V. MUERTE Y TRANSFIGURACI�N

V. MUERTE Y TRANSFIGURACI�N

SI EL principio de la estrella coincide con el inicio de las reacciones nucleares, su agon�a es el proceso en el que �stas se extinguen. Miles de millones de a�os despu�s de su g�nesis, estrellas menores o similares al Sol alcanzan su inevitable destino. Las de mayor masa recorren m�s intensa y r�pidamente el camino de su vida, y algunas de ellas se precipitan a su fin en s�lo unas decenas de millones de a�os. Agotada la �ltima posibilidad de continuar con las reacciones de fusi�n nuclear —ya sea porque el n�cleo estelar no alcanz� a calentarse lo suficiente para continuar con un nuevo ciclo, o por haberse utilizado todas las reservas de material fusionable— la estrella se apaga. Despu�s de transcurrir la mayor parte de su existencia en condiciones muy estables, las estrellas se precipitan r�pidamente hacia su muerte. La ruta de su vida, impresa desde su g�nesis, 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 transfiguraci�n en ocasiones produce un excepcional despliegue de brillantes destellos celestiales. En este cap�tulo recorreremos los �ltimos instantes de las estrellas, y veremos cu�les son los extra�os objetos que emergen despu�s de su �ltimo aliento.
CR�NICA DE UNA MUERTE ANUNCIADA. EL SOL SE TRANSFORMA EN UNA ENANA BLANCA
En algunos mitos y religiones, tras el anuncio de "que ya no habr� m�s tiempo" (La Biblia, El Apocalipsis seg�n san Juan, X.6), o al t�rmino de una de las eras cosmog�nicas, sobreviene la siguiente cat�strofe: "Este Sol [fue] el tercero [...] y cuando perecieron les llovi� fuego, aves volvi�ronse y tambi�n ardi� el Sol: toda casa de ellos ardi�." (Los cuatro soles cosmog�nicos, mito azteca). O bien, "El cuarto �ngel derram� su taza en el Sol, y di�sele fuerza para afligir a los hombres con ardor y fuego... Y los hombres, abras�ndose con el calor excesivo, blasfemaron..., (La Biblia, El Apocalipsis seg�n San Juan, XVI. 8 y 9). Desde su enso�adora perspectiva, estas cr�nicas casualmente anuncian el destino del Sol que ha previsto la ciencia.
Cinco mil millones de a�os hacia el futuro, el Sol terminar� su etapa de secuencia principal, y su interior se contraer� hasta alcanzar una temperatura de 120 millones de grados. Con ello se iniciar� la fusi�n del helio producido en la etapa anterior, e ir� aumentando la masa de carbono y ox�geno contenida en la regi�n central. Alrededor del n�cleo continuar� la combusti�n del hidr�geno. La cantidad de energ�a generada causar� un aumento de presi�n en el interior, y con ello la expansi�n y enfriamiento de la atm�sfera solar. La luminosidad del Sol aumentar� unas quinientas veces, mientras que su temperatura superficial alcanzar� los 3 000 grados, la mitad de su valor actual. Es decir, el Sol se convertir� en una gigante roja. Un viajero en el tiempo describe del modo siguiente este proceso: "Y as� viaj� [...] en grandes zancadas de mil o m�s a�os, atra�do por el misterio del destino terrestre, viendo con una curiosidad algo morbosa c�mo el Sol se tornaba m�s grande y opaco [...] Finalmente [...] el gigantesco domo rojo del Sol acab� por cubrir casi la d�cima parte del firmamento." (H.G. Wells, La m�quina del tiempo). De hecho, el Sol se dilatar� a�n m�s, y acabar� por engullir y disolver nuestro planeta. Pero el Apocalipsis de la Tierra no ser� sino el preludio de la muerte de nuestra estrella.

Figura 29. Nebulosa planetaria llamada la H�lice. Tiene un di�metro de cuatro a�os luz, y en su centro se ve la enana blanca que la ilumina.

