Introducción a la ciencia I. Ciencias Físicas (17 page)

Ahora bien, para que ocurra esto, un planeta debe girar alrededor de una estrella o sobre su propio eje en un período de segundos o fracciones de segundo, lo cual es inconcebible, ya que un objeto necesita girar, de una forma u otra, a enormes velocidades, para emitir pulsaciones tan rápidas como las de los pulsares. Ello requiere que se trate de tamaños muy pequeños, combinados con fantásticas temperaturas, o enormes campos gravitatorios, o ambas cosas.

Ello hizo evocar inmediatamente las enanas blancas; pero ni siquiera éstas podían girar unas alrededor de otras, ni sobre sus propios ejes, ni emitir pulsaciones en períodos lo suficientemente breves como para explicar la existencia de los pulsares. Las enanas blancas seguían siendo demasiado grandes, y sus campos gravitatorios, demasiado débiles.

Thomas Gold se apresuró a sugerir que tal vez se tratara de una estrella-neutrón. Señaló que este tipo de estrella era lo bastante pequeña y densa como para girar sobre su eje en un período de 4 s e incluso menos. Por añadidura, se había demostrado ya teóricamente que una estrella-neutrón debería tener un campo magnético de enorme intensidad, cuyos polos magnéticos no estarían necesariamente en el eje de rotación. La gravedad de la estrella-neutrón 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. Esto significaba que un haz de microondas emergería regularmente de dos puntos opuestos en la superficie de la estrella-neutrón.

Si uno o ambos haces de radioondas se proyectasen en nuestra dirección mientras girase la estrella-neutrón, detectaríamos breves ráfagas de energía radioeléctrica una o dos veces por cada revolución. De ser cierto, detectaríamos simplemente un pulsar, cuya rotación se producía en tal sentido, que orientaba en nuestra dirección por lo menos uno de los polos magnéticos. Según ciertos astrónomos, se comportaría así sólo una estrella-neutrón de cada cien. Calculan que, aun cuando tal vez hayan en la Galaxia unas 10.000 estrellas-neutrón, sólo unas 1.000 podrían ser detectadas desde la Tierra.

Gold agregó que si su teoría era acertada, ello significaba que la estrella-neutrón no tenía energía en los polos magnéticos y que su ritmo de rotación decrecería paulatinamente. Es decir, que cuanto más breve sea el período de un pulsar, tanto más joven será éste y tanto más rápida su pérdida de energía y velocidad rotatoria.

El pulsar más rápido conocido hasta hora se halla en la nebulosa del Cangrejo. Y tal vez sea también el más joven, puesto que la explosión supernova, generadora de la estrella-neutrón, debe de haberse producido hace sólo unos mil años.

Se estudió con gran precisión el período de dicho pulsar en la nebulosa del Cangrejo y, en efecto, se descubrió la existencia de un progresivo retraso, tal como había predicho Gold. El período aumentaba a razón de 36,48 milmillonésimas de segundo por día. El mismo fenómeno se comprobó en otros pulsares, y al iniciarse la década de 1970-1980, se generalizó la aceptación de tal hipótesis sobre la estrella-neutrón.

A veces, el período de un pulsar experimenta una súbita, aunque leve aceleración, para reanudarse luego la tendencia al retraso. Algunos astrónomos creen que ello puede atribuirse a un «seísmo estelar», un cambio en la distribución de masas dentro de la estrella-neutrón. O quizás obedezca a la «zambullida» de un cuerpo lo suficientemente grande en la estrella-neutrón, que añada su propio momento al de la estrella.

Desde luego, no había razón alguna para admitir que los electrones que emergían de las estrellas-neutrón perdieran energía exclusivamente en forma de microondas. Este fenómeno produciría ondas a todo lo largo del espectro. Y generaría también luz visible.

Se prestó especial atención a las secciones de la nebulosa del Cangrejo donde pudiera haber aún vestigios visibles de la antigua explosión. Y, en efecto, en enero de 1969 se observó que la luz de una estrella débil emitía destellos intermitentes, sincronizados con las pulsaciones de microondas. Habría sido posible detectarla antes si los astrónomos hubiesen tenido cierta idea sobre la necesidad de buscar esas rápidas alternancias de luz y oscuridad. El pulsar de la nebulosa del Cangrejo fue la primera estrella-neutrón que pudo detectarse con la vista.

Por añadidura, dicho pulsar irradió rayos X. El 5 % aproximadamente de los rayos X emitidos por la nebulosa del Cangrejo correspondió a esa luz diminuta y parpadeante. Así, pues, resurgió, triunfante, la teoría de la conexión entre rayos X y estrella-neutrón, que parecía haberse esfumado en 1964.

