastronomía. A partir de ese momento pudieron estudiarse las longitudes de onda no visibles: infrarrojos, ultravioletas, ondas de radio, rayos X, gamma, etc. Gracias a ello se pudo descubrir unos objetos que habían pasado desapercibidos hasta entonces.

Las primeras radiofuentes sometidas a estudio parecían estar en relación con cuerpos dilatados de gas turbulento: la nebulosa del Cangrejo, las galaxias distantes, etc. Sin embargo, surgieron unas cuantas radiofuentes cuya pequeñez parecía desusada y se vislumbró la posibilidad de que ciertas estrellas individuales emitieran radioondas. Una exploración concienzuda de las zonas donde aparecían estas radiofuentes realizada en 1960, asoció como fuente de la radiación en cada una de estas zonas a unas estrellas determinadas que, hasta entonces, habían estado consideradas como insignificantes miembros de nuestra propia galaxia. Un detenido examen permitió poner de relieve otro punto interesante: dichas estrellas irradiaban luz ultravioleta en forma desusada. Pese a su aspecto de estrellas, las radiofuentes compactas no eran, en definitiva, estrellas corrientes. Se las denominó “fuentes cuasiestelares”, pero como dicho término era un tanto engorroso, al final se optó por simplificarlo a “cuasar”.
Pero las sorpresas acababan de empezar. A finales de 1960 se conocían unos 150 cuásars y el estudio minucioso de los espectros de color indicaba que no podían ser en absoluto estrellas corrientes de nuestra galaxia. Al contrario, deberían figurar entre los objetos más distantes, situados a miles de millones de años luz. Si los cuásars eran pequeños objetos y se hallaban tan distantes, debían ser excepcionalmente luminosos para brillar tanto a semejantes distancias: entre treinta y cien veces más luminosos que toda una galaxia corriente.

Otro fenómeno vino a confirmar la pequeñez de los cuásars. Se comprobó que eran muy variables respecto a la energía emitida, tanto en la región de la luz visible como en la de las radioondas. Para que la radiación experimente tan tremendas variaciones, un cuerpo debe ser pequeño. Ciertos cálculos indican que su tamaño podría ser muy pequeño, de orden de una semana luz. Por otra parte, un cuerpo tan pequeño y luminoso a la vez, debe consumir tales cantidades de energía que sus reservas no pueden durar mucho tiempo.

Uno de los resultados naturales de la gravedad en funcionamiento fue la formación de agujeros negros supermasivos, con una masa millones o miles de millones de veces la del Sol. Los agujeros negros con esta cantidad de masa tienen aproximadamente el tamaño de la órbita de Neptuno y las nubes de gas que atraen quieren adquirir velocidad, pero no pueden al haber demasiadas cosas en medio, por lo cual colisionan con cualquier cosa que se les ponga delante, descendiendo en una vorágine. Justo antes de que estas nubes desaparezcan para siempre, las colisiones en su materia supercalentada irradian cantidades colosales de energía, miles de millones de veces la luminosidad del Sol. Salen a borbotones gigantescos chorros de materia y radiación, que extienden cientos de miles de años luz por encima y por debajo del gas en remolino. Cuando cae una nube, y otra describe órbitas a la espera, la luminosidad del sistema fluctúa, y se vuelve más o menos brillante en cuestión de horas, días o semanas. Tan pronto el agujero negro supermasivo ha engullido todo el alimento disponible, tras dejar gas y estrellas sin comer en órbitas seguras y distantes, el cuasar simplemente se apaga. Y entonces tenemos una galaxia dócil con un agujero negro inactivo en su centro.

En definitiva ¿qué son los cuásars? No se sabe con certeza, pero una explicación posible es que se traten de un tipo de galaxias brillantes y de núcleo muy pequeño, llamadas galaxias Seyfert, por su descubridor, y posiblemente con un agujero negro supermasivo en su centro. Así los cuásares serían galaxias Seyfert muy distantes, tanto que podemos distinguir únicamente sus centros, pequeños y luminosos, y observar sólo las mayores.


