El cielo estrellado que hoy vemos, es el mismo que vieron nuestros abuelos y que vieron también innumerables generaciones anteriores, y así podemos llegar hasta el Hombre primitivo, que también observó el mismo cielo. Todo en él parece estático e inmutable y el brillar de las estrellas da la sensación de eternidad. Sólo de vez en cuando aparece algo diferente: un cometa que se desplaza o una estrella nueva que aparece con gran luminosidad, para después de un tiempo desaparecer.

"Me inclino con asombro. He observado la aparición de una estrella visitante"... "Su color es de un amarillo iridiscente...". Así describía sorprendido el astrónomo de la dinastía Sung de China en el año 1.054, cuando fue testigo de la súbita aparición de un objeto muy brillante en el cielo, que incluso era visible a plena luz del día, y que después de algunas semanas desapareció. Antes que él probablemente otros Hombres también presenciaron estrellas brillantes que aparecían por algún tiempo en el firmamento, para luego desaparecer. Pero de ello no hay constancia escrita. Después de esta fecha, otras crónicas también relatan la visita de estrellas brillantes, que luego se esfumaron (años 1.181, 1.572, y 1.604). Ellas han sido denominadas "supernovas", como la que el telescopio espacial Hubble pudo fotografiar en el año 1994 (Supernova SN1987A) (fig. 1).

Ha sido sólo durante el siglo recién pasado que el Hombre comenzó a darse cuenta que las estrellas no son permanentes y que al igual que los seres vivos, tienen un período vital: nacen, brillan y mueren. Hoy sabemos que aun ahora están naciendo estrellas, comenzando recién su ciclo. Pero todo eso ocurre en otra dimensión del tiempo, que se mide en miles de millones de años. Es por eso que en nuestro corto período vital no percibimos cambios, como no los percibe un insecto efímero, que vive en el bosque sólo 24 horas. Para él el bosque es eterno (Creces, Julio 1996, pág. 29).

Fue en 1954 que el astrónomo alemán Walter Baade, junto con el físico teórico suizo Fútz Zwicky en Pasadena, California, afirmaron que las estrellas más masivas que el Sol terminaban su vida en una explosión cataclísmica que se podía apreciar, a pesar de las enormes distancias en que se hallaban. Esa brillante luz, la denominaron "supernova". Teorizaron también que después del cataclismo sólo quedaba un núcleo muy comprimido de la estrella original, constituyendo una masa de neutrones, es decir "una estrella de neutrones".

Su teoría se basaba en un razonamiento lógico. Los objetos materiales están constituidos por partes y ellas se mantienen unidas por uno u otro tipo de fuerza. Los componentes del núcleo se mantienen unidos por las fuerzas nucleares, como también los electrones se mantienen unidos al átomo por una fuerza eléctrica. Las moléculas que forman la celulosa de los árboles se mantienen unidas por fuerzas atómicas y moleculares. El material de las estrellas y los planetas se mantiene unido por la fuerza gravitacional. La cantidad de energía que se requeriría para separar estos objetos en sus partes se llama "energía de unión". Según la ley de la conservación de la energía, la energía que se libera al separarse es la misma que se requirió para mantenerlos ensamblados.

Por esta razón fue que Baade y Zwicky sostuvieron que si una gran estrella se condensaba por el efecto de su propia gravedad hasta un diámetro pequeño de sólo diez kilómetros, llegando a constituir una estrella sólo formada por los neutrones de sus núcleos que quedaban muy juntos y bien empaquetados, tendría que previamente haber liberado una tremenda energía, más que suficiente como para lanzar el resto de la estrella al espacio, con una velocidad mayor de 10.000 kilómetros por segundo. Es interesante que casi mil años después de ocurrida la explosión que describió el astrónomo chino, aún podemos ver sus remanentes brillando como un objeto difuso y hermoso que todavía se expande, a una distancia equivalente a 15 años luz (nebulosa del Cangrejo en la figuras 2 y 3).


La vida de las estrellas

El gran astrónomo inglés, Sir Arthur Eddington, afirmó en la década del 20, que las estrellas brillan por la enorme presión de su propio peso, con lo que su núcleo se calienta en tal forma, que se quema el abundante hidrógeno del que están formadas, fusionándose los neutrones del hidrógeno para llegar a helio (energía de fusión). El afirmó, además, que para que nuestro Sol consumiera todo su hidrógeno primordial y estallara, deberían ocurrir 15 mil millones de años. Pero en este caso, una estrella del tamaño de nuestro Sol, por la presión termal y radiante producida por el fuego, resiste la propia atracción gravitacional e impide el colapso de ella.

