V. MUERTE Y TRANSFIGURACIÓN
SI EL principio de la estrella coincide con el inicio de las reacciones nucleares, su agonía es el proceso en el que éstas se extinguen. Miles de millones de años después de su génesis, estrellas menores o similares al Sol alcanzan su inevitable destino. Las de mayor masa recorren más intensa y rápidamente el camino de su vida, y algunas de ellas se precipitan a su fin en sólo unas decenas de millones de años. Agotada la última posibilidad de continuar con las reacciones de fusión nuclear —ya sea porque el núcleo estelar no alcanzó a calentarse lo suficiente para continuar con un nuevo ciclo, o por haberse utilizado todas las reservas de material fusionable— la estrella se apaga. Después de transcurrir la mayor parte de su existencia en condiciones muy estables, las estrellas se precipitan rápidamente hacia su muerte. La ruta de su vida, impresa desde su génesis, las conduce a tres posibles fines desoladores, dependiendo de la masa con la que empezaron: una enana blanca, una estrella de neutrones o un hoyo negro. Esta transfiguración en ocasiones produce un excepcional despliegue de brillantes destellos celestiales. En este capítulo recorreremos los últimos instantes de las estrellas, y veremos cuáles son los extraños objetos que emergen después de su último aliento.
CRÓNICA DE UNA MUERTE ANUNCIADA. EL SOL SE TRANSFORMA EN UNA ENANA BLANCA
En algunos mitos y religiones, tras el anuncio de "que ya no habrá más tiempo" (La Biblia, El Apocalipsis según san Juan, X.6), o al término de una de las eras cosmogónicas, sobreviene la siguiente catástrofe: "Este Sol [fue] el tercero [...] y cuando perecieron les llovió fuego, aves volviéronse y también ardió el Sol: toda casa de ellos ardió." (Los cuatro soles cosmogónicos, mito azteca). O bien, "El cuarto ángel derramó su taza en el Sol, y diósele fuerza para afligir a los hombres con ardor y fuego... Y los hombres, abrasándose con el calor excesivo, blasfemaron..., (La Biblia, El Apocalipsis según San Juan, XVI. 8 y 9). Desde su ensoñadora perspectiva, estas crónicas casualmente anuncian el destino del Sol que ha previsto la ciencia.
Cinco mil millones de años hacia el futuro, el Sol terminará su etapa de secuencia principal, y su interior se contraerá hasta alcanzar una temperatura de 120 millones de grados. Con ello se iniciará la fusión del helio producido en la etapa anterior, e irá aumentando la masa de carbono y oxígeno contenida en la región central. Alrededor del núcleo continuará la combustión del hidrógeno. La cantidad de energía generada causará un aumento de presión en el interior, y con ello la expansión y enfriamiento de la atmósfera solar. La luminosidad del Sol aumentará unas quinientas veces, mientras que su temperatura superficial alcanzará los 3 000 grados, la mitad de su valor actual. Es decir, el Sol se convertirá en una gigante roja. Un viajero en el tiempo describe del modo siguiente este proceso: "Y así viajé [...] en grandes zancadas de mil o más años, atraído por el misterio del destino terrestre, viendo con una curiosidad algo morbosa cómo el Sol se tornaba más grande y opaco [...] Finalmente [...] el gigantesco domo rojo del Sol acabó por cubrir casi la décima parte del firmamento." (H.G. Wells, La máquina del tiempo). De hecho, el Sol se dilatará aún más, y acabará por engullir y disolver nuestro planeta. Pero el Apocalipsis de la Tierra no será sino el preludio de la muerte de nuestra estrella.
Figura 29. Nebulosa planetaria llamada la Hélice. Tiene un diámetro de cuatro
años luz, y en su centro se ve la enana blanca que la ilumina.
En su estertor final, la envolvente externa del Sol se desprenderá para descubrir su núcleo al Universo. Cerca del 20% de la masa del Sol será eyectada para formar lo que los astrónomos llaman una nebulosa planetaria (Figura 29), de las que hay miles en nuestra galaxia. Al expandirse, la nebulosa planetaria diseminará algunos de los elementos químicos que el Sol produjo durante los miles de millones de años durante los cuales subsistió. Pero también se irá tornando más tenue y menos brillante, hasta ser imperceptible unos treinta mil años después de su desprendimiento, cuando alcance un tamaño cercano a un par de años luz. Por su parte, el helio se habrá agotado en el núcleo, ahora compuesto de oxígeno y carbono. El núcleo volverá a contraerse y a calentarse, sólo que ahora no alcanzará la temperatura por encima de la cual puede ocurrir el siguiente ciclo de reacciones nucleares. Lo que quedará del Sol será una masa inerte, con un núcleo formado de carbono y oxígeno, y rodeado de un par de capas ricas en helio e hidrógeno respectivamente.
