UN ACERCAMIENTO A LOS PULSARS

El cielo nos depara sorpresas continuamente. Esa bóveda majestuosa, que parece estática por los siglos de los siglos, inmóvil en su majestad, es todo lo contrario: un devenir continuo de colosales sucesos. Así, una estrella cuyo brillo ha sido observado durante mucho tiempo sin apenas variaciones, en unas horas puede llegar a hacerse de 5000 a 100000 veces más luminosa por procesos de tipo explosivo en su interior, volviendo a perder esta magnitud en el transcurso de días, años o decenios, para reanudar su brillo normal: es una nova. Ya en el siglo XVI fueron observadas.

¿QUE ES UN PULSAR?

La Tierra, el único planeta del que tenemos absoluta certeza que contiene vida, y en un grado de vida inteligente suficientemente desarrollado como para que nos hagamos preguntas sobre nuestro origen y nuestro destino final en el Universo, no es sino una diminuta nota en la inmensa sinfonía del Cosmos. Infinidad de objetos pueblan un descomunal vacío, e infinidad de procesos se verifican en ellos de manera constante. Uno de estos objetos, quizás el más misterioso, fue detectado en 1967, y se le puso el nombre de pulsar como contracción de estrella pulsante. Una primera definición de púlsar sería la de un objeto estelar que emite señales de radiofrecuencia de manera intermitente, con un período que oscila entre 0,03 y 4 segundos. Una de las características más importantes del púlsar es la exactitud de su período, lo que hace de estos objetos, precisos relojes. Los pulsars son estrellas de neutrones que rotan rápidamente con un fuerte campo magnético del orden de 10e12 gauss.

Ya en 1934, Zwicky y Baade hicieron una sugerencia trascendental, pero especulativa: "las supernovas representan las transiciones de las estrellas normales a neutrónicas, que en sus etapas finales constan de neutrones unidos estrechamente en forma de paquete compacto". En 1939, Oppenheimer y Volkoff demostraron que tal estrella podía existir, con un diámetro de 20 Km y una densidad de 10e15 veces la del agua. Pero todo esto eran conjeturas. Además, en las siguientes décadas, los pulsars no fueron objetivos de los astrónomos.

HISTORIA DE LOS PULSARS

Fue en la década de los sesenta cuando realmente comienza la historia de estos extraños pobladores del Cosmos, y, como tantas veces ha sucedido en descubrimientos científicos, el objetivo del experimento u observación no fue precisamente el hallazgo de un pulsar. Bell y Hewish, en la Universidad de Cambridge, trataban de determinar el tamaño de focos radioemisores. Corría el año 1967, y ya en 1960 Frank Drake, en Green Bank, habían detectado señales que resultaron ser debidas a experimentos de radar del mando militar norteamericano. En el verano de 1967, Jocelyn Bell advirtió algo extraño en los mapas que semanalmente se obtenían en el telescopio de Cambridge: sobre tales registros aparecía, alrededor de medianoche, algo que parecía ser estallidos o impulsos radioemitidos.

El 28 de Noviembre, la señal del foco llegaba muy intensa y los astrónomos determinaron un impulso extraordinariamente corto, de 0,016 segundos de duración, que se recibía cada 1,33730115 segundos. Pronto se encontraron tres pulsars más. El 9 de Febrero de 1968 hicieron públicos los resultados, con lo que se inició la investigación acerca de los pulsars. En Octubre de 1968, Staelin y Reifenstein, miembros del NRAO de Green Bank, localizaron un pulsar en medio de la Nebulosa del Cangrejo, lo que venía a confirmar que el pulsar era el resto de una supernova. El 15 de Noviembre de 1968, los científicos del Observatorio de Arecibo, en Puerto Rico, determinaron que el período del pulsar de Crab Nebula era de 33,09112 milisegundos, y el 16 de Enero de 1969, en el Observatorio de Steward, en Arizona, se obtuvo una imagen óptica de este pulsar, el NP 0532, que se enciende y se apaga cada 33 milisegundos.

El descubrimiento de los pulsars, la captación de su emisión de radioondas con un período tan increíblemente exacto, llevó a algunos científicos a plantearse que el origen de estos misteriosos emisores podría estar relacionado con inteligencias extraterrestres, teoría que, naturalmente, tuvo un gran eco popular. Sin embargo, y ya de entrada, había tres consideraciones que desaconsejaban esta hipótesis:

a) Las longitudes de onda que emitían los pulsars eran oscurecidas por emisiones de radiogalaxias, por lo que no es lógico que seres inteligentes utilizasen esas frecuencias.

b) La energía para producir los impulsos era de 10.000 millones de veces la que el hombre es capaz de producir en la Tierra.

c) No se han encontrado planetas asociados a pulsars (ni a cualquier otro tipo de estrellas, exceptuando al Sol).