AGUJEROS NEGROS

Se entiende por velocidad de escape de un astro, la velocidad mínima que debe alcanzar algo para poder escapar a la atracción gravitatoria del mismo. En el caso de la Tierra, ésta velocidad es de 11 km/segundo. Un cohete debe lograr dicha velocidad si quiere salir de la Tierra, de no ser así caería al suelo atraído por la gravedad de la Tierra. Para salir de la Luna hace falta una velocidad mucho menor, dado que la gravedad de la Luna es inferior a la terrestre. A la inversa, para escapar del campo gravitatorio de, por ejemplo, Júpiter hará falta una velocidad mucho más alta. Así pues, cuanto mayor sea la gravedad de un cuerpo, tanto más alta será la velocidad de escape necesaria.

¿Puede existir un objeto, con una gravedad tan colosal, que no pudiese escapar de él ni siquiera la luz, que es lo más rápido que hay en el Universo? La respuesta es afirmativa. De las ecuaciones de la Teoría de la Relatividad de Einstein ya se podía predecir la existencia de los agujeros negros, aunque la primera especulación sobre lo que hoy llamamos agujeros negros la formuló el matemático y astrónomo francés Pierre Laplace (1749-1827), quién argumentó que podrían existir estrellas tan masivas que la luz no pudiera escapar de sus campos gravitatorios. Se le dice agujero negro, porque ni siquiera la luz sale de él; y agujero porque es literalmente un pozo sin fondo, capaz de tragarse estrellas enteras.

Un agujero negro crea a su alrededor una especie de frontera, llamada horizonte de sucesos. Todo lo que sobrepase esa frontera ya no podrá salir nunca. En el interior se encuentra lo que los astrónomos denominan una singularidad, el punto donde confluye toda la materia que cae en el agujero y que tiene dimensión 0, y sin embargo una densidad infinita lo que de hecho quiere decir que allí dejan de cumplirse las leyes de la Física conocida por lo que no podemos explicar qué es lo que sucede en realidad. En cierta forma, lo que cae dentro de la singularidad deja de pertenecer a nuestro Universo y no sabemos que le ocurre. El tamaño del horizonte de sucesos depende de la masa del agujero negro; cuanto mayor es la masa mayor es el radio del horizonte. Para el Sol serían unos 3 km. y para la Tierra 9 metros. En el caso de agujeros negros esféricos y no giratorios este radio se conoce como “radio de Schwarzschild” por el nombre del físico que dio la fórmula para calcularlo. Cuando el agujero no es perfectamente esférico o está girando, la cosa es más complicada.

El físico inglés Stephen Hawking manifestó en 1970 que los agujeros negros tal vez no fuesen tan negros, sino más bien grises. Mostró que la energía contenida en un agujero negro podía, ocasionalmente, producir un par de partículas subatómicas, una de las cuales llegaría a escapar. Esto significaría que un agujero negro se evaporaría, aunque de una manera tan lenta que tendrían que transcurrir espacios de tiempo inconcebibles para que uno del tamaño de una estrella se evaporase completamente, billones de billones de veces el tiempo pasado desde el inicio del Universo hasta hoy.
Hay la posibilidad de que existan también mini agujeros negros, no más masivos que un planeta o un asteroide. De ser así, debieron formarse en el instante mismo del Big Bang, pues sólo entonces se dieron condiciones tan extremas como para comprimir pequeñas cantidades de materia a las espantosamente altas densidades necesarias para la creación de un mini agujero negro. Un mini agujero de mil millones de toneladas tendría el tamaño de un núcleo atómico, esto significa que estaría sujeto en parte a las exóticas leyes que gobiernan la conducta de los átomos, la teoría cuántica.