¿Qué habrá de evitar un mayor calentamiento en el Sol? ¿Qué fuerza habrá de resistir su peso? La respuesta a ambas preguntas proviene del comportamiento de la materia a las más pequeñas escalas. La física del microcosmos, el concepto mismo de tal cosa, se empezó a desarrollar hacia 1920 con el nombre de mecánica cuántica que, llena de paradojas para nuestro sentido común, ofrece al alma despierta un mundo tan estimulante como el de la relatividad especial. Entre otras cosas, establece que más de dos electrones, uno girando en una dirección y el otro en la opuesta, no pueden ocupar la misma celda espacial si tienen la misma velocidad, efecto conocido como principio de exclusión de Pauli. Si se quiere, este principio establece que los electrones no son gregarios pues rehuyen tener las mismas propiedades físicas y, en particular, aglomerarse en una misma celda del espacio. Es decir, los electrones se resisten a ser comprimidos indefinidamente y oponen una fuerza —llamada presión de degeneración de los electrones— a que tal cosa suceda. Por lo tanto, el Sol habrá de contraerse hasta donde lo permita la presión de degeneración de los electrones. Cuando esta presión y el peso solar se equilibren, el cadáver solar habrá adquirido su configuración final. La estrella que era el Sol se habrá transfigurado en una enana blanca.
Figura 30. Sirio y la tenue enana blanca que gira a su alrededor.
Todas las estrellas cuya masa inicial sea inferior a unas ocho veces la masa solar, terminarán convirtiéndose en enanas blancas. Dado que la mayor parte de las estrellas cumplen con este requisito, se ha concluido que alrededor de mil millones de enanas blancas transitan por nuestra galaxia, desde las que se han formado en épocas recientes y están envueltas por una nebulosa planetaria, hasta las creadas desde el inicio de los tiempos. Son reconocibles por su alta temperatura —es decir, su color azul— y baja luminosidad. Tales son las propiedades de la compañera de Sirio (Figura 30) que, distante y ajena a nuestros pensamientos, comprueba esta predicción de la mecánica cuántica, y demuestra la universalidad de las leyes de la naturaleza, válidas en cualquier escala, momento y lugar. Las propiedades de las enanas blancas son extraordinarias, pues la materia debe alcanzar densidades excepcionales antes de que entre en juego la presión de degeneración. Basta señalar que el peso del material de una enana blanca contenido en una cuchara sopera es similar al de un elefante adulto. A escala macroscópica, no existe algo ni remotamente similar en nuestra Tierra.
Despojadas de su poderosa fuente de energía interna, las enanas blancas se van enfriando paulatinamente, hasta apagarse y desaparecer de nuestra vista. Se tornarán en inmensas piedras obscuras deambulando por el Universo durante toda la eternidad, aunque cerca de la mitad de ellas despiertan ocasionalmente y, por espacio de algunos días, su brillo rivaliza con el de centenas de soles (Figura 31). Para el ojo inexperto, pareciera ser que una estrella acaba de nacer, razón por la que se ha llamado novas a estos sucesos. Se encontró que tales cataclismos se producen únicamente en sistemas binarios, en los que una estrella normal se haya a muy corta distancia de una enana blanca. Debido a su cercanía, el material de la estrella normal fluye, adquiere energía, se deposita y calienta la superficie de la enana blanca. Cuando la temperatura superficial de la enana blanca supera los diez millones de grados, el hidrógeno se fusiona para formar helio y liberar energía. Sin embargo, a diferencia de lo que ocurre normalmente en los interiores estelares, el material no se expande puesto que la presión de degeneración de los electrones le ha conferido una gran rigidez. Bajo estas circunstancias se acelera rápidamente el ritmo con el que se producen las reacciones nucleares y sobreviene una explosión que produce una gran cantidad de energía, usada en algunos casos para expulsar una masa equivalente a una cienmilésima de la masa solar (Figura 32), y aumentar el brillo del sistema hasta diez mil veces. Al cabo de algunos días o incluso meses, la energía de la explosión se disipa completamente, y la enana blanca vuelve al incógnito. Este proceso explosivo, relacionado con un cadáver estelar y no con una estrella naciente, es el que llamamos nova.
Figura 31. Nova Cisne 1975 en la noche del 29 de agosto de ese año. Antes de esa fecha no se veía estrella alguna en esa posición. Tres meses después (foto de abajo) ya había disminuido notablemente su brillo.
Figura 32. Nebulosa producida por la nova GK de la constelación de Perseo,
que estalló en el año de 1901 (imagen tomada por J. Bohigas y colaboradores
con el detector optoelectrónico mexicano MEPSICRON en el telescopio de 2.1 metros
de diámetro del Observatorio Astronómico Nacional de la UNAM en San Pedro Mártir,
Baja California, México).