Parecía que ya no iban a producirse más sorpresas por parte de las estrellas neutrónicas, pero, en 1982, los astrónomos del radiotelescopio de 300 metros de Arecibo, en Puerto Rico, localizaron un pulsar que latía 642 veces por segundo, veinte veces más de prisa que el pulsar de la nebulosa del Cangrejo. Probablemente sea más pequeño que la mayoría de los pulsares (no más de 5 kilómetros de diámetro), y con una masa de tal vez dos o tres veces la de nuestro Sol, su campo gravitatorio debe de ser enormemente intenso. Incluso así, una rotación tan rápida estará muy cercana a hacerlo pedazos. Otro rompecabezas lo constituye que su índice de rotación no se enlentece tan de prisa como debiera, teniendo en cuenta las vastas energías que se gastan.

Un segundo de tales
pulsares rápidos
ha sido también detectado, y los astrónomos se hallan muy atareados especulando acerca de las razones de su existencia.

Pero tampoco la estrella neutrónica constituye el límite. Cuando Oppenheimer elaboró las propiedades de la estrella neutrónica en 1939, predijo que también era posible que una estrella fuese lo suficientemente masiva (más de 3,2 veces la masa de nuestro Sol) para colapsarse por completo en un punto dado, o
singularidad
. Cuando dicho derrumbamiento tiene lugar más allá del estadio de estrella neutrónica, el campo gravitacional se haría tan intenso que ninguna materia, y ni siquiera ninguna luz, podría escapar del mismo. Dado que cualquier cosa atrapada en su inimaginablemente intenso campo gravitatorio caería allí sin esperanzas de salida, se podría describir como un infinitamente profundo «agujero» en el espacio. Puesto que ni siquiera la luz llegaría a escapar, se le denominó
agujero negro
, término empleado en primer lugar por el físico norteamericano John Archibald Wheeler en los años 1960.

Sólo una estrella de cada mil posee masa suficiente como para tener la menor posibilidad de formar un agujero negro colapsado; y, de tales estrellas, la mayoría llegan a perder la suficiente masa en el transcurso de una explosión supernova como para evitar dicho destino. Incluso así, pueden existir decenas de millones de estrellas semejantes en este mismo instante: y en el transcurso de la existencia de la Galaxia, tal vez haya habido miles de millones. Aunque sólo una entre un millar de estas estrellas masivas forme en la actualidad un agujero negro colapsado, debería haber un millón de las mismas en un lugar u otro de la Galaxia. Y en ese caso, ¿dónde se encuentran?

El problema radica en que los agujeros negros son enormemente difíciles de detectar. No se les puede ver de la forma corriente, puesto que no emiten luz o ninguna otra forma de radiación. Y aunque su campo gravitatorio sea vasto en su inmediata vecindad, a las distancias estelares la intensidad de campo no es mayor que para las estrellas ordinarias.

No obstante, en algunos casos un agujero negro puede existir en unas condiciones especiales que hagan posible su detección. Supongamos que un agujero negro forme parte de un sistema de estrella binaria, que el mismo y su compañera giran en torno de un centro mutuo de gravedad y que la compañera es una estrella normal.

Si los dos se hallan lo suficientemente cerca uno de otro, la materia de la estrella normal poco a poco derivará hacia el agujero negro y comenzará una órbita en torno del mismo. Semejante materia en órbita en torno de un agujero negro se denomina disco de acreción. Lentamente, la materia del disco de acreción formaría una espiral en el agujero negro y, al hacerlo así, a través de un proceso muy bien conocido, despediría rayos X.

Así pues, resulta necesario buscar una fuente de rayos X en el espacio donde no sea visible ninguna estrella, sino una fuente que parezca orbitar a otra estrella cercana que
sí
sea visible.

En 1965, se detectó una fuente particularmente intensa de rayos X en la constelación del Cisne, a la que se llamó Cisne X-1. Se cree que se encuentra a unos 10.000 años luz de nosotros. No hubo ninguna otra fuente de rayos X hasta que se lanzó un satélite detector de rayos X desde la costa de Kenia en 1970 y, desde el espacio, localizó 161 nuevas fuentes de rayos X. En 1971, el satélite detectó cambios irregulares en la intensidad de los rayos X procedentes de Cisne X-1. Tales cambios irregulares serían de esperar en un agujero negro cuando la materia penetrase a chorros en un disco de acreción.

Se investigó al instante con gran cuidado Cisne X-1, y se descubrió que, en la vecindad inmediata, existía una grande y cálida estrella azul con una masa 30 veces mayor que nuestro Sol. El astrónomo C. T. Bolt, de la Universidad de Toronto, mostró que esta estrella y Cisne X-1 giraban uno en torno del otro. Dada la naturaleza de la órbita, Cisne X-1 debía ser de 5 a 8 veces más masiva que nuestro Sol. Si Cisne X-1 fuese una estrella normal, se la vería. Y dado que no es así, debía tratarse de un objeto muy pequeño. Y puesto que era demasiado masiva para tratarse de una enana blanca o incluso de una estrella neutrónica, debía tratarse de un agujero negro. Los astrónomos no están aún del todo seguros de ese punto, pero, por lo menos, se hallan satisfechos ante la evidencia y creen que Cisne X-1 demostrará ser el primer agujero negro descubierto.