Se ha especulado con lo que ocurriría a dos hipotéticos astronautas, uno de los cuales se dirigiera hacia un agujero negro, mientras el otro espera algo apartado. De entrada, una vez el primer astronauta atraviese el horizonte de sucesos, desaparece toda posibilidad de comunicación entre ambos, puesto que ni la luz ni por ende cualquier clase de transmisión radioeléctrica que emita podrá traspasar la frontera del horizonte de sucesos. Por tanto el astronauta que espera fuera, ni podrá verlo ni saber nada de lo que le ocurre a partir de ese momento. Lo que le sucederá no es muy agradable ya que, suponiendo que entrasen primero sus pies, la tremenda fuerza gravitatoria del agujero negro hará que debido a la diferencia de atracción en los pies y la cabeza, se estire cada vez más como si fuese un fideo. Pero hay otro fenómeno más extraño producido por los efectos relativistas causados por la inmensa gravedad de los agujeros negros. La Teoría del Relatividad nos dice que la presencia de un cuerpo masivo enlentece el transcurso del tiempo en su cercanía. Cuanto mayor sea la intensidad de su campo gravitatorio, tanto más se retrasará el transcurrir del tiempo, comparado con el tiempo medido fuera de su influencia. Sin embargo, quien estuviese sometido a dicho campo gravitatorio no notaría ninguna diferencia en su tiempo, pero le parecería que en el exterior transcurre más deprisa. En otras palabras, si el astronauta que está fuera de la influencia del agujero negro pudiese observar a su compañero entrando en el mismo, le parecería que está inmóvil, suspendido para siempre en un instante interminable. Por su lado, éste astronauta, si sobrevive al estiramiento “de fideo”, y pudiese mirar hacia fuera, vería transcurrir todos los eones del resto de vida de todo el Universo en un soplo fugaz. Esto plantea una trascendente cuestión metafísica, pues mientras que el astronauta que está fuera contemplaría durante todos los años que le quedasen de vida a su compañero congelado, para éste sería el de fuera quien habría muerto instantáneamente y desvanecido con el resto del Universo. O sea, que si preguntásemos si el astronauta está vivo o muerto, la respuesta sería: “depende ¿visto desde dónde?”.

La solución de tan inquietante paradoja seguramente está en que, para que se produzca, uno de los astronautas debe poder mira dentro y el otro ver fuera. Pero como hemos dicho, esto es imposible una vez se traspasa el horizonte de sucesos. Podríamos considerar que el horizonte no sólo es una frontera de no retorno, sino que ejerce una especie de censura cósmica que impide que ocurran estas turbadoras paradojas. Con todo, se evidencia que cosas como antes, ahora y después; pasado, presente y futuro; vivo o muerto, etc. no son categóricamente absolutas si no relativas, dependen de quien y desde donde se observen.

 

SINGULARIDADES DESNUDAS

Puede que exista algo aún más extraño e inquietante que los agujeros negros. Como hemos visto un agujero negro está delimitado por el horizonte de sucesos, y tiene en su centro una singularidad.

La singularidad es el punto en donde la materia se concentra hasta no tener ningún tamaño, y dado que densidad= masa/volumen, al ser el volumen cero la densidad es infinita. Esto está fuera de toda lógica, no podemos entender que puede ser eso de densidad infinita. Cuando en las fórmulas de una teoría aparecen infinitos suele ser indicación de que algo anda mal. En una singularidad, la densidad y la gravedad son tan grandes, el espacio-tiempo está tan comprimido y retorcido que parece romperse y la propia estructura del Universo desaparece. Aparecen infinitos en las fórmulas y las leyes conocidas dejan de ser válidas. Por eso se dice que allí la Física deja de tener sentido.

Algunas hipótesis y modelos matemáticos especulan con la posibilidad de la existencia de algo monstruoso: un agujero negro sin horizonte de sucesos, es decir lo que ha venido en llamarse una “singularidad desnuda”. Se ha calificado al horizonte de sucesos como “censor cósmico”, un censor que nos impide ver la desnudez de la singularidad y evita que las extrañas cosas que allí suceden influyan en el resto del Universo. Pero si de verdad existen las singularidades desnudas ¿qué podemos esperar? Hawking propuso que siendo la singularidad un objeto fuera de toda ley, originaría influencias absolutamente caóticas y aleatorias. La materia y la radiación pueden tanto caer como salir de la singularidad desnuda. Mientras que la visita a la singularidad de dentro de un agujero negro sería un viaje sólo de ida, en principio podrías acercarte tanto como quisieras a la singularidad desnuda y volver para contarlo. ¿Se convertiría el Universo en un manicomio desenfrenado de sucesos aleatorios sin causa, de forma que no podríamos en ningún instante saber lo que va a ocurrir al siguiente? ¿Se desatarían fuerzas que destruirían el Universo o, como postulan algunos, sería como una máquina de reciclaje donde la materia desaparece de la existencia, para ser reemplazada por hidrógeno nuevo, proporcionando vida infinita al Universo?