En su estertor final, la envolvente externa del Sol se desprender� para descubrir su n�cleo al Universo. Cerca del 20% de la masa del Sol ser� eyectada para formar lo que los astr�nomos llaman una nebulosa planetaria (Figura 29), de las que hay miles en nuestra galaxia. Al expandirse, la nebulosa planetaria diseminar� algunos de los elementos qu�micos que el Sol produjo durante los miles de millones de a�os durante los cuales subsisti�. Pero tambi�n se ir� tornando m�s tenue y menos brillante, hasta ser imperceptible unos treinta mil a�os despu�s de su desprendimiento, cuando alcance un tama�o cercano a un par de a�os luz. Por su parte, el helio se habr� agotado en el n�cleo, ahora compuesto de ox�geno y carbono. El n�cleo volver� a contraerse y a calentarse, s�lo que ahora no alcanzar� la temperatura por encima de la cual puede ocurrir el siguiente ciclo de reacciones nucleares. Lo que quedar� del Sol ser� una masa inerte, con un n�cleo formado de carbono y ox�geno, y rodeado de un par de capas ricas en helio e hidr�geno respectivamente.
�Qu� habr� de evitar un mayor calentamiento en el Sol? �Qu� fuerza habr� de resistir su peso? La respuesta a ambas preguntas proviene del comportamiento de la materia a las m�s peque�as escalas. La f�sica del microcosmos, el concepto mismo de tal cosa, se empez� a desarrollar hacia 1920 con el nombre de mec�nica cu�ntica que, llena de paradojas para nuestro sentido com�n, ofrece al alma despierta un mundo tan estimulante como el de la relatividad especial. Entre otras cosas, establece que m�s de dos electrones, uno girando en una direcci�n y el otro en la opuesta, no pueden ocupar la misma celda espacial si tienen la misma velocidad, efecto conocido como principio de exclusi�n de Pauli. Si se quiere, este principio establece que los electrones no son gregarios pues rehuyen tener las mismas propiedades f�sicas 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 presi�n de degeneraci�n de los electrones— a que tal cosa suceda. Por lo tanto, el Sol habr� de contraerse hasta donde lo permita la presi�n de degeneraci�n de los electrones. Cuando esta presi�n y el peso solar se equilibren, el cad�ver solar habr� adquirido su configuraci�n final. La estrella que era el Sol se habr� 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, terminar�n convirti�ndose 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 �pocas recientes y est�n 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 compa�era de Sirio (Figura 30) que, distante y ajena a nuestros pensamientos, comprueba esta predicci�n de la mec�nica cu�ntica, y demuestra la universalidad de las leyes de la naturaleza, v�lidas 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 presi�n de degeneraci�n. Basta se�alar que el peso del material de una enana blanca contenido en una cuchara sopera es similar al de un elefante adulto. A escala macrosc�pica, no existe algo ni remotamente similar en nuestra Tierra.
Despojadas de su poderosa fuente de energ�a interna, las enanas blancas se van enfriando paulatinamente, hasta apagarse y desaparecer de nuestra vista. Se tornar�n 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 d�as, su brillo rivaliza con el de centenas de soles (Figura 31). Para el ojo inexperto, pareciera ser que una estrella acaba de nacer, raz�n por la que se ha llamado novas a estos sucesos. Se encontr� que tales cataclismos se producen �nicamente en sistemas binarios, en los que una estrella normal se haya a muy corta distancia de una enana blanca. Debido a su cercan�a, el material de la estrella normal fluye, adquiere energ�a, 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 hidr�geno se fusiona para formar helio y liberar energ�a. Sin embargo, a diferencia de lo que ocurre normalmente en los interiores estelares, el material no se expande puesto que la presi�n de degeneraci�n de los electrones le ha conferido una gran rigidez. Bajo estas circunstancias se acelera r�pidamente el ritmo con el que se producen las reacciones nucleares y sobreviene una explosi�n que produce una gran cantidad de energ�a, usada en algunos casos para expulsar una masa equivalente a una cienmil�sima de la masa solar (Figura 32), y aumentar el brillo del sistema hasta diez mil veces. Al cabo de algunos d�as o incluso meses, la energ�a de la explosi�n se disipa completamente, y la enana blanca vuelve al inc�gnito. Este proceso explosivo, relacionado con un cad�ver 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 a�o. Antes de esa fecha no se ve�a estrella alguna en esa posici�n. Tres meses despu�s (foto de abajo) ya hab�a disminuido notablemente su brillo.