HACIA EL REINO DE LA GRAVEDAD. ESTRELLAS DE NEUTRONES Y HOYOS NEGROS
Durante el segundo semestre de 1967 Jocelyn Bell, estudiante de doctorado en la Universidad de Cambridge, pasaba la mayor parte de su tiempo analizando los 100 metros del rollo de papel donde se guardaban los datos que diariamente se obtenían de un radiotelescopio. Tras varias semanas de trabajo, notó una secuencia de pequeñas e idénticas trazas —cada una de ellas cubría apenas un centímetro del inmenso rollo— que persistentemente aparecían cuando el radiotelescopio apuntaba hacia una dirección específica del cielo. Libre de prejuicios, Bell persiguió tozudamente el problema planteado por las trazas, a pesar de la resistencia inicial de su asesor (Anthony Hewish, cuyo premio Nobel se debió parcialmente a este hallazgo). La señal de radio —representada por trazas en el papel— se repetía con precisión asombrosa cada 1.337 segundos, frecuencia y regularidad que, dentro de lo que entonces se sabía del Universo, era difícil de explicar. En algún momento, el grupo dedicado a investigar el descubrimiento creyó que esta señal bien podría ser un mensaje deliberado de "pequeños hombrecitos verdes". A principios de 1968, Bell ya había identificado otras tres señales pulsantes, o pulsores, en diversas regiones del cielo. La hipótesis de los "hobrecitos verdes" tuvo que ser desechada, pues tantos de ellos transmitiendo al mismo tiempo (por cierto, con un aparato endiabladamente potente) el mismo tipo de mensaje y desde regiones tan distintas, era mucha casualidad. Había que buscar una explicación menos imaginativa, pero más convincente.
La frecuencia con la que se repite la señal de un pulsor, cuatro por segundo en uno de los descubiertos por Bell, implica que el tamaño del objeto que produce las pulsaciones es a lo sumo igual a la distancia que nos separa de la Luna (que la luz recorre en un segundo). Se contempló la posibilidad de que la señal del pulsor fuera producida por una pequeña enana blanca girando vertiginosamente. Sin embargo, antes de poder dar más de una revolución por segundo, las enanas blancas se disgregan debido a la fuerza centrífuga. Hubo que buscar otra respuesta. De entre el polvo de la historia, los astrónomos revivieron entonces una vieja idea acerca de la posible existencia de objetos compuestos de neutrones, de masa similar a la del Sol, pero con un radio de apenas 15 kilómetros, tamaño comparable al de una gran ciudad. Se les había llamado estrellas de neutrones. Dos investigadores que trabajaban en oficinas casi contiguas de la Universidad de Cornell, Franco Pacini y Thomas Gold, propusieron por separado y en distintos momentos —parece que en ese entonces eran vecinos distantes— que los pulsores se deben a la aparición periódica de manchas calientes situadas en la superficie de estrellas de neutrones (Figura 33), como un faro distante que intermitentemente ve un navegante. Esto implica que el periodo de rotación de la estrella de neutrones es igual al del pulsor. Dadas las propiedades de las estrellas de neutrones, esto es perfectamente posible. Pero, ¿qué son las estrellas de neutrones?
Figura 33. Modelo de un pulsor. La mancha caliente sobre la superficie de
la estrella de neutrones ilumina periódicamente al observador de la misma manera
que un faro al navegante de un barco.
Con el descubrimiento de la presión de degeneración de los electrones, se creyó que todas las estrellas, sin importar su masa, terminan siendo enanas blancas. En 1920, Subrahmanyan Chandrasekhar, estudiante hindú de 20 años, tomó un barco hacia Inglaterra para continuar sus estudios. De haber tenido la posibilidad de viajar en avión, Chandrasekhar probablemente hubiera visto una pésima película —¿Rambo III?— en vez de revisar la teoría de las enanas blancas, cosa que realizó durante la larga y reposada travesía del barco. Al llegar a la Universidad de Cambridge, contaba con suficientes argumentos para sostener que los electrones tienen un comportamiento relativista en la enana blanca, razón por la que su presión de degeneración es incapaz de sostener el peso de un objeto de masa mayor que 1.4 veces la masa solar. A este número se le conoce como límite de Chandrasekhar, y es la masa más grande que puede tener una enana blanca. Si la masa de un objeto excede el límite de Chandrasekhar, su fuerza de gravedad vence la resistencia que ofrece la presión de degeneración de los electrones, pudiendo entonces colapsarse. Este resultado fue recibido con escepticismo, incluso con franca incredulidad, sobre todo si se toma en cuenta que provenía de la cabeza de un jovencito hindú. Pero no era para menos. Como inmediatamente lo hizo notar su famoso asesor, Arthur Eddington, y había ya especulado Laplace en 1796, de seguirse contrayendo el objeto, su fuerza de gravedad será tan grande que ni siquiera la luz podrá escapar de él. La posibilidad de que hubiera verdaderas trampas de luz parecía nula en aquella época. A lo largo de los años se han sumado argumentos que volvieron probable, e incluso inevitable, lo que antaño parecía imposible.
En 1932, el físico soviético Lev Landau predijo que un objeto cuya masa está por encima del límite de Chandrasekhar, tiene una "densidad tan alta, que los núcleos en contacto formarían, un solo y gigantesco núcleo". En efecto, cuando la fuerza de gravedad es muy alta, los electrones son forzados a penetrar en los protones, y así producir neutrones y neutrinos. A esta reacción se le llamó proceso Urca, en honor a un casino del mismo nombre en Río de Janeiro, en donde, según se dice, el dinero, como los neutrinos, escapa sin dejar rastro. Al llevarse a cabo este proceso en el contexto estelar, los neutrinos —la partícula mas tímida de la naturaleza, ya que muy rara vez interactúa con cualquier otra— se llevan la mayor parte de la energía, mientras que los neutrones permanecen ligados gravitacionalmente formando un nuevo objeto: una estrella de neutrones.