La existencia real de una singularidad desnuda es una mera especulación hipotética. En la mayoría de modelos matemáticos no pueden formarse. Sólo algunos, con condiciones muy particulares, dan como resultado la formación de una singularidad desnuda. Pero son idealizaciones, que pueden ser válidas desde el punto de vista estrictamente matemático, pero no tener equivalente en la vida real. Es como colocar verticalmente un lápiz apoyado sobre una punta perfectamente afilada. Es una idealización que puede tener solución matemática, pero que no existe en la vida real ya que es tan inestable que cualquier mínima irregularidad o perturbación lo haría caer.

Nacimiento y muerte de las estrellas

Nacimiento y muerte de las estrellas

Las estrellas han cautivado el interés y la imaginación humana desde el mismo momento en que evolucionamos por encima del nivel animal. Todos los pueblos de la Tierra han intentado explicar que son las estrellas y por qué están ahí. Ni la Tierra ni los cielos, con todo lo que contienen, podían haber sido creados por los hombres, por tanto era evidente su origen divino. Cada pueblo explicaba la existencia del Universo recurriendo a un acto creativo de su dios o dioses particulares. Los detalles y la forma de explicar cómo se desarrolló está creación variaban mucho de una población a otra. Algunas civilizaciones llegaron a construir elaboradas mitologías en las que entremezclaban dioses con estrellas y constelaciones. Sin embargo hay algo en lo que coincidían casi todas: el cielo era la morada de los dioses. Tenía su lógica ya que, de toda la creación, el cielo es la parte más inaccesible, inmutable y perfecta. En la Tierra se producen cambios: las personas nacen y mueren, los ríos se secan o inundan y cambian de curso; los bosques pueden arder, el mismo mar cambia de nivel y la configuración de las costas y hasta en ocasiones una montaña puede estallar. Sin embargo, a lo largo de las generaciones, las estrellas siempre estaban ahí: fijas, inalterables, eternas. El cielo era el lugar de la armonía, la incorruptibilidad y la perfección, donde sólo podían residir los dioses.

Esta idea de la inmutabilidad de las estrellas perduró siglos e impregnó todas las religiones. Desde los tiempos de Copérnico fueron evidenciándose ciertos indicios de que esto no era así, y de que en el firmamento ocurrían algunas cosas extrañas. Sin embargo, no fue hasta el siglo XX en que los indicios se convirtieron en pruebas y la Ciencia pudo explicarlas. Con todo, algo hoy tan admitido como la expansión de Universo, era rebatido con incredulidad por el propio Einstein.

Ahora sabemos que las estrellas no son inmutables, que se forman y evolucionan, se mueven y transforman y que acaban extinguiéndose. Vamos a explicar este proceso de nacimiento y formación de las estrellas y veremos de qué manera pueden cambiar a lo largo del tiempo hasta llegar hasta su extinción y muerte.


El origen de todas las estrellas lo encontramos en las inmensas nubes de gas del espacio interestelar. Están repartidas por toda la galaxia, pero son menos abundantes en el centro, formado básicamente por estrellas viejas. Por el contrario abundan más y son más densas en los brazos exteriores, donde se están formando nuevas estrellas. Estas enormes nubes, existentes desde el inicio del Universo, pueden ocupar volúmenes de varios años luz y están constituidas casi totalmente por hidrógeno.

-Nebulosa del Cono-

La atracción gravitatoria entre los innumerables átomos de hidrógeno de una nube fluctúa en forma aleatoria, hasta que ocasionalmente se produce una acumulación de gas en un lugar. Esta acumulación de materia intensifica la gravedad de la zona, y en consecuencia atrae más gas intensificándose de nuevo la gravedad, entrando en lo que se denomina una retroalimentación positiva. A lo largo del tiempo puede llegar a acumularse una gran masa de gas que va contrayéndose cada vez más sobre sí misma, debido a la mutua atracción gravitatoria de los átomos de hidrógeno que la forman. Lo grande que sea esta masa, la cantidad de materia que contenga, será lo que determinará el futuro de su evolución, como luego veremos.

La idea de que la contracción gravitatoria de una nube de gas podría ser el origen de las estrellas, surgió ya desde el momento en que Newton formuló la Ley de la Gravitación Universal. Esta hipótesis fue formulada para explicar la formación del Sol y el Sistema Solar, por ejemplo, ya en 1796 por el astrónomo y matemático francés Pierre Simon de Laplace.