Pero algunas estrellas son más de diez veces más masivas que nuestro Sol. Su mayor peso hace que su combustible nuclear se queme más rápidamente. Esas son las que terminan su vida en supernovas. En lugar de brillar por miles de millones de años, algunas se consumen en 10 millones de años. Desde la época en que los dinosaurios poblaron la Tierra han vivido y muerto unas seis a siete generaciones de esas estrellas masivas.

En 1910 se descubrieron las enanas blancas. Se supo que eran estrellas enormemente densas, que estaban esencialmente muertas, ya que no producían energía y sólo irradiaban lo que había quedado de su primitiva encarnación. En 1931, el joven físico hindú, S. Chandrasekhar se dio cuenta que estas estrellas al quemarse, ya no podían soportar el peso y se colapsaban.

En una publicación clásica de G.R. Burbidge, junto con A. Fowler y F. Hoyle, explicaron como el Universo, comenzando sólo con hidrógeno y otros elementos muy livianos, fue transformándolos en elementos más pesados, de los que nosotros mismos estamos hechos, como también están hechos todos los elementos que nos rodean y que hemos agrupado en la tabla periódica. Una estrella más pesada que nuestro Sol, ardería aun más caliente, consumiendo una sucesión de elementos, siendo las cenizas de unos, el combustible de la próxima etapa. Las estrellas en transformación desarrollarían una estructura como en capas de cebolla, en la que como resultado de quemarse las capas más externas, cada capa más interna iría quedando con elementos más pesados, liberando así la energía de fusión. Burbidge y sus colaboradores, también afirmaron que el combustible nuclear que mantiene viva a la estrella, se extinguiría cuando la reacción de fusión termonuclear alcanzara el fin de la cadena y produjera "hierro". Como el hierro es el que contiene las uniones más apretadas de todos los núcleos, el fuego nuclear se detendría con la formación de ese elemento. Así al llegar al hierro, no se podría producir más energía por fusión de elementos más pesados a partir de elementos más livianos. En este momento, como lo habían vislumbrado Baade y Zwicky, el centro se colapsaría para formar una estrella de neutrones.

De este modo, una estrella de neutrones es en realidad el centro de hierro colapsado de una estrella muy masiva. Con relación a su tamaño original, ese centro es tan pequeño que no tiene espacio suficiente para mantener la estructura de sus átomos de hierro, los que se destruyen durante el colapso y quedan reducidos a sus constituyentes fundamentales, es decir, neutrones, protones y electrones, todos muy apretados. A medida que el colapso continúa, la mayor parte de electrones son capturados por protones para terminar como neutrones y neutrinos (ver recuadro "neutrinos"). Los neutrinos tienen la velocidad de la luz, ya que no tienen masa (o ésta es muy pequeña), los que en definitiva escapan, dejando atrás una estrella hecha fundamentalmente de neutrones.

¿Qué relevancia tienen para nosotros las estrellas de neutrones?. La verdad es que sí la tienen, ya que sin ellas nosotros no seríamos lo que somos. Muchas generaciones de estrellas han gastado su vida manufacturando elementos que más tarde van pasando a ser constituyentes de nuestra Tierra y luego de nuestros organismos. Han sido entonces las sucesivas explosiones de supernovas las que han reciclado los elementos esparciéndolos en los vastos espacios del Universo, dejando sólo estrellas de neutrones. Por generaciones de estrellas evolucionadas, estos elementos han paseado en inmensas y difusas nubes de gas, que eventualmente forman paquetes compactos de gas interestelar, de los que se han estado formando "protoestrellas", y luego nuevas estrellas las que vuelven a repetir el ciclo (fig. 4). Por este lento enriquecimiento de elementos más pesados es que fue posible la creación de los planetas, y por lo menos en uno de ellos sabemos que surgió la vida a partir de los mismos elementos. Ella es nuestra Tierra, que sin la energía explosiva liberada en la formación de estrellas de neutrones, nada de esto pudo haber sucedido. ¡Nosotros estamos hechos de polvo de estrellas!.