Como las enanas blancas, las estrellas de neutrones son objetos estables pues sostienen su peso mediante la presión de degeneración que en este caso la producen los neutrones y no los electrones. La presión de degeneración de los neutrones se activa a densidades mucho más altas que en las enanas blancas, por lo que las estrellas de neutrones son extraordinariamente más compactas: ¡una cucharada sopera de material proveniente de una estrella de neutrones pesa lo que toda la humanidad! Para alcanzar esta densidad es necesario introducir un objeto de las dimensiones del Sol en una esfera de 15 kilómetros de radio. Este tamaño es congruente con las restricciones que impone la frecuencia observada en los pulsares. Por lo mismo, la fuerza de gravedad de las estrellas de neutrones es excepcionalmente elevada. A todos nos ha caído alguna vez un objeto en el pie. El dolor que produce se debe a la energía que el objeto acumuló en la caída, y disipó al lastimarnos. Debido a la enorme fuerza de gravedad de una estrella de neutrones un objeto acumula muchísima energía al caer en ella. Por ejemplo, si una pluma cayera desde una altura de un metro en una estrella de neutrones, su impacto en la superficie equivaldría a una explosión de 20 toneladas de TNT. Auxiliadas por su fuerza de gravedad, las estrellas de neutrones pueden girar muy rápido y resistir los efectos disgregantes de la fuerza centrífuga. Por estas y otras razones, se piensa que es correcta la hipótesis de Pacini y Gold sobre los pulsares.
Pero también tiene un límite el peso que puede resistir la presión de degeneración de los neutrones, que es igual a unas tres veces la masa del Sol. No puede haber estrellas de neutrones mayores. Los objetos de masa excedente, donde las reacciones nucleares hayan cesado, no pueden ofrecer resistencia alguna a la fuerza de gravedad, y terminan por colapsarse. Toda la materia, toda la energía luminosa, es arrastrada hacia un punto. Es el mundo de los hoyos negros, el reino y dominio absoluto de la gravedad.
Para entender la característica esencial de los hoyos negros, conviene divagar brevemente sobre el concepto de la velocidad de escape, esto es, la necesaria para escapar del campo gravitacional de un objeto y viajar hacia el infinito. Por ejemplo, para lanzar un satélite desde la Tierra, es necesario que su velocidad sea mayor a 11 km/s, que es la velocidad de escape de nuestro planeta; en la Luna es cinco veces menor, ya que su fuerza de gravedad es inferior. Por esta razón los astronautas podían brincar alegremente sobre su superficie, y bastó un pequeño vehículo impulsor para que regresaran a la Tierra. En el extremo opuesto, la fuerza de gravedad del Sol es tal, que para escapar a su atracción es necesario moverse a más de 600 km/s. Al aumentar la fuerza de gravedad, ya sea porque el cuerpo es más masivo o porque su tamaño se reduce, aumenta la velocidad de escape. En una enana blanca ésta es igual 6 500 km/s, mientras que para escapar de una estrella de neutrones es necesario alcanzar la extraordinaria velocidad de 180 000 km/s. Finalmente, la velocidad de escape de cuerpos tres o más veces más compactos que una estrella de neutrones es mayor que la velocidad de la luz (300 000 km/s) la máxima que se puede alcanzar. Por lo tanto, nada puede escapar de un objeto con estas características: ni un ratón, ni un electrón, ni la luz. Es el monstruo que avizoró Laplace: "Es por lo tanto posible que los cuerpos más grandes del Universo [...] sean invisibles."
Utilizando la teoría de la relatividad general, que Albert Einstein presentó en 1915, Karl Schwarzschild publicó un año después la primera teoría moderna sobre los hoyos negros. Curiosamente, este ejercicio mental se produjo varios años antes de que Chandrasekhar demostrara que aquéllos podían existir. La estructura de los hoyos negros es muy sencilla. Tienen una "superficie" fantasmagórica, llamada horizonte de los eventos, definida como el sitio en donde la velocidad de escape es igual a la velocidad de la luz. Dentro del horizonte, la velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz, y nada puede salir de ahí. Si se pudiera prender una linterna dentro del horizonte, cosa que es imposible ya que ahí todo es comprimido indefinidamente, ésta jamás podría ser vista por un observador externo, no importa qué tan cerca estuviera de ella, porque la luz del filamento incandescente sólo puede viajar en una dirección, hacia el punto central del hoyo negro. De ahí el calificativo de negro: de éste no emerge ni luz ni partícula alguna. Por lo tanto, los hoyos negros no pueden enviar mensajes hacia el resto del Universo. Son los grandes mudos del Cosmos.