El verdadero problema estaba en explicar cómo se producía la colosal cantidad de energía que venía vertiendo el Sol desde hacía millones de años. La reacción más energética que se conocía entonces era la del carbón. Se calculó que si el Sol hubiese estado constituido por un conglomerado sólido de carbón incandescente en una atmósfera de oxígeno, se habría reducido a ceniza en sólo unos 2.500 años. El físico alemán Hermann von Helmholtz señaló en 1854 que, si el Sol estaba contrayéndose, su masa experimentaría un incremento de energía al acercarse hacía el centro de gravedad. Esta energía se transformaría en radiación. Helmholtz calculó que una contracción del Sol de sólo una diezmilésima parte de su radio, produciría la energía emitida durante 2.000 años. Sobre esta base se llegó a la conclusión de que la Tierra no tendría más de 50 millones de años, pues a la velocidad con que el Sol había emitido su energía, debería haberse contraído partiendo de un tamaño gigantesco, tan grande como la órbita que describe la Tierra alrededor de él. La explicación correcta del misterio llegó a finales del siglo XIX con el descubrimiento de la radiactividad y las reacciones nucleares. Si el Sol está constituido sobre todo por hidrógeno, y se combinan 4 átomos de hidrógeno para formar uno de helio, desaparecerá una pequeña fracción de la masa que, sin embargo, se transformará en una ingente cantidad de energía según la célebre fórmula de Einstein

E = m · c2

 

Esto significa que el Sol pierde en forma de energía más de 4 millones de toneladas cada segundo. Sin embargo la masa total del Sol es tan formidable, que le ha permitido brillar desde hace unos 6.000 millones de años, y continuar haciéndolo aún un periodo de tiempo semejante.

Cuando una masa de gas se va contrayendo sobre sí misma, en el centro aumenta progresivamente la presión, y por tanto la temperatura. Eventualmente, si la cantidad de materia es suficiente, la temperatura acaba alcanzando el orden de 10 millones de grados centígrados. Esto es como la chispa que enciende el horno de las reacciones termonucleares. A partir de este momento la estrella nace como tal, empezando a emitir luz, calor y radiación de origen nuclear. Si la masa de la nube de gas es muy pequeña, se formaría una estrella que emitiría calor procedente de la energía de contracción gravitatoria, pero que no brillaría puesto que no llegarían a producirse reacciones nucleares. Tendríamos entonces una enana marrón. Masas de gas aún más pequeñas sólo podrían llegar a formar planetas. En este sentido, Júpiter casi podríamos considerarlo una enana marrón, pues no brilla por no producir reacciones nucleares, y sin embargo emite al espacio más calor del que recibe del Sol. La falta de brillo de las enanas marrones, y también los planetas, las hace difícilmente detectables, sin embargo podrían ser sumamente abundantes en el Universo, constituyendo una parte importante de lo que se denomina materia oscura, de importancia fundamental para predecir el futuro del Universo.

La energía producida en las reacciones termonucleares se irradia hacía el exterior ejerciendo una presión hacia fuera que contrarresta la que la gravedad ejerce hacía el centro. Si ocasionalmente aumenta esta fuerza de radiación, la estrella se dilataría un poco, haciendo bajar la temperatura como hacen todos los cuerpos al expandirse. Disminuiría entonces la velocidad de las reacciones nucleares y por tanto la fuerza expansiva, y la estrella se comprimirá de nuevo un poco. Se llega así a un estado de equilibrio entre las fuerzas de expansión y contracción, que puede perdurar a lo largo de millones de años, durante los cuales la estrella permanece estable. Nuestro Sol se encuentra en este momento en esta situación. Para mantener estas elevadas temperaturas y presiones de radiación, las estrellas de mayor masa deben consumir energía más rápidamente y, por tanto, han de ser más brillantes que las de masa menor. Ésta es la ley “masa-brillo”. Se sigue de ello que las estrellas de gran masa consumen rápidamente sus reservas de combustible de hidrógeno y tienen una vida más corta. Esto significa que las estrellas muy brillantes deben ser muy jóvenes. Aquí hay que hacer hincapié en que estamos hablando del brillo o magnitud absoluta de la estrella, no del aparente visto desde la Tierra, pues éste dependerá mucho de la distancia que nos separe.