El descubrimiento de las estrellas de neutrones

Por muchas décadas la existencia de estrellas de neutrones permaneció sólo como postulado teórico sin que se llegara a confirmar su existencia. Los investigadores, aun cuando aceptaban la validez de los argumentos, no sabían cómo llegar a demostrar que realmente existían. No eran estrellas vivas y por lo tanto no producían energía por sí mismas, y si además eran muy pequeñas, los telescopios no podían confirmar su existencia.

La primera evidencia, vino casi por accidente. Anthony Hewish de Cambridge, había diseñado una larga antena radial de alambre puesta en tensión por polos que abarcaban dos hectáreas de terreno. Ello con el propósito de detectar señales emanadas por objetos muy distantes que se llamaban quasares. Al poco rato que la antena estuvo en operación, se detectaron misteriosas señales de una sola nota, que persistían por días y días. En ocasiones las señales eran fuertes, y en ocasiones eran débiles y algunas veces desaparecían, pero siempre volvían, y siempre con la misma nota. Hewish determinó que la señal tenía su origen fuera del sistema solar. Inmediatamente sospechó que estaba detectando señales periódicas proveniente de una estrella de neutrones.

En el mismo año y coincidiendo con ello, F. Pacini, un físico italiano, que en ese tiempo trabajaba en Cornell, había publicado un trabajo en el que razonaba que de acuerdo a la ley de la conservación de la energía, las estrellas de neutrones deberían tener un enorme campo magnético, y que si estaban rotando deberían emitir señales a lo largo de la dirección del magneto y que la onda, con cada rotación, la debería poder percibir un observador que estuviera en la dirección del rayo (fig. 5). Sería como la señal de un faro, en que el rayo de luz se percibe cada vez que la luz del faro gira. Eso precisamente era lo que había percibido Hewish con su antena.

Los científicos quedaron impactados con el anuncio del descubrimiento que entonces se publicó en la revista Nature. ¡Se había hecho uno de los grandes descubrimientos astronómicos confirmando la teoría acerca de la fuente de energía que debían generar las supernovas!. Se abría así un nuevo capítulo en la observación astronómica.

Hoy día las estrellas de neutrones se detectan por su radiación, que envían con cada rotación, las que se denominan "pulsares". Muy pronto, usando grandes radiotelescopios, se detectaron otras y otras, incluyendo la estrella que había explotado en el año 1.054 a la que se refería el astrónomo chino de la dinastía Sung. Desde el momento en que se detectó la primera estrella de neutrones, en el año 1.967, hasta ahora, se han reportado aproximadamente otras 800 estrellas de neutrones que envían su respectiva onda radial.

Algunas estrellas de neutrones rotan a un ritmo de una o dos veces por segundo. Ello evidentemente que es rápido, considerando que nuestro Sol rota cada 25 días. Pero la supernova de nuestro astrónomo de la dinastía Sung rota a una velocidad de 30 veces por segundo. Una estrella de la masa del Sol girando a esta velocidad, posee un enorme almacenamiento de energía, la que está irradiando en forma de ondas de radio, rayos gamas, y pares de electrones-antielectrones. Es ésta la energía que aún ilumina la nebulosa del cangrejo, y que además está acelerando la dispersión de gases a la mitad de la velocidad de la luz (figuras 2 y 3).

Se calcula que la nebulosa resultante de la explosión de la estrella continuará expandiéndose, haciéndose poco a poco más difusa y tenue. Tal vez llegue a desaparecer en 50.000 años más, pero la emisión de energía de la estrella, probablemente se prolongue por 10 millones de años más. Finalmente dejará de enviar señales radiales y se unirá a muchas otras estrellas de neutrones silenciosas que no podemos detectar.

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Los neutrinos

Los neutrinos son partículas subatómicas que interactúan muy débilmente con la materia, y que incluso pueden atravesar la Tierra sin que nos demos cuenta. Los teóricos están convencidos que la mayor parte de la energía liberada por el colapso del núcleo de la estrella, al formar una estrella de neutrones, se va en la creación de una gran cantidad de neutrinos. Ellos entrarían al espacio transportando una gran cantidad de energía que es la que en el cielo ilumina las enormes nebulosas que nosotros vemos (fig. 4). Calculan que transportan 10 veces más energía que la producida por las estrellas vivas durante toda su vida.

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Bibliografía:


1. Glendenning, N.K., Elusive Celestial Bodies. Science Spectra, Issue 18, año 1999, pág. 18.

2. Reese M., Before the Beginning. Perseus Books, Reading, MA (1997).