Figura 32. Nebulosa producida por la nova GK de la constelaci�n de Perseo, que estall� en el a�o de 1901 (imagen tomada por J. Bohigas y colaboradores con el detector optoelectr�nico mexicano MEPSICRON en el telescopio de 2.1 metros de di�metro del Observatorio Astron�mico Nacional de la UNAM en San Pedro M�rtir, Baja California, M�xico).

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 obten�an de un radiotelescopio. Tras varias semanas de trabajo, not� una secuencia de peque�as e id�nticas trazas —cada una de ellas cubr�a apenas un cent�metro del inmenso rollo— que persistentemente aparec�an cuando el radiotelescopio apuntaba hacia una direcci�n espec�fica del cielo. Libre de prejuicios, Bell persigui� tozudamente el problema planteado por las trazas, a pesar de la resistencia inicial de su asesor (Anthony Hewish, cuyo premio Nobel se debi� parcialmente a este hallazgo). La se�al de radio —representada por trazas en el papel— se repet�a con precisi�n asombrosa cada 1.337 segundos, frecuencia y regularidad que, dentro de lo que entonces se sab�a del Universo, era dif�cil de explicar. En alg�n momento, el grupo dedicado a investigar el descubrimiento crey� que esta se�al bien podr�a ser un mensaje deliberado de "peque�os hombrecitos verdes". A principios de 1968, Bell ya hab�a identificado otras tres se�ales pulsantes, o pulsores, en diversas regiones del cielo. La hip�tesis 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. Hab�a que buscar una explicaci�n menos imaginativa, pero m�s convincente.
La frecuencia con la que se repite la se�al de un pulsor, cuatro por segundo en uno de los descubiertos por Bell, implica que el tama�o 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 contempl� la posibilidad de que la se�al del pulsor fuera producida por una peque�a enana blanca girando vertiginosamente. Sin embargo, antes de poder dar m�s de una revoluci�n por segundo, las enanas blancas se disgregan debido a la fuerza centr�fuga. Hubo que buscar otra respuesta. De entre el polvo de la historia, los astr�nomos 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 kil�metros, tama�o comparable al de una gran ciudad. Se les hab�a 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 aparici�n peri�dica 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 rotaci�n de la estrella de neutrones es igual al del pulsor. Dadas las propiedades de las estrellas de neutrones, esto es perfectamente posible. Pero, �qu� son las estrellas de neutrones?

Figura 33. Modelo de un pulsor. La mancha caliente sobre la superficie de la estrella de neutrones ilumina peri�dicamente al observador de la misma manera que un faro al navegante de un barco.