 

-Diagrama HR-

 

Se ha confeccionado el denominado diagrama H-R que relaciona la magnitud absoluta con la temperatura superficial de miles de estrellas. La inmensa mayoría de las estrellas conocidas se inscriben en dicho gráfico en una relación casi lineal entre brillo y temperatura, dentro de lo que se conoce como secuencia principal. Desde sus fases iniciales las estrellas cambian muy poco de tamaño o temperatura y permanecen la mayor parte de su vida dentro de la secuencia principal, hasta el momento en que les empieza a escasear el combustible de hidrógeno.

Pero no todas las estrellas pertenecen a la secuencia principal. A medida que el hidrógeno se va convirtiendo en helio, éste se acumula en el centro de la estrella. Y al alcanzar cierta entidad este núcleo de helio se contrae y, como resultado de ello, aumenta su temperatura hasta que los átomos de helio se funden para formar carbono, con liberación adicional de energía. La estrella empieza a variar de tamaño y temperatura en forma espectacular. Se hace más fría y se expande enormemente. Se habrá convertido en una gigante roja. Cuanto mayor fuese la masa de la estrella, tanto más rápidamente llegará a este punto. Algunas gigantes rojas alcanzan tamaños enormes y se denominan supergigantes rojas. Tal es el caso de Betelgeuse, en la constelación de Orión. Su tamaño comparativo con respecto a nuestro Sol es del mismo orden que el de éste con respecto a la Tierra. Dado su monstruoso tamaño consume muy rápidamente su provisión de hidrógeno, por lo que su vida será corta, de no mucho más de 10 millones de años. Las gigantes rojas en expansión tienen magnitudes absolutas considerables pues liberan mucho calor. No obstante al aumentar también la superficie disminuye la cantidad irradiada por unidad de superficie, por lo que su temperatura superficial es baja. Por eso son de color rojo.

El nuevo núcleo de carbono se calienta aún más, y comienzan a formarse átomos más complicados, como los de oxígeno y neón. Mientras esto sucede, la estrella se contrae y se vuelve otra vez más caliente, con lo que regresa a la secuencia principal. Ahora la estrella ha comenzado a adquirir una serie de capas, al igual que una cebolla. Posee el núcleo de oxígeno-neón, luego una capa de carbono, luego otra de helio y el conjunto se halla envuelto por una de hidrógeno aún no convertido. Sin embargo, en comparación con su larga vida como consumidora de hidrógeno, la estrella se halla en un rápido descenso. Su vida no puede continuar durante demasiado tiempo, puesto que le energía producida por la fusión de helio y más allá, es de más o menos un veinteavo de la producida por la fusión del hidrógeno. En un tiempo comparativamente breve, la energía requerida para mantener la estrella expansionada contra la inexorable atracción de su propio campo gravitatorio comienza a escasear, y la estrella se contrae cada vez con mayor rapidez hasta más allá de lo que hubiera debido ser el tamaño de una estrella normal. Se convierte en una enana blanca.

Las enanas blancas son estrellas de pequeño tamaño, pero en el que encierran una gran masa. Por ejemplo, en 1862 se descubrió que Sirio, la estrella más brillante del firmamento, tenía un acompañante al que se llamó Sirio B, invisible a simple vista y por los telescopios hasta entonces. Se comprobó que Sirio B era una estrella muy pequeña, de unos 26.000 km de diámetro, o sea, dos veces el de la Tierra, pero ¡con la masa de nuestro Sol! Una masa tan grande comprimida en un volumen tan pequeño equivale a una densidad de 130.000 veces la del platino. De hecho equivale a un estado nuevo de la materia. Al ser tan pequeña emite mucha luz por unidad de superficie y por eso es muy caliente y brillante, y de ahí su color blanco. Que una estrella tan brillante y cercana haya permanecido desconocida tanto tiempo, sólo se explica debido a su pequeñez. Se calcula que las enanas blancas pueden ser también muy abundantes y que pueden constituir hasta el 3% de las estrellas. No obstante, como decimos, su pequeño tamaño hace que sean difíciles de detectar. También existen las enanas rojas, mucho más pequeñas que el Sol, pero no tanto como las enanas blancas. Son estrellas frías y de una densidad corriente. Quizá sean las estrellas más abundantes de todas, pero su pequeño tamaño y escaso brillo las hace así mismo casi indetectables. De las 36 estrellas conocidas dentro de los 14 años luz de distancia del Sol, 21 son enanas rojas y 3 enanas blancas. No hay gigantes entre ellas, y sólo dos, Sirio y Proción, son manifiestamente más brillantes que el Sol.