Todo lo que traspasa el horizonte, incluyendo la luz, es devorado por el hoyo negro. A diferencia de un agujero, el hoyo negro está repleto de materia (energía). Las propiedades y comportamiento de la naturaleza dentro del hoyo negro, desconectados por completo del mundo más allá del horizonte, constituyen grandes incógnitas cuya solución puede muy bien ser imposible. Por esta razón, más de un respetable científico duda aún de la existencia de los hoyos negros, máxime si se considera que nada emerge de ellos. La demostración observacional de la existencia de los hoyos negros se sostiene en evidencias indirectas, en inferencias más que en pruebas palpables. Fuertemente atraídas por la fuerza de gravedad del hoyo negro, la luz y las partículas que transitan en su vecindad desvían su camino en una trayectoria espiral cada vez más cerrada, hasta cruzar el horizonte. Las partículas adquieren así una gran cantidad de energía, parte de la cual radian en forma de rayos X antes de entrar al hoyo negro. Gracias a esto fue posible localizar el primer hoyo negro, aunque hubo que esperar el advenimiento de la era espacial, pues los rayos X son absorbidos por la atmósfera terrestre. En 1972, el satélite Uhuru —"libertad" en swahili— orbitaba la Tierra transportando un telescopio sensible a los rayos X. En la dirección de una estrella normal de unas 20 masas solares, localizó una fuente muy intensa de rayos X, llamada Cygnus X1. Al poco tiempo se descubrió que la estrella normal es parte de un sistema binario, en el que la compañera es 10 veces mayor que el Sol, pero invisible. Esto implica que no puede tratarse de una estrella normal. Además, dado que su masa excede la que puede tener una estrella de neutrones, se ha deducido que se trata de un hoyo negro, y que los rayos X los produce el material de la estrella normal que cae hacia el hoyo negro formando un disco (Figura 34). En la actualidad se sabe de muchos sistemas con propiedades similares a las de Cygnus X1 y en todos ellos se cree que yace un insaciable hoyo negro.
Figura 34. Modelo de producción de energía en un sistema compuesto por un hoyo negro y una estrella que arroja material hacia éste. El material se precipita en espiral hacia el hoyo negro y al caer adquiere una gran cantidad de energía, parte de la cual es radiada en rayos X.
Los pulsores delatan la presencia de estrellas de neutrones, mientras que la existencia de fuentes de rayos X asociadas a cuerpos invisibles sugiere que en ellas yace agazapado un hoyo negro. ¿Qué extraña combinación de eventos condujo a la naturaleza a producir tan extraños objetos? La respuesta se encuentra en el destino deparado de las estrellas masivas, que al expirar su último aliento en un inconcebible fuego de artificios, se transfiguran y convierten en estas extrañas criaturas.
CITA CON UNA CATÁSTROFE. LAS SUPERNOVAS
La más antigua historia astronómica de la humanidad se debe a los chinos, quienes
durante más de dos mil años, desde la época en que florecía la cultura griega
hasta fines del siglo XVIII, casi al mismo tiempo en que el capitalismo irrumpió
violentamente en China, examinaron meticulosamente el firmamento y llevaron
registros de sus observaciones. En el capítulo 52 de Lo esencial de la historia
Sung, texto del siglo XIV, está escrito lo siguiente:
En el día 22 de la séptima Luna del
primer año del periodo Chih-ho, Yang-Wei-te dijo: "Postrándome, he observado
la aparición de una estrella invitada en la constelación T'ien Kuan [El
Toro]: la estrella tenía un color amarillo ligeramente iridiscente. Respetuosamente,
siguiendo las disposiciones para los emperadores, he pronosticado, y el
resultado es: La estrella no invade Pi [Aldebarán], lo que demuestra que
un hombre pleno es señor, y que este país tiene a alguien de gran valor.
Solicito que este pronóstico sea entregado al Buró de Historiografía para
ser preservado [...]" Fue visible en el día, igual que Venus [...] En
total se pudo ver durante 23 días. |
El suceso debió haber causado gran impresión, pues también fue descrito por japoneses, árabes y coreanos, y quizás incluso registrado en petroglifos navajos (Figura 35). Vale la pena hacer notar que, a pesar de su magnitud, no se ha encontrado alguna crónica europea donde se le mencione. Tal parece que a los europeos de época, convencidos hasta la ceguera de la perfección e inmutabilidad de los cielos, les incomodó a tal punto la aparición de esta estrella "invitada", que prefirieron ignorarla.
Figura 35. Petroglifo navajo que, por la posición relativa entre la luna y
la estrella, se cree que representa la supernova del año 1054.
Descontando el trasfondo astrológico, y la evidente intención del señor Wei-te de congraciarse con el emperador y así salvar la cabeza, la crónica china es particularmente valiosa porque describe el color, el brillo, el sitio y el momento en que apareció la "estrella invitada". En el sitio señalado por los chinos, se encuentra una vistosa nebulosa de apariencia filamentaria, que desde el siglo XVIII es conocida como nebulosa del Cangrejo (Figura 36). Su forma difícilmente sugiere la figura de un cangrejo, pero sí su origen explosivo. De hecho, los filamentos que la componen contienen una masa dos veces mayor que la del Sol, y se expanden a velocidades de alrededor de 1 500 km/s. Moviéndonos a esta velocidad hacia el pasado, encontramos que la nebulosa se originó en fecha cercana a la que, por vez primera, fue vista la "estrella invitada", el 4 de julio del año 1054. La coincidencia temporal y espacial entre ambos objetos no puede ser fruto de la casualidad. Por lo tanto, la nebulosa del Cangrejo fue producida por la misma explosión que dio lugar a la estrella "invitada" que nuestros antepasados observaron en esa fecha. Esta explosión fue muchísimo más violenta que una nova, ya que estas últimas jamás alcanzan un brillo comparable al de Venus (y menos a la distancia a la que está la nebulosa del Cangrejo), ni expulsan una cantidad tan grande de materia a tan altas velocidades. Esta clase de explosión, gigantesca frente a una nova, recibe el nombre de supernova.