Con el descubrimiento de la presi�n de degeneraci�n de los electrones, se crey� que todas las estrellas, sin importar su masa, terminan siendo enanas blancas. En 1920, Subrahmanyan Chandrasekhar, estudiante hind� de 20 a�os, tom� un barco hacia Inglaterra para continuar sus estudios. De haber tenido la posibilidad de viajar en avi�n, Chandrasekhar probablemente hubiera visto una p�sima pel�cula —�Rambo III?— en vez de revisar la teor�a de las enanas blancas, cosa que realiz� durante la larga y reposada traves�a 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, raz�n por la que su presi�n de degeneraci�n es incapaz de sostener el peso de un objeto de masa mayor que 1.4 veces la masa solar. A este n�mero se le conoce como l�mite de Chandrasekhar, y es la masa m�s 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 presi�n de degeneraci�n de los electrones, pudiendo entonces colapsarse. Este resultado fue recibido con escepticismo, incluso con franca incredulidad, sobre todo si se toma en cuenta que proven�a de la cabeza de un jovencito hind�. Pero no era para menos. Como inmediatamente lo hizo notar su famoso asesor, Arthur Eddington, y hab�a ya especulado Laplace en 1796, de seguirse contrayendo el objeto, su fuerza de gravedad ser� tan grande que ni siquiera la luz podr� escapar de �l. La posibilidad de que hubiera verdaderas trampas de luz parec�a nula en aquella �poca. A lo largo de los a�os se han sumado argumentos que volvieron probable, e incluso inevitable, lo que anta�o parec�a imposible.
En 1932, el f�sico sovi�tico Lev Landau predijo que un objeto cuya masa est� por encima del l�mite de Chandrasekhar, tiene una "densidad tan alta, que los n�cleos en contacto formar�an, un solo y gigantesco n�cleo". En efecto, cuando la fuerza de gravedad es muy alta, los electrones son forzados a penetrar en los protones, y as� producir neutrones y neutrinos. A esta reacci�n se le llam� proceso Urca, en honor a un casino del mismo nombre en R�o de Janeiro, en donde, seg�n se dice, el dinero, como los neutrinos, escapa sin dejar rastro. Al llevarse a cabo este proceso en el contexto estelar, los neutrinos —la part�cula mas t�mida de la naturaleza, ya que muy rara vez interact�a con cualquier otra— se llevan la mayor parte de la energ�a, 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 presi�n de degeneraci�n que en este caso la producen los neutrones y no los electrones. La presi�n de degeneraci�n de los neutrones se activa a densidades mucho m�s altas que en las enanas blancas, por lo que las estrellas de neutrones son extraordinariamente m�s 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 kil�metros de radio. Este tama�o 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 ca�do alguna vez un objeto en el pie. El dolor que produce se debe a la energ�a que el objeto acumul� en la ca�da, y disip� al lastimarnos. Debido a la enorme fuerza de gravedad de una estrella de neutrones un objeto acumula much�sima energ�a 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 equivaldr�a a una explosi�n de 20 toneladas de TNT. Auxiliadas por su fuerza de gravedad, las estrellas de neutrones pueden girar muy r�pido y resistir los efectos disgregantes de la fuerza centr�fuga. Por estas y otras razones, se piensa que es correcta la hip�tesis de Pacini y Gold sobre los pulsares.
Pero tambi�n tiene un l�mite el peso que puede resistir la presi�n de degeneraci�n 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 energ�a luminosa, es arrastrada hacia un punto. Es el mundo de los hoyos negros, el reino y dominio absoluto de la gravedad.
Para entender la caracter�stica 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 sat�lite 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 raz�n los astronautas pod�an brincar alegremente sobre su superficie, y bast� un peque�o veh�culo impulsor para que regresaran a la Tierra. En el extremo opuesto, la fuerza de gravedad del Sol es tal, que para escapar a su atracci�n es necesario moverse a m�s de 600 km/s. Al aumentar la fuerza de gravedad, ya sea porque el cuerpo es m�s masivo o porque su tama�o se reduce, aumenta la velocidad de escape. En una enana blanca �sta 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 m�s veces m�s compactos que una estrella de neutrones es mayor que la velocidad de la luz (300 000 km/s) la m�xima que se puede alcanzar. Por lo tanto, nada puede escapar de un objeto con estas caracter�sticas: ni un rat�n, ni un electr�n, ni la luz. Es el monstruo que avizor� Laplace: "Es por lo tanto posible que los cuerpos m�s grandes del Universo [...] sean invisibles."
Utilizando la teor�a de la relatividad general, que Albert Einstein present� en 1915, Karl Schwarzschild public� un a�o despu�s la primera teor�a moderna sobre los hoyos negros. Curiosamente, este ejercicio mental se produjo varios a�os antes de que Chandrasekhar demostrara que aqu�llos pod�an existir. La estructura de los hoyos negros es muy sencilla. Tienen una "superficie" fantasmag�rica, 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 ah�. Si se pudiera prender una linterna dentro del horizonte, cosa que es imposible ya que ah� todo es comprimido indefinidamente, �sta jam�s podr�a ser vista por un observador externo, no importa qu� tan cerca estuviera de ella, porque la luz del filamento incandescente s�lo puede viajar en una direcci�n, hacia el punto central del hoyo negro. De ah� el calificativo de negro: de �ste no emerge ni luz ni part�cula 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 est� repleto de materia (energ�a). Las propiedades y comportamiento de la naturaleza dentro del hoyo negro, desconectados por completo del mundo m�s all� del horizonte, constituyen grandes inc�gnitas cuya soluci�n puede muy bien ser imposible. Por esta raz�n, m�s de un respetable cient�fico duda a�n de la existencia de los hoyos negros, m�xime si se considera que nada emerge de ellos. La demostraci�n observacional de la existencia de los hoyos negros se sostiene en evidencias indirectas, en inferencias m�s que en pruebas palpables. Fuertemente atra�das por la fuerza de gravedad del hoyo negro, la luz y las part�culas que transitan en su vecindad desv�an su camino en una trayectoria espiral cada vez m�s cerrada, hasta cruzar el horizonte. Las part�culas adquieren as� una gran cantidad de energ�a, 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 atm�sfera terrestre. En 1972, el sat�lite Uhuru —"libertad" en swahili— orbitaba la Tierra transportando un telescopio sensible a los rayos X. En la direcci�n de una estrella normal de unas 20 masas solares, localiz� una fuente muy intensa de rayos X, llamada Cygnus X1. Al poco tiempo se descubri� que la estrella normal es parte de un sistema binario, en el que la compa�era es 10 veces mayor que el Sol, pero invisible. Esto implica que no puede tratarse de una estrella normal. Adem�s, 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 producci�n de energ�a en un sistema compuesto por un hoyo negro y una estrella que arroja material hacia �ste. El material se precipita en espiral hacia el hoyo negro y al caer adquiere una gran cantidad de energ�a, 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. �Qu� extra�a combinaci�n de eventos condujo a la naturaleza a producir tan extra�os objetos? La respuesta se encuentra en el destino deparado de las estrellas masivas, que al expirar su �ltimo aliento en un inconcebible fuego de artificios, se transfiguran y convierten en estas extra�as criaturas.
CITA CON UNA CAT�STROFE. LAS SUPERNOVAS
La m�s antigua historia astron�mica de la humanidad se debe a los chinos, quienes durante m�s de dos mil a�os, desde la �poca en que florec�a la cultura griega hasta fines del siglo XVIII, casi al mismo tiempo en que el capitalismo irrumpi� violentamente en China, examinaron meticulosamente el firmamento y llevaron registros de sus observaciones. En el cap�tulo 52 de Lo esencial de la historia Sung, texto del siglo XIV, est� escrito lo siguiente:

En el d�a 22 de la s�ptima Luna del primer a�o del periodo Chih-ho, Yang-Wei-te dijo: "Postr�ndome, he observado la aparici�n de una estrella invitada en la constelaci�n T'ien Kuan [El Toro]: la estrella ten�a un color amarillo ligeramente iridiscente. Respetuosamente, siguiendo las disposiciones para los emperadores, he pronosticado, y el resultado es: La estrella no invade Pi [Aldebar�n], lo que demuestra que un hombre pleno es se�or, y que este pa�s tiene a alguien de gran valor. Solicito que este pron�stico sea entregado al Bur� de Historiograf�a para ser preservado [...]" Fue visible en el d�a, igual que Venus [...] En total se pudo ver durante 23 d�as.

El suceso debi� haber causado gran impresi�n, pues tambi�n fue descrito por japoneses, �rabes y coreanos, y quiz�s incluso registrado en petroglifos navajos (Figura 35). Vale la pena hacer notar que, a pesar de su magnitud, no se ha encontrado alguna cr�nica europea donde se le mencione. Tal parece que a los europeos de �poca, convencidos hasta la ceguera de la perfecci�n e inmutabilidad de los cielos, les incomod� a tal punto la aparici�n de esta estrella "invitada", que prefirieron ignorarla.

Figura 35. Petroglifo navajo que, por la posici�n relativa entre la luna y la estrella, se cree que representa la supernova del a�o 1054.

Descontando el trasfondo astrol�gico, y la evidente intenci�n del se�or Wei-te de congraciarse con el emperador y as� salvar la cabeza, la cr�nica china es particularmente valiosa porque describe el color, el brillo, el sitio y el momento en que apareci� la "estrella invitada". En el sitio se�alado 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 dif�cilmente sugiere la figura de un cangrejo, pero s� 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. Movi�ndonos a esta velocidad hacia el pasado, encontramos que la nebulosa se origin� en fecha cercana a la que, por vez primera, fue vista la "estrella invitada", el 4 de julio del a�o 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 explosi�n que dio lugar a la estrella "invitada" que nuestros antepasados observaron en esa fecha. Esta explosi�n fue much�simo m�s violenta que una nova, ya que estas �ltimas jam�s alcanzan un brillo comparable al de Venus (y menos a la distancia a la que est� la nebulosa del Cangrejo), ni expulsan una cantidad tan grande de materia a tan altas velocidades. Esta clase de explosi�n, gigantesca frente a una nova, recibe el nombre de supernova.