-Nebulosa planetaria-

Durante la contracción que lleva a la enana blanca, las capas más externas de la estrella se quedan atrás, o incluso estallan a causa del calor desarrollado por la contracción. Entonces la enana blanca se halla rodeada por una expansionada nube de gas, que se denomina nebulosa planetaria, hasta que la nube se expande y adelgaza hasta la invisibilidad. De esta manera, las enanas blancas se forman de una forma tranquila, y tienen en perspectiva una vida muy prolongada de miles de millones de años, durante la que se lentamente se enfrían hasta que, llegado el momento, ya no están lo suficientemente calientes para brillar y continúan durante muchos miles de millones de años más como enanas negras. Este es futuro que le espera a nuestro Sol y a las de una masa semejante.

Por otra parte, si una enana blanca forma parte de un sistema binario, como es el caso de Sirio B y Proción B, y si la otra estrella permanece en la secuencia principal y relativamente cerca de la enana blanca, pueden empezar a pasar cosas interesantes. Mientras la estrella de secuencia principal se expande en su propio desarrollo, parte de su materia puede derivar hacia el intenso campo gravitatorio de la enana blanca. Ocasionalmente, parte del material orbitará en espiral hacia la superficie de la enana blanca, donde el impulso gravitatorio lo comprimirá y hará que se encamine a la fusión, con lo que emitirá una explosión de energía. Si una gota particularmente grande de materia cae sobre la superficie de la enana blanca, la emisión de energía será lo suficientemente intensa como para ser vista desde la Tierra, y los astrónomos registrarán la existencia de una nova. Como es natural, esta clase de cosas pueden suceder más de una vez, por lo que existen también las novas recurrentes. La palabra nova –del latín, nueva- procede de la obra De Nova Stella escrita 1572 por el astrónomo danés Tycho Brahe. Ese año apareció una nueva estrella en la constelación de Casiopea, tan brillante que era visible incluso de día. Brahe era el astrónomo que entonces tenía los medios más avanzados de observación, y se dedicó a averiguar si la nueva estrella era tal o si se trataba de un fenómeno atmosférico. Pudo comprobar que no era ningún fenómeno atmosférico puesto que estaba más alejado que la Luna o el Sol. La nova de 1572 fue uno de esos indicios que decíamos al principio y que evidenciaban que el cielo no era tan inalterable como se presuponía.

Si la estrella original tiene una masa de 10 o más veces la solar, su evolución la llevará a supergigante roja, y partir de aquí seguirá un camino diferente al que hemos visto. La presión gravitatoria en el núcleo será mucho más intensa que en las estrellas de menor masa y las reacciones de fusión continuarán más allá del estadio oxígeno-neón. El neón se combinará hasta formar magnesio, que lo hace, a su vez, para formar silicio y luego hierro. La estrella acaba formando una docena de capas concéntricas, en cada una de las cuales se consume un combustible diferente. La temperatura central alcanza de 3 a 4 mil millones de grados. Una vez que la estrella empieza a crear hierro, se llega a un callejón sin salida, puesto que los átomos de hierro representan el punto de máxima estabilidad y mínimo contenido energético. Alterar los átomos de hierro en la dirección de otros átomos, ya sean más o menos complejos, requerirá un aporte de energía. Las temperaturas centrales pueden subir tanto que los átomos de hierro se dividen en helio. Pero para que esto suceda, tal y como hemos explicado, debe verterse energía en los átomos. El único lugar donde la estrella puede conseguir esa energía es en su campo gravitatorio. Cuando la estrella se encoge, la energía que gana se emplea en convertir hierro en helio. En una fracción de segundo la estrella se encogerá drásticamente hasta una pequeña parte de su primitivo volumen.