Sin embargo, la búsqueda de inteligencias extraterrestres es algo innato en el hombre, que no se resigna a estar solo en esa minúscula isla del espacio que es la Tierra. El descubrimiento de los pulsars creó grandes expectativas en este sentido, aunque finalmente el origen inteligente de estos objetos quedase totalmente descartado. El proyecto Ozma, bajo la dirección de Frank Drake, fue uno de los pioneros en la búsqueda de otras civilizaciones desarrolladas en la Galaxia. Para ello se utilizó el radiotelescopio de 26 metros de Green Bank, eligiéndose la banda de 21 cm, por ser ésta la del hidrógeno neutro (el elemento más abundante en el Universo), y una longitud de onda válida, adoptada mundialmente. El proyecto Cíclope nació en 1971, con el mismo fin que el Ozma, el cual se abandonó en 1960 por necesitarse el radiotelescopio para otros fines. Uno de los puntos fundamentales en la captación de señales es la frecuencia a utilizar e incluso el tipo de ondas. Teniendo en cuenta que la forma de comunicación más racional es por medio de las ondas, si no coincide el tipo de emisión y el de escucha no se producirá la conexión. Así, la aplicación de las ondas de Walsh, no sinusoidales, podrían ser de gran utilidad.

El proyecto SETI, puesto en marcha por la NASA, es mucho más ambicioso. Se investigan 773 estrellas similares al Sol situadas a menos de 80 años luz, utilizando analizadores multicanal. Aunque hasta el momento la Ciencia dice rotundamente no a otras civilizaciones, la búsqueda continúa. SETI, búsqueda de inteligencias extraterrestres, es un proyecto muy audaz. A través de los años, los investigadores profesionales que han peinado el Cosmos para encontrar transmisiones alienígenas, han sido ridiculizados demasiado a menudo por sus colegas. El 12 de Octubre de 1992, día en que se conmemora el 500 aniversario del descubrimiento, los científicos, con base en California y Puerto Rico, pusieron en marcha los exploradores electrónicos más avanzados, conectados a un radiotelescopio gigante. Esta acción de la NASA marca el inicio de un programa de una década de duración y 100 millones de dólares de presupuesto, llamado MOP, proyecto para la observación de microondas.

Existen actualmente otros tres programas en el inicio de la nueva era SETI: los de la Universidad de California, la Sociedad Planetaria y la Universidad de Ohio. La principal incertidumbre es saber cuántas civilizaciones de nuestra Galaxia pueden estar transmitiendo alguna forma de radiación detectable. Uno de los pioneros del SETI fue Paul Horowitz y la Sociedad Planetaria, con el denominado proyecto Centinela, abarcando 65536 frecuencias muy cercanas entre sí. Luego ampliaron su campo con el proyecto META, operando con dos receptores gemelos de 8,4 millones de canales en Massachusetts y Argentina.

Actualmente se trabaja en un nuevo detector, operativo en 1994, que alcanzar  los 160 millones de canales. El equipo de Berkeley ha puesto recientemente en operación (el 10 de Abril de 1992), un nuevo receptor con 4 millones de canales, llamado SERENDIP III, conectado a la antena de 305 metros de Arecibo. El equipo de investigación de la Universidad de Ohio se ha mantenido a la escucha desde 1973. Dentro de un año, el sistema dispondrá  de 10 millones de canales gracias al nuevo receptor construido por la Universidad de Stanford.

PULSARS DETECTADOS

El primer pulsar óptico detectado fue el situado en la Nebulosa del Cangrejo. Esta nebulosa, en la constelación de Cáncer, es el resto de la supernova del año 1054, observada por astrónomos chinos, japoneses y coreanos. Esta nube de gas incandescente tiene un diámetro de 3 parsecs y está repleta de electrones que giran alrededor de líneas de fuerza magnética a velocidades cercanas a la luz. En la proximidad del centro está el pulsar, que es un pulsar joven en el cual se dan glitches, es decir, aceleraciones repentinas (uno tuvo lugar el 29 de septiembre de 1969). Cuando Staelin y Reifenstein descubrieron, en el Observatorio de Green Bank este pulsar (NP 0532), el 6 de Noviembre de 1968, en Arecibo se determinó su período, 33,091112 milisegundos, a 5 minutos de arco del centro de la nebulosa del Cangrejo.