Figura 36. La nebulosa del cangrejo, producida por la supernova del a�o 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 a�o 1054 fue a�n m�s generosa con la ciencia, pues un a�o despu�s del descubrimiento del primer pulsor se encontr� uno en el lugar donde se gener� la explosi�n (Figura 36). El pulsor del Cangrejo repite su se�al 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 form� hace 900 a�os. Es decir, la pirotecnia celestial del a�o 1054 anunci� el nacimiento de este pulsor. Por lo tanto, las estrellas de neutrones se forman a consecuencia de una explosi�n de supernova, que tambi�n produce una gran masa de gas que es expulsada a altas velocidades hacia el medio circundante. Pero, �a partir de qu� se producen las supernovas?, �por qu� raz�n se producen?
Con un brillante destello intuitivo, los astr�nomos Walter Baade y Fritz Zwicky hab�an imaginado la respuesta correcta desde 1934: "Con grandes reservas proponemos que una supernova representa la transici�n de una estrella ordinaria para convertirse en una estrella de neutrones..." La transici�n a que se refer�an Baade y Zwicky es el proceso en el que la presi�n interna debida a las reacciones nucleares que ocurren en una estrella ordinaria, es substituida por la presi�n de degeneraci�n de los neutrones para sostener el peso del objeto. Es decir, esta transici�n se produce cuando, por una u otra raz�n, cesan las reacciones nucleares en la estrella y su n�cleo se colapsa.
Veamos con m�s detalle este proceso, fij�ndonos en las �ltimas 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 cap�tulo, la estructura de la estrella no es del todo distinta a la de una cebolla pues la forma una sucesi�n de capas donde se producen diversas reacciones de fusi�n. El coraz�n de la estrella est� formado primordialmente de hierro, que se produce en la capa inmediatamente superior a partir de la fusi�n del silicio. El n�cleo estelar sostiene su peso mediante la presi�n de degeneraci�n de los electrones, puesto que el hierro s�lo puede fusionarse utilizando —no liberando— energ�a.

Figura 37. Modelo para explicar una explosi�n tipo supernova. (a) En la etapa previa a la explosi�n la estrella tiene un n�cleo de hierro de masa inferior al l�mite de Chandrasekhar (1.4 veces la masa del sol). El peso del n�cleo es sostenido por la presi�n de degeneraci�n de los electrones. (b) La masa del n�cleo estelar aumenta con el hierro producido en la capa inmediatamente superior. Cuando esta excede el l�mite de Chandrasekhar el n�cleo se colapsa produciendo una gran cantidad de neutrinos. (c) La presi�n en la cavidad dejada por el colapso del n�cleo aumenta debido a la gran cantidad de radiaci�n producida y por el rebote de parte del material que se colaps�. 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 radiaci�n atrapada escapa, y aparece la supernova como una gigantesca fuente de luz.