Figura 36. La nebulosa del cangrejo, producida por la supernova del año 1054. La flecha apunta a la estrella de neutrones que al rotar da lugar a un pulsor ( Secuencia de fotos de la derecha).
La supernova del año 1054 fue aún más generosa con la ciencia, pues un año después del descubrimiento del primer pulsor se encontró uno en el lugar donde se generó la explosión (Figura 36). El pulsor del Cangrejo repite su señal 33 veces en cada segundo. Su pulso disminuye lentamente con el tiempo y, midiendo la velocidad con que lo hace se ha determinado que el pulsor del Cangrejo se formó hace 900 años. Es decir, la pirotecnia celestial del año 1054 anunció el nacimiento de este pulsor. Por lo tanto, las estrellas de neutrones se forman a consecuencia de una explosión de supernova, que también produce una gran masa de gas que es expulsada a altas velocidades hacia el medio circundante. Pero, ¿a partir de qué se producen las supernovas?, ¿por qué razón se producen?
Con un brillante destello intuitivo, los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky habían imaginado la respuesta correcta desde 1934: "Con grandes reservas proponemos que una supernova representa la transición de una estrella ordinaria para convertirse en una estrella de neutrones..." La transición a que se referían Baade y Zwicky es el proceso en el que la presión interna debida a las reacciones nucleares que ocurren en una estrella ordinaria, es substituida por la presión de degeneración de los neutrones para sostener el peso del objeto. Es decir, esta transición se produce cuando, por una u otra razón, cesan las reacciones nucleares en la estrella y su núcleo se colapsa.
Veamos con más detalle este proceso, fijándonos en las últimas etapas evolutivas de una estrella masiva, en una supergigante roja (Figura 37). El ciclo completo de reacciones nucleares se ha llevado a cabo y, como vimos en el anterior capítulo, la estructura de la estrella no es del todo distinta a la de una cebolla pues la forma una sucesión de capas donde se producen diversas reacciones de fusión. El corazón de la estrella está formado primordialmente de hierro, que se produce en la capa inmediatamente superior a partir de la fusión del silicio. El núcleo estelar sostiene su peso mediante la presión de degeneración de los electrones, puesto que el hierro sólo puede fusionarse utilizando —no liberando— energía.
Figura 37. Modelo para explicar una explosión tipo supernova. (a) En la etapa previa a la explosión la estrella tiene un núcleo de hierro de masa inferior al límite de Chandrasekhar (1.4 veces la masa del sol). El peso del núcleo es sostenido por la presión de degeneración de los electrones. (b) La masa del núcleo estelar aumenta con el hierro producido en la capa inmediatamente superior. Cuando esta excede el límite de Chandrasekhar el núcleo se colapsa produciendo una gran cantidad de neutrinos. (c) La presión en la cavidad dejada por el colapso del núcleo aumenta debido a la gran cantidad de radiación producida y por el rebote de parte del material que se colapsó. Esto provoca que la envolvente externa de la estrella sea eyectada explosivamente. (d) La envolvente se expande y disminuye su densidad. Cuando esta es suficientemente baja, la radiación atrapada escapa, y aparece la supernova como una gigantesca fuente de luz.
Este núcleo inerte sobrevive mientras su masa es inferior al límite de Chandrasekhar,
1.4 veces la masa del Sol. Sin embargo, "engorda" rápidamente con el hierro
que produce la capa superior, y cuando su masa excede este límite, la
presión de degeneración de los electrones es ya incapaz de sostener su peso,
y se colapsa. En menos de un segundo, el radio del núcleo se reduce de 6 000
a tan sólo 15 kilómetros. En este brevísimo suspiro, la materia se comprime
extraordinariamente y, a través del proceso Urca, se transforma en neutrones
y neutrinos. Durante este segundo, la estrella produce tantos neutrinos como
el resto del Universo. Estos últimos escapan transportando la mayor parte de
la energía liberada en el colapso gravitacional del núcleo estelar y casi todos
ellos rondarán por el Universo hasta el fin de los tiempos. Por su parte, los
neutrones permanecen y, con su propia presión de degeneración, sostienen el
peso del objeto colapsado, que ahora es una estrella de neutrones. Hasta este
momento las capas externas no han sido informadas del cataclismo que ocurrió
en el interior de la estrella. Rápidamente sabrán de esta pesadilla, ya que
el colapso del núcleo es seguido de la producción de una vasta cantidad de energía
luminosa y del duro rebote de una parte del material que se colapsó. La presión
en el hueco dejado por el colapso aumenta en forma desmesurada y ocasiona que
el resto de la estrella sea lanzado explosivamente hacia el medio circundante.