Otros pulsars detectados en la zona del visible son el de Vela X, el de Large Magellanic Cloud (Gran Nube de Magallanes), el de Vulpécula y el de Ara. La edad del PRS 0531 (Cangrejo) es de 900 años, y la del PRS 0833 (Vela), 11000 años, mientras que la de los otros es desconocida. Tanto el PRS 1937 (Vulpécula), como el GX 339, (Ara), cuyos períodos son, respectivamente, 0,0016 y 0,0013 segundos, no aparecen en supernova. El pulsar de la Nebulosa del Cangrejo, aparte de ser detectado en la región del espectro visible, también lo ha sido en la banda de los rayos X. Parece ser que este pulsar emite energía en forma de radiación X de 100000 electrón- voltios, rayos gamma de 10 millones de electrón-voltios y quizás ondas gravitatorias, aunque esto último es ciertamente especulativo. En la banda de radioondas emite en las frecuencias de 430 y 196 megaciclos por segundo. En diversos estudios, se encuentra una tabla que contiene los primeros 89 pulsars descubiertos, detallando el nombre del pulsar, sus coordenadas astronómicas (declinación y ascensión recta), sus coordenadas galácticas y su período.

ESTRELLAS DE NEUTRONES

Las principales teorías sobre la naturaleza de los pulsars son:

a) Hewish: pulsación radial de una estrella de neutrones o de una enana blanca por la excitación producida

b) Ostriker: mancha activa en una enana blanca en rotación.

c) Hoyle y Narlikar: colapso reversible de una supernova.

d) Black: pulsación atmosférica de una enana blanca.

d) Gunn y Ostriker: radiación, por efecto de un dipolo magnético, de una estrella de neutrones.

e) Stothers: pulsación radial de una estrella de neutrones que está perdiendo parte de su masa.

Pero, ¿qué es una estrella de neutrones? La vida de una estrella depende de su masa, o mejor dicho, la fase final de su existencia. Una estrella como el Sol, una estrella de tipo medio, tiene un final relativamente tranquilo: cuando su combustible nuclear escasea, cuando el hidrógeno de su núcleo va desapareciendo en su proceso de fusión para convertirse en helio, su tamaño aumenta de forma espectacular hasta convertirse en gigante roja. El Sol, en este proceso, adquirirá un diámetro tal que engullirá a los planetas interiores. Después, irá  languideciendo, disminuyendo su volumen hasta convertirse en enana blanca, y posteriormente, perderá su brillo y será  una enana negra, una estrella muerta que se sumará a la materia oscura del Universo. Sin embargo, una estrella cuya masa sea igual o superior a 1,4 veces la masa del Sol, acaba su existencia de forma menos pacífica. A la fase de gigante roja le sigue una gigantesca explosión que origina un brillo de miles de estrellas. En el centro de la supernova, cuyos escombros formarán más adelante nuevas estrellas, aparece la estrella de neutrones.

Subrahmanyan Chandrasekhar, estudiante indio, viajó a Inglaterra para trabajar con el insigne astrónomo Arthur Eddington, y allá por el año 1930 presentó¢ sus cálculos en los cuales afirmaba que una estrella con masa superior a 1,4 veces la masa del Sol, no soportaría su propia gravedad. A esta masa se le denomina hoy Límite Chandrasekhar. Una enana blanca es una estrella con una masa inferior al Límite Chandrasekhar que finalmente deja de contraerse y se estabiliza en un estadio final con un radio de pocos miles de kilómetros y una densidad de decenas de toneladas por centímetro cúbico. Un año después de que Chandrasekhar presentara sus cálculos, el físico soviético Lev Landau mantenía que las estrellas con una masa 1,4 veces la del Sol, tendrían que colapsar más allá de la fase de enana blanca, llegando a comprimirse los protones y los electrones en neutrones para formar una estrella de neutrones. Estas estrellas se mantendrían gracias a la repulsión debida al principio de exclusión entre neutrones.

Las características fundamentales de una estrella de neutrones son:

El Campo magnético creado es del orden de 10e12 gauss (el de la Tierra es 1 gauss). La densidad puede llegar a los 50 billones de gramos por centímetro cúbico (fluido de neutrones incompresible, quinto estado de la materia).

Alta conductividad calorífica, temperatura uniforme a partir de pocos metros de profundidad (10e8 K).