Al parecer, los agujeros negros es probable que se formen en lugares donde las estrellas se hallan débilmente esparcidas y donde grandes masas de materia es verosímil que se acumulen en un solo lugar. Dado que las elevadas intensidades de radiación se asocian con las regiones centrales de semejantes acúmulos estelares como cúmulos globulares y núcleos galácticos, los astrónomos comienzan a creer cada vez más en que existen agujeros negros en los centros de semejantes cúmulos y galaxias.

Asimismo, se ha detectado una compacta y energética fuente de microondas en el centro de nuestra propia Galaxia. ¿Podría representar esto un agujero negro? Algunos astrónomos especulan que es así y que nuestro agujero negro galáctico tiene una masa de 100 millones de estrellas, o 1/1.000 de toda la Galaxia. Se trataría de un diámetro equivalente a 500 veces el del Sol (o de una gran estrella roja gigante) y sería lo suficientemente grande como para afectar a estrellas enteras por sus efectos de marea, o incluso engullirlas antes de que se colapsasen, si la aproximación se produjese lo suficientemente aprisa.

En la actualidad, parece que es posible que la materia escape de un agujero negro, aunque no de una forma ordinaria. El físico inglés Stephen Hawking, en 1970, mostró que la energía contenida en un agujero negro podía, ocasionalmente, producir un par de partículas subatómicas, una de las cuales llegaría a escapar. En efecto, esto significaría que un agujero negro
se evaporaría
. Los agujeros negros del tamaño de una estrella se evaporarían de manera tan lenta, que tendrían que transcurrir espacios de tiempo inconcebibles (billones de billones de veces el tiempo de vida total de la vida hasta ahora del Universo), antes de evaporarse por completo.

El índice de evaporación aumentaría, sin embargo, en cuanto la masa fuese más reducida. Un
miniagujero negro
, no más masivo que un planeta o un asteroide (y semejantes objetos diminutos existirían, si fuesen lo suficientemente densos, es decir, apretados en un volumen lo bastante pequeño), se evaporarían con la suficiente rapidez como para despedir cantidades apreciables de rayos X. Y, además, a medida que se evaporase y se hiciese menos masivo, el índice de evaporación y el índice de producción de rayos X se incrementaría de manera firme. Finalmente, cuando el miniagujero negro fuese lo suficientemente pequeño, estallaría y emitiría una pulsación de rayos X de una naturaleza característica.

¿Pero, qué comprimiría pequeñas cantidades de materia de unas espantosamente altas densidades para la formación de los miniagujeros negros? Las estrellas masivas pueden comprimirse a través de sus propios campos gravitatorios, pero eso no funcionaría en un objeto de tamaño de un planeta, y este último necesitaría unas cantidades mayores que el primero para la formación de un agujero negro.

En 1971, Hawking sugirió que los miniagujeros negros se formarían en el momento del
big bang
, cuando las condiciones fuesen mucho más extremas de lo que serían en cualquier otro momento. Algunos de esos miniagujeros negros habrían sido de tal tamaño que sólo ahora, después de 15 mil millones de años de existencia, se habrían evaporado hasta el punto de la explosión, y los astrónomos detectarían explosiones de rayos X que servirían como prueba de su existencia.

La teoría es atractiva, pero hasta el momento no se han aportado pruebas al respecto.

Pero la sorpresa surge también en los vastos espacios interestelares, no tan vacíos como se supone. La «no vacuidad» del «espacio vacío» se ha convertido en un asunto bastante espinoso para los astrónomos en la observación de puntos relativamente cercanos a casa.

En cierto modo, nuestra propia Galaxia es la que más dificulta el examen visual. Por lo pronto, estamos encerrados dentro de ella, mientras que las demás son observables desde el exterior. Esto podría compararse con la diferencia que existe entre intentar ver una ciudad desde el tejado de un edificio bajo, y contemplarla desde un aeroplano. Además estamos a gran distancia del centro, y, para complicar aún más las cosas, nos hallamos en una ramificación espiral saturada de polvo. Dicho de otra forma: estamos sobre un tejado bajo en los aledaños de la ciudad y con tiempo brumoso.

En términos generales, el espacio interestelar no es un vacío perfecto en condiciones óptimas. Dentro de las galaxias, el espacio interestelar está ocupado, generalmente, por un gas muy tenue. Las líneas espectrales de absorción producidas por ese «gas interestelar» fueron vistas por primera vez en 1904; su descubridor fue el astrónomo alemán Johannes Franz Hartmann. Hasta aquí todo es verosímil. El conflicto empieza cuando se comprueba que la concentración de gas y polvo se intensifica sensiblemente en los confines de la Galaxia. Porque también vemos en las galaxias más próximas esos mismos ribetes oscuros de polvo.