Al escapar la luz se produce un abrupto destello cuyo brillo rivaliza con el
de todas las estrellas de una galaxia (Figura 38), y aparece una supernova anunciando
el fin apocalíptico de una gran estrella.
Figura 38. Foto de la galaxia NGC 4725 (foto superior) tomada el 10 de mayo de 1940. En la foto inferior tomada el 2 de enero de 1941, aparece una supernova.
El brillo de la supernova se extingue tras unos meses. Ahí donde antes refulgía la estrella que la produjo, como una lápida que atestigua su breve comparecencia, reposará una estrella de neutrones, cuyo pulso se irá debilitando hasta ser imperceptible al cabo de algunos milenios. Las cenizas de la estrella se esparcirán rápidamente por el Cosmos, formando una efímera nebulosa como la del Cangrejo, que también desaparecerá después de varias decenas de miles de años. Se borrarán todos los vestigios de la estrella, pero el remanente que transporta sus cenizas llevará consigo un valioso legado. En efecto, el material expulsado por la supernova es rico en elementos químicos producidos durante la vida de la estrella y que comprenden todos los que pueden ser creados mediante la fusión nuclear: helio, nitrógeno, oxígeno, carbono, hierro, etc. Pero, a diferencia de las estrellas, elementos más pesados que el hierro pueden ser producidos en una explosión de supernova. La implosión del núcleo estelar da origen a una gran abundancia de neutrones que, privados de carga eléctrica, pueden sumarse a los núcleos de elementos como el hierro. La masa del elemento químico crece rápidamente mediante la adición de neutrones hasta que éstos, a través de un proceso radiactivo, se transforman en protones dentro del propio núcleo. Con esta transformación, la supernova produce plata, oro, plomo e incluso uranio, a partir del hierro generado en el interior estelar. Nuestra civilización, fascinada por las joyas y urgida de energía, es inconcebible sin estos elementos químicos. Debemos la vida a los miles de millones de estrellas que nos precedieron, pero la civilización es tan sólo fruto de los millones de estrellas que explotaron y diseminaron sus productos antes de que el Sol fuera.
Si el origen de las estrellas de neutrones como subproducto de las supernovas es patente, el de los hoyos negros es menos evidente, y no fue sino hasta 1978 cuando se pudo relacionar un hoyo negro con una supernova. En ese año se encontró en la constelación del Águila un peculiar objeto del que emanan chorros de partículas que se mueven a 80 000 km/s. La cantidad de energía necesaria para acelerar los chorros a esta velocidad es enorme, y se piensa que en última instancia proviene del material que cae violentamente en un hoyo negro. Aparte de ser un objeto único en el Universo, SS 433 (éste es su nombre) es importante por estar situado en medio de un remanente de supernova (W 50). Este tipo de coincidencias no son casuales, y se piensa que el remanente y el hoyo negro inmerso en él son fruto de un mismo suceso, de una supernova ocurrida hace más de 10 000 años. De esta pequeña pero importante observación podemos inferir que las supernovas son uno de los agentes, quizá el más importante, a través del cual la naturaleza se vuelve inconcebible transfigurándose en hoyos negros que, como las estrellas de neutrones, también provienen del fin de las estrellas.
Las supernovas ocurren poco frecuentemente, quizá una cada 50 años en una galaxia como la nuestra. Pero incluso esta supernova, escondida en un remoto paraje, puede pasar inadvertida en la Tierra. De hecho, data de 1604 la última supernova galáctica observada por el ser humano, cinco años antes de que Galileo apuntara por primera vez un telescopio hacia el firmamento. Afortunadamente, el campo de estudio de la astronomía es inmenso, y se han encontrado más de 600 supernovas en algunas de los miles de millones de galaxias que hay en el Universo. Por otro lado, en nuestra galaxia, y en las galaxias cercanas se han observado alrededor de doscientas nebulosas o remanentes dejados por supernovas, así como varios pulsores inmersos en ellas. La información obtenida del estudio detallado de todos estos objetos es a grandes rasgos consistente con la anterior teoría. A pesar de ello, hasta hace un par de años existía cierta frustración, porque faltaban algunos datos de gran importancia —por ejemplo, las características de la estrella antes de convertirse en supernova— que sólo podían ser obtenidos observando una supernova menos remota que las descubiertas hasta entonces.