Atmósfera de la estrella con espesor de pocos centímetros y gravedad 10e8 veces la del Sol.

Teniendo en cuenta que cada supernova suele aparecer cada 100 años, y que se han identificado hasta ahora m s de 20 restos de supernovas en nuestra Galaxia (y muchas otras en distintas galaxias), no resulta excesivamente comprometido augurar que próximamente se descubrirán nuevos pulsars asociados a restos de supernovas.

AGUJEROS NEGROS

En el año 1939, Robert Oppenheimer, físico norteamericano, consideró que un cuerpo en proceso de colapsamiento, cuya masa fuera igual o superior a 3,2 veces la masa del Sol, no solo comprimiría a los electrones, sino también a los mismos neutrones. Tras el aplastamiento de los neutrones, no habría nada capaz de evitar el colapso total. La velocidad de escape se define como la velocidad que debe llevar un objeto para escapar de un Campo gravitatorio. Se deduce que esta velocidad es igual a la raíz cuadrada de 2gR, siendo g la intensidad del Campo y R el radio de la masa creadora de Campo. Una estrella de neutrones en fase de colapso, superada ya la fase estable, llega a un momento en el cual la velocidad de escape es igual a la velocidad de la luz. Esto significa que ni la luz ni cualquier otra radiación electromagnética, ni, por supuesto, cualquier partícula, puede abandonar el Campo de la estrella: el cuerpo se convierte en un agujero negro. La distancia de la superficie al centro, cuando un cuerpo colapsa, en el punto en que la luz no puede escapar, recibe el nombre de radio de Schwarzschild. Para un objeto que poseyera la masa del Sol, el radio valdría 2,9 km. El término agujero negro lo acuñó el científico norteamericano John Wheeler en 1969. El llamado horizonte de sucesos es una frontera del agujero negro que coincide con la zona donde los rayos de luz están a punto de escapar, pero no pueden, actuando de forma unidireccional. Dentro del horizonte, el espacio-tiempo, que se ha ido deformando en el colapso, se cierra completamente, aislándose del resto del Universo. Se ha producido una singularidad: dentro de un agujero negro no se cumplen las leyes físicas que rigen nuestro Universo.

Schwarzschild resolvió las ecuaciones de Einstein calculando la geometría del espacio-tiempo curvo fuera del Sol: las órbitas de los planetas calculadas por la física clásica de Newton difieren de las calculadas según la física relativista de Einstein. La observación práctica de la ¢órbita de Mercurio calculada por Schwarzschild estableció la credibilidad para la relatividad general. Podemos pensar que existen dos tipos de agujeros negros: los que no giran, o agujeros de Werner Israel, y los que giran, o agujeros de Roy Kerr. En 1967, Israel demostró¢, de acuerdo con la relatividad general, que un agujero negro sin rotación sería muy simple, perfectamente esférico y dependiendo su tamaño solamente de su masa. En 1963, el científico neozelandés Roy P. Kerr encontró una solución a la relatividad general que describía los agujeros negros en rotación. Un agujero negro, después del colapso gravitatorio, llega a un estado estacionario en el cual puede rotar, y cuanto más rápido rote más se deformar  hacia fuera en torno a su ecuador. En el caso de los agujeros de Kerr, al contrario de los de Schwarzschild o Israel, el momento cinético es determinante, y existe otra superficie física que rodea al horizonte de sucesos, llamada límite estático, que sí deja escapar los rayos de luz. El espacio comprendido entre el horizonte de sucesos y el límite estático se le denomina ergoesfera.

Basándose en consideraciones cuánticas, el físico inglés Stephen Hawking desarrolló, en 1974, un modelo sobre los agujeros negros en el cual, si no son muy masivos, son capaces de emitir radiación, y por lo tanto, de reducir su masa, o dicho de otra forma, de evaporarse. La forma más probable de la desaparición del agujero sería, según Hawking, una gran explosión equivalente a millones de bombas de hidrógeno. Pero, ¿cómo detectar un agujero negro, si no pueden ser observados? Evidentemente, observando el entorno que los rodea. El agujero negro no emite radiación, su temperatura es de 0º absolutos y su diámetro de unos 15 km. Si el agujero forma parte de un sistema binario, el estudio de su compañera, sometida al fortísimo tirón gravitatorio del agujero, podría detectar su presencia. Zeldovich, del Instituto Lebedev de Moscú, cree que si se inyecta gas a un agujero negro, la temperatura del gas aumentar  de tal manera que emite rayos X. El principal candidato a agujero negro es el conocido como Cygnus X-1, una potente fuente de rayos X situada en la constelación del Cisne. Otro es el situado en el centro de la galaxia activa NGC 5548, situada a 200 millones de años-luz, así como el objeto SS433, también un potente emisor de rayos X, que es una estrella binaria. La estrella principal de este par pertenece a la clase espectral BO, y pierde masa a una velocidad de 10e-3 masas solares por año.