Este n�cleo inerte sobrevive mientras su masa es inferior al l�mite de Chandrasekhar, 1.4 veces la masa del Sol. Sin embargo, "engorda" r�pidamente con el hierro que produce la capa superior, y cuando su masa excede este límite, la presi�n de degeneraci�n de los electrones es ya incapaz de sostener su peso, y se colapsa. En menos de un segundo, el radio del n�cleo se reduce de 6 000 a tan s�lo 15 kil�metros. En este brev�simo suspiro, la materia se comprime extraordinariamente y, a trav�s del proceso Urca, se transforma en neutrones y neutrinos. Durante este segundo, la estrella produce tantos neutrinos como el resto del Universo. Estos �ltimos escapan transportando la mayor parte de la energ�a liberada en el colapso gravitacional del n�cleo estelar y casi todos ellos rondar�n por el Universo hasta el fin de los tiempos. Por su parte, los neutrones permanecen y, con su propia presi�n de degeneraci�n, 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 ocurri� en el interior de la estrella. R�pidamente sabr�n de esta pesadilla, ya que el colapso del n�cleo es seguido de la producci�n de una vasta cantidad de energ�a luminosa y del duro rebote de una parte del material que se colaps�. La presi�n 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 apocal�ptico 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. Ah� donde antes refulg�a la estrella que la produjo, como una l�pida que atestigua su breve comparecencia, reposar� una estrella de neutrones, cuyo pulso se ir� debilitando hasta ser imperceptible al cabo de algunos milenios. Las cenizas de la estrella se esparcir�n r�pidamente por el Cosmos, formando una ef�mera nebulosa como la del Cangrejo, que tambi�n desaparecer� despu�s de varias decenas de miles de a�os. Se borrar�n todos los vestigios de la estrella, pero el remanente que transporta sus cenizas llevar� consigo un valioso legado. En efecto, el material expulsado por la supernova es rico en elementos qu�micos producidos durante la vida de la estrella y que comprenden todos los que pueden ser creados mediante la fusi�n nuclear: helio, nitr�geno, ox�geno, carbono, hierro, etc. Pero, a diferencia de las estrellas, elementos m�s pesados que el hierro pueden ser producidos en una explosi�n de supernova. La implosi�n del n�cleo estelar da origen a una gran abundancia de neutrones que, privados de carga el�ctrica, pueden sumarse a los n�cleos de elementos como el hierro. La masa del elemento qu�mico crece r�pidamente mediante la adici�n de neutrones hasta que �stos, a trav�s de un proceso radiactivo, se transforman en protones dentro del propio n�cleo. Con esta transformaci�n, la supernova produce plata, oro, plomo e incluso uranio, a partir del hierro generado en el interior estelar. Nuestra civilizaci�n, fascinada por las joyas y urgida de energ�a, es inconcebible sin estos elementos qu�micos. Debemos la vida a los miles de millones de estrellas que nos precedieron, pero la civilizaci�n es tan s�lo 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 a�o se encontr� en la constelaci�n del �guila un peculiar objeto del que emanan chorros de part�culas que se mueven a 80 000 km/s. La cantidad de energ�a necesaria para acelerar los chorros a esta velocidad es enorme, y se piensa que en �ltima instancia proviene del material que cae violentamente en un hoyo negro. Aparte de ser un objeto �nico en el Universo, SS 433 (�ste 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 �l son fruto de un mismo suceso, de una supernova ocurrida hace m�s de 10 000 a�os. De esta peque�a pero importante observaci�n podemos inferir que las supernovas son uno de los agentes, quiz� el m�s importante, a trav�s del cual la naturaleza se vuelve inconcebible transfigur�ndose en hoyos negros que, como las estrellas de neutrones, tambi�n provienen del fin de las estrellas.
Las supernovas ocurren poco frecuentemente, quiz� una cada 50 a�os 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 �ltima supernova gal�ctica observada por el ser humano, cinco a�os antes de que Galileo apuntara por primera vez un telescopio hacia el firmamento. Afortunadamente, el campo de estudio de la astronom�a es inmenso, y se han encontrado m�s 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, as� como varios pulsores inmersos en ellas. La informaci�n obtenida del estudio detallado de todos estos objetos es a grandes rasgos consistente con la anterior teor�a. A pesar de ello, hasta hace un par de a�os exist�a cierta frustraci�n, porque faltaban algunos datos de gran importancia —por ejemplo, las caracter�sticas de la estrella antes de convertirse en supernova— que s�lo pod�an ser obtenidos observando una supernova menos remota que las descubiertas hasta entonces.
Desde la cima de los Andes, al norte de Chile, la b�veda celeste resplandece como en muy pocos lugares de la Tierra. Los astr�nomos han aprovechado esta circunstancia para colocar ah� la mayor concentraci�n existente de telescopios. Al empezar la noche del 23 de febrero de 1987 en el observatorio de Las Campanas, uno de los tres m�s importantes de la regi�n, nada presagiaba que al cabo de unas horas se trastocar�a por varios meses el ritmo normal de trabajo de todos los observatorios del hemisferio sur. En una labor rutinaria de patrullaje, el astr�nomo canadiense Ian Shelton llevaba un par de d�as tomando placas fotogr�ficas de la Nube Mayor de Magallanes, la galaxia m�s cercana a la nuestra, con un peque�o telescopio refractor de 10 pulgadas. Poco despu�s de la medianoche revel� su placa, y not� que el brillo de una peque�a estrella situada al sureste de la nebulosa de la Tar�ntula hab�a aumentado m�s de mil veces en s�lo un d�a (Figura 39). Shelton encontr� la supernova m�s importante desde la construcci�n del primer telescopio. En efecto, por su relativa cercan�a —la Nube Mayor de Magallanes est� a "tan s�lo" 220 000 a�os luz— �sta es la �nica supernova en la que se sabe con precisi�n de qu� estrella provino, en la que se ha podido identificar directamente lo que qued� de ella, en donde se ha obtenido mayor informaci�n sobre la evoluci�n misma de la explosi�n y en la que se han observado los efectos de �sta en el medio circundante. Ciertos aspectos de la supernova confirmaron ampliamente las expectativas te�ricas, pero otros resultaron sorpresivos e indujeron a una intensa labor de revisi�n. Veamos primero las confirmaciones espectaculares.