Desde la cima de los Andes, al norte de Chile, la bóveda celeste resplandece como en muy pocos lugares de la Tierra. Los astrónomos han aprovechado esta circunstancia para colocar ahí la mayor concentración existente de telescopios. Al empezar la noche del 23 de febrero de 1987 en el observatorio de Las Campanas, uno de los tres más importantes de la región, nada presagiaba que al cabo de unas horas se trastocaría por varios meses el ritmo normal de trabajo de todos los observatorios del hemisferio sur. En una labor rutinaria de patrullaje, el astrónomo canadiense Ian Shelton llevaba un par de días tomando placas fotográficas de la Nube Mayor de Magallanes, la galaxia más cercana a la nuestra, con un pequeño telescopio refractor de 10 pulgadas. Poco después de la medianoche reveló su placa, y notó que el brillo de una pequeña estrella situada al sureste de la nebulosa de la Tarántula había aumentado más de mil veces en sólo un día (Figura 39). Shelton encontró la supernova más importante desde la construcción del primer telescopio. En efecto, por su relativa cercanía —la Nube Mayor de Magallanes está a "tan sólo" 220 000 años luz— ésta es la única supernova en la que se sabe con precisión de qué estrella provino, en la que se ha podido identificar directamente lo que quedó de ella, en donde se ha obtenido mayor información sobre la evolución misma de la explosión y en la que se han observado los efectos de ésta en el medio circundante. Ciertos aspectos de la supernova confirmaron ampliamente las expectativas teóricas, pero otros resultaron sorpresivos e indujeron a una intensa labor de revisión. Veamos primero las confirmaciones espectaculares.
Figura 39. Supernova que apareció en la nube mayor de Magallanes a principios de 1987. A la izquierda se muestra la región en donde explotó, y a la derecha la fotografía con la que fue descubierta. La posición de la estrella que desapareció transformándose en supernova, Sanduleak -69° 202 (estrella 2), aparece en el círculo (R.A.Schorn. Sky and Telescope, mayo de 1987).
Después de saber de la aparición de la supernova, los costosos laboratorios dedicados a estudiar la estabilidad del protón y a la detección de neutrinos —consistentes en tanques de más de 3000 toneladas de agua purísima encerrados en minas a casi un kilómetro de profundidad— revisaron minuciosamente sus registros buscando evidencia de impactos de neutrinos. Guiados por la teoría, buscaban muestras del colapso gravitacional que, supuestamente, produce un gran número de neutrinos y conduce a la estrella de neutrones que precede la aparición de la supernova. Esta predicción quedó brillantemente confirmada. Dos semanas después de la aparición de la supernova, un nutrido grupo de 23 científicos del experimento japonés Kamiokande II anunció que 11 neutrinos provenientes de la Nube Mayor de Magallanes habían sido registrados en un intervalo de segundos 21 horas antes del hallazgo de Shelton. Diez días más tarde, el grupo estadunidense del laboratorio IMB (¡36 en este caso!), situado en una mina de sal cercana al Lago Eire, reportó el arribo de ocho neutrinos producidos por la supernova. Tantos científicos y tan pocos neutrinos detectados puede parecer una broma. Sin embargo, como el neutrino interacciona muy rara vez, el haber hallado este pequeño número en un intervalo de tiempo tan corto es muy significativo, e implica un enorme flujo de ellos. Se ha calculado que en los diez segundos transcurridos entre el arribo del primero y el último neutrino observados, 10 mil millones de ellos atravesaron cada centímetro cuadrado de la Tierra, pero que apenas un millón de seres humanos detuvo inadvertidamente uno de estos neutrinos. Los 19 neutrinos detectados horas antes de la aparición de la supernova son el breve, único e irrefutable testimonio, ausente hasta entonces, de la realización de un colapso gravitacional.
"Sanduleak -69° 202 [una estrella] ha desaparecido", informaron dos astrónomos estadunidenses en mayo de 1987. Por vez primera se supo, sin asomo de duda, del fin de una estrella, de que los objetos de la bóveda celeste, a pesar de su engañosa apariencia, también son perecederos. Más aún, se reconfirmó la hipótesis de Baade y Zwicky al comprobarse directamente que las supernovas, lejos de ser el advenimiento de una nueva estrella, anuncian su dramática autodestrucción.
Del breve recuento de los acontecimientos generados a raíz de la supernova de la Nube Mayor de Magallanes, el lector podría llevarse la impresión de que todas las elucubraciones teóricas fueron verificadas. Pero también en este caso la naturaleza se reservó parte de sus misterios y produjo algunas sorpresas. Años antes se había avizorado que una parte del astro se puede transfigurar en una estrella de neutrones después de morir, proceso que los neutrinos supuestamente anunciaron. A pesar de una intensa búsqueda, aún no se ha encontrado la evidencia, en la forma de un pulsor, de que esta supernova haya dejado una estrella de neutrones. Y, en el terreno de las sorpresas, se encontró que las propiedades de Sanduleak -69° 202 era una gigante azul días antes de explotar, fase que, por diversas razones de gran peso, debiera anteceder a la de supergigante roja. Esta enorme discrepancia ha generado un abundante trabajo teórico, y sólo unos meses después de ser evidente ya existían diversas explicaciones posibles. A pesar de ellas aún no podemos decir si la supernova que próximamente aparecerá en Orión será producida por Betelgeuse, una supergigante roja, o por Rigel, una gigante azul, lo que puede dar una idea de qué tan lejos estamos de completar este particular rompecabezas de la naturaleza. Sirva ello para alertar nuestra inteligencia y mitigar nuestros periódicos excesos de confianza.