En la actualidad se cree que existen agujeros negros en los núcleos de las galaxias activas, e incluso se aventura la posibilidad de que éstos se sitúen en el centro de la Vía Láctea. Así, el telescopio francés Sigma, de rayos X, situado en el satélite ruso Granat, ha descubierto el origen de la emisión en 511 KeV en el centro de nuestra Galaxia, que podría consistir en un sistema binario con un agujero negro entre sus componentes. También se cree que en las Nubes de Magallanes pueda existir un agujero negro.

SINTESIS

El pulsar es un objeto estelar que emite señales de radiofrecuencia de manera intermitente, con un período que oscila entre centésimas de segundo y varios segundos. La exactitud del período del pulsar le convierte en un reloj de extraordinaria precisión. El pulsar también emite en longitudes distintas a las ondas de radio. Así, se han detectado varios pulsars ópticos. Los pulsars son estrellas de neutrones. La idea de las estrellas de neutrones como etapa final de la vida de una estrella, data de 1934, con las sugerencias de Zwicky y Baade. De todos los pulsars descubiertos hasta la fecha, el más "célebre" es el situado en la Nebulosa del Cangrejo.

En el año 1967, Jocelyn Bell, en la Universidad de Cambridge, de forma accidental, lo detectó, y su existencia de confirmó poco más tarde desde otros observatorios, como Arecibo o Green Bank. La historia inicial de los pulsars va ligada a la creencia, por algunos miembros de la comunidad científica, de la existencia de seres inteligentes capaces de producir sus emisiones. Este posible origen fue desechado rápidamente. Sin embargo, la búsqueda de inteligencias extraterrestres es un viejo anhelo de la Humanidad. Últimamente, el proyecto SETI parece haber cobrado un nuevo impulso, aunque los recortes presupuestarios de los gobiernos pueden afectar negativamente los programas. (Este y muchos otros relacionados con el espacio y la investigación en general). En el espectro visible, los pulsars detectados hasta la fecha son el de la Nebulosa del Cangrejo, el de Vela X, el de la Gran Nube de Magallanes, el de Vulpécula y el de Ara. Una estrella cuya masa sea inferior a 1,4 veces la masa del Sol, tendrá una muerte apacible, convirtiéndose en enana blanca y posteriormente, en enana negra, desapareciendo a los registros telescópicos y engrosando la materia oscura. Si la masa es superior a ese límite, (Límite de Chandrasekhar), puede originarse una estrella de neutrones. Una estrella de neutrones es un objeto capaz de crear un enorme campo magnético, de densidad inimaginable, alta temperatura y conductividad calorífica, atmósfera insignificante y gravedad millones de veces superior a la gravedad del Sol. La idea de un agujero negro se debe a Oppenheimer, que, en 1939, consideró que una estrella muy masiva en fase de colapso, podría llegar a comprimirse tanto que aplastase a los propios neutrones. La velocidad de escape llegaría a ser igual a la velocidad de la luz y, a partir de ahí, ninguna partícula ni ningún tipo de radiación podría salir del objeto. En ese momento, el radio de la estrella es el llamado Radio de Schwarzschild.

El término agujero negro se debe a Wheeler, que lo acuñó en 1969. Aparte del agujero negro solitario y esférico, Kerr introdujo el concepto de agujero negro en rotación, en el cual el momento cinético es determinante. Hawking, el físico inglés que desde la década de los setenta estudia los agujeros negros, (y que se ha hecho famoso para el gran público por su libro "Historia del tiempo"), desarrolla sus teorías sobre los microagujeros, restos del Big Bang, y la evaporación de éstos, es decir, su pérdida de masa y posterior explosión. ¿Cómo detectar un agujero negro si no emite ningún tipo de radiación?. Debido a su enorme campo gravitatorio, la capacidad de atracción que posee puede delatar su presencia. El gas que lo rodea se puede convertir en una fuente de rayos X detectable con telescopios en esta banda situados fuera de la atmósfera terrestre. El más firme candidato a agujero negro es el llamado Cygnus X-1, potente emisor de rayos X situado en la constelación del Cisne.

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