Figura 39. Supernova que apareci� en la nube mayor de Magallanes a principios de 1987. A la izquierda se muestra la regi�n en donde explot�, y a la derecha la fotograf�a con la que fue descubierta. La posici�n de la estrella que desapareci� transform�ndose en supernova, Sanduleak -69� 202 (estrella 2), aparece en el c�rculo (R.A.Schorn. Sky and Telescope, mayo de 1987).

Despu�s de saber de la aparici�n de la supernova, los costosos laboratorios dedicados a estudiar la estabilidad del prot�n y a la detecci�n de neutrinos —consistentes en tanques de m�s de 3000 toneladas de agua pur�sima encerrados en minas a casi un kil�metro de profundidad— revisaron minuciosamente sus registros buscando evidencia de impactos de neutrinos. Guiados por la teor�a, buscaban muestras del colapso gravitacional que, supuestamente, produce un gran n�mero de neutrinos y conduce a la estrella de neutrones que precede la aparici�n de la supernova. Esta predicci�n qued� brillantemente confirmada. Dos semanas despu�s de la aparici�n de la supernova, un nutrido grupo de 23 cient�ficos del experimento japon�s Kamiokande II anunci� que 11 neutrinos provenientes de la Nube Mayor de Magallanes hab�an sido registrados en un intervalo de segundos 21 horas antes del hallazgo de Shelton. Diez d�as m�s tarde, el grupo estadunidense del laboratorio IMB (�36 en este caso!), situado en una mina de sal cercana al Lago Eire, report� el arribo de ocho neutrinos producidos por la supernova. Tantos cient�ficos y tan pocos neutrinos detectados puede parecer una broma. Sin embargo, como el neutrino interacciona muy rara vez, el haber hallado este peque�o 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 �ltimo neutrino observados, 10 mil millones de ellos atravesaron cada cent�metro cuadrado de la Tierra, pero que apenas un mill�n de seres humanos detuvo inadvertidamente uno de estos neutrinos. Los 19 neutrinos detectados horas antes de la aparici�n de la supernova son el breve, �nico e irrefutable testimonio, ausente hasta entonces, de la realizaci�n de un colapso gravitacional.
"Sanduleak -69� 202 [una estrella] ha desaparecido", informaron dos astr�nomos 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 b�veda celeste, a pesar de su enga�osa apariencia, tambi�n son perecederos. M�s a�n, se reconfirm� la hip�tesis de Baade y Zwicky al comprobarse directamente que las supernovas, lejos de ser el advenimiento de una nueva estrella, anuncian su dram�tica autodestrucci�n.
Del breve recuento de los acontecimientos generados a ra�z de la supernova de la Nube Mayor de Magallanes, el lector podr�a llevarse la impresi�n de que todas las elucubraciones te�ricas fueron verificadas. Pero tambi�n en este caso la naturaleza se reserv� parte de sus misterios y produjo algunas sorpresas. A�os antes se hab�a avizorado que una parte del astro se puede transfigurar en una estrella de neutrones despu�s de morir, proceso que los neutrinos supuestamente anunciaron. A pesar de una intensa b�squeda, a�n 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 encontr� que las propiedades de Sanduleak -69� 202 era una gigante azul d�as 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 te�rico, y s�lo unos meses despu�s de ser evidente ya exist�an diversas explicaciones posibles. A pesar de ellas a�n no podemos decir si la supernova que pr�ximamente aparecer� en Ori�n ser� producida por Betelgeuse, una supergigante roja, o por Rigel, una gigante azul, lo que puede dar una idea de qu� tan lejos estamos de completar este particular rompecabezas de la naturaleza. Sirva ello para alertar nuestra inteligencia y mitigar nuestros peri�dicos excesos de confianza.