-Supernova en una galaxia-

Cuando una estrella se colapsa así, su núcleo de hierro está aún rodeado por un voluminoso manto de átomos de otros elementos. A medida que las regiones exteriores se colapsan, y su temperatura aumenta, esas sustancias aún combinables se incendian al instante. El resultado es un estallido que destroza las capas exteriores del cuerpo de la estrella. Tendremos entonces una supernova. La energía que produce la explosión es tan colosal que una supernova, es decir una sola estrella, puede brillar tanto como toda una galaxia.

En el momento del Big Bang, sólo se formaron átomos de hidrógeno y helio. En el núcleo de las estrellas se han ido constituyendo átomos más complejos hasta llegar al hierro. La inmensa energía de la deflagración produce átomos más complejos que los del hierro. Al explotar la supernova, esparce todos estos átomos a gran velocidad hacía el espacio interestelar. Esta materia se añadirá a las nubes de polvo y gas ya existentes y servirá como materia prima para la formación de nuevas estrellas y planetas de segunda generación, ricos en hierro y otros elementos metálicos. Es decir, los átomos que forman nuestro cuerpo: carbono, oxígeno, fósforo, nitrógeno, hierro, etc. se formaron hace miles de millones de años en el interior de alguna estrella anterior y en la explosión de supernova que los esparció. En otras palabras, estamos construidos con polvo de estrellas de una forma literal, no sólo poética.

Hemos visto que ocurre con las capas externas de una supernova. ¿Pero, que le sucede al núcleo contraído? Si este núcleo es relativamente pequeño, probablemente dejará como residuo una enana blanca. Pero, si es mayor de 1’5 masas solares, al disminuir la presión de radiación hacía afuera después de la explosión, la atracción gravitatoria es tan grande que sobrepasa el nivel de enana blanca, pues los átomos no pueden resistir semejante presión y colapsan sobre sí mismos, uniéndose los electrones con los protones del núcleo atómico y formando neutrones.

-Estrella de neutrones-

Tendremos entonces una estrella de neutrones, objeto inimaginablemente denso y caliente. Una estrella de neutrones típica tiene la masa de una estrella regular comprimida en un espacio de una decena de kilómetros o poco más. Un pedazo de estrella de neutrones del tamaño de una cabeza de alfiler pesaría en la Tierra millones de toneladas, y si pudiéramos depositarlo sobre el suelo, éste no podría resistir el peso y el pedazo ira hundiéndose hacia el centro de la Tierra.

Pero tampoco una estrella neutrónica constituye el límite. Si la estrella tuviese una masa suficientemente grande el colapso gravitatorio es tan intenso que nada puede detenerlo. El núcleo de la estrella se comprimirá cada vez más sobre sí mismo, sobrepasará el nivel de estrella de neutrones haciéndose cada vez más pequeño y más denso hasta que la materia acabe por «devorarse» a sí misma y desaparecer. Nos encontramos frente al más extraño de los objetos del Universo: un agujero negro.

Un agujero negro crea a su alrededor una especie de frontera, llamada horizonte de sucesos. Todo lo que sobrepase esa frontera ya no podrá salir nunca, pues la atracción gravitatoria es tan intensa que, ni siquiera la luz que es lo que más velocidad puede alcanzar en el Universo, podrá escapar a ella. Por eso se le dice agujero negro, porque ni siquiera la luz sale de él. Se le llama agujero porque es literalmente un pozo sin fondo, capaz de tragarse estrellas enteras, e ir acumulando cada vez más masa en un espacio de volumen 0, lo que equivale a una densidad infinita. Esto es algo incomprensible, fuera de la lógica común. En el interior de un agujero negro se encuentra lo que los astrónomos denominan una singularidad, lo que de hecho quiere decir que allí dejan de cumplirse las leyes de la Física conocida por lo que no podemos explicar que es lo que sucede en realidad. En cierta forma, lo que cae dentro de la singularidad deja de pertenecer a nuestro Universo, se pierde toda posibilidad de contacto, y no sabemos que le ocurre. Quizá reaparezca en otro lugar del Universo, o tal vez en un Universo distinto, paralelo al nuestro. Es posible, ¿quién sabe? Pero esto ya no es terreno de la Ciencia, sino más bien de la ciencia-ficción.