El monstruo subatómico (15 page)

Metafísicamente, este «amor divino», desde un punto de vista pagano o judeocristiano, puede manifestarse en el Universo material como una inexorable atracción que todos los objetos experimentarían los unos hacia los otros. Existe realmente una inexorable atracción, que es la que mantiene unido el Universo, y los científicos llaman ahora a eso «la interacción gravitatoria».

Así pues, lo que realmente decimos es: «Oh, la gravedad, la gravedad, es lo que hace girar el mundo», y tal vez eso no sea tan mala idea.

¿Y qué fue lo que inició esta línea de pensamiento? Pues…

En mayo de 1977, se publicó un ensayo mío titulado
Twinkle Twinkle Microwaves
en el que contaba la historia del descubrimiento de los púlsares (unas pequeñas estrellas neutrónicas que giran rápidamente). No tienen un diámetro mayor que la longitud de la isla de Manhattan y, sin embargo, pueden contener tanta masa como una estrella de tamaño normal. El primer púlsar que fue descubierto efectuaba una rotación sobre su eje en 1,3370209 segundos. Y esto es una rotación muy rápida incluso para un objeto tan pequeño como un púlsar.

¿Por qué, pues, debería un púlsar girar tan rápidamente?

Un púlsar es el resto de una supernova: una estrella gigante que ha estallado. Semejante explosión mandaría parte de la masa estelar al espacio en todas direcciones como una vasta masa de gas y de polvo en expansión, mientras las porciones centrales quedarían reducidas a una estrella neutrónica extremadamente densa y pequeña (o, en ocasiones, formarían un agujero negro).

La estrella original tendría cierta cantidad de momento angular: la cantidad dependería de su índice de rotación y de la distancia media de la materia contenida desde el eje de rotación.

Una de las leyes fundamentales de la Naturaleza es que la cantidad de momento angular constituye un sistema cerrado que no puede cambiarse. Cuando una estrella explota, parte del momento angular sería arrastrado por el gas y el polvo que saldría en torbellino, pero buena parte del mismo quedaría atrapado en las partes centrales derrumbadas.

Cuando el núcleo de la estrella, con su momento angular, se derrumba, la materia de la que está compuesta se acerca al eje de rotación, queda mucho más cerca. De una distancia media de millones de kilómetros, se encoge hasta un promedio de sólo cinco kilómetros. Esto, en sí mismo reduciría el momento angular a casi nada, a no ser por la existencia del otro factor: el índice de rotación. A fin de que se conserve el momento angular, ese enorme decrecimiento de la distancia desde el eje debe equilibrarse con un enorme incremento en el índice de rotación.

Así pues, ya ven por qué el púlsar gira con tanta rapidez como lo hace. Por el derrumbamiento de la estrella, provocado por la inexorable atracción de su propia gravitación. Y si igualamos la gravitación, de un modo místico, con el amor, descubrimos que, realmente, «Es el amor lo que hace girar el mundo». (Ahora pueden comprender mi línea de pensamiento.)

En realidad, los púlsares no giran con la suficiente rapidez. La enorme contracción debería dar como resultado un giro considerablemente más rápido. Sin embargo, poco después de que se descubriesen los púlsares, se señaló que existían efectos retardadores. Los púlsares arrojaban radiación energética y partículas, y la energía así gastada iba en detrimento de su energía rotatoria. Como resultado de ello, la velocidad de rotación disminuiría. Otra forma de expresarlo fue que las emisiones se llevaban momento angular.

Las mediciones reales mostraron que los púlsares estaban reduciendo su velocidad de forma regular. La rotación del primer púlsar descubierto lo está haciendo en una proporción que doblará su períod0 en 16.000.000 de años.

De esto se deduce que cuanto más viejo sea un púlsar cuanto más largo sea el período desde la explosión de la supernova que lo formó, más largo debería ser su período de rotación.

En octubre de 1968, los astrónomos descubrieron un púlsar en la Nebulosa del Cangrejo, una nube de gas que se formó al estallar una supernova hace 930 años. Éste es un período de tiempo en extremo breve, hablando en términos astronómicos, por lo que no causó la menor sorpresa el descubrir que el púlsar de la Nebulosa del Cangrejo rotaba considerablemente más deprisa que los otros púlsares que se habían hallado. La Nebulosa del Cangrejo gira sobre su eje en 0,033099 segundos, o 40,4 veces más deprisa que el primer púlsar descubierto. Otra forma de expresarlo es que el púlsar de la Nebulosa del Cangrejo gira sobre su eje 30,2 veces por segundo.

Hacia 1982 se habían descubierto más de 300 púlsares, y el púlsar de la Nebulosa del Cangrejo siguió manteniendo el récord.

Esto tampoco fue ninguna sorpresa. Los púlsares son objetos muy pequeños y no pueden descubrirse a grandes distancias, por lo que los que se han descubierto hasta ahora están situados en nuestra propia galaxia de la Vía Láctea. Eso significa que las supernovas que los formaron «estallaron dentro de nuestra propia nebulosa de la Vía Láctea, y es muy probable que hubiesen podido verse sin ayuda de instrumentos.

Sólo dos supernovas conocidas han explotado en nuestra galaxia desde que se formo la Nebulosa del Cangrejo, y aparecieron en 1572 y 1604 respectivamente. Los lugares de esas dos supernovas no han revelado ningún púlsar, pero no todas las supernovas forman un púlsar, y no todos los púlsares que se forman giran en una dirección que haría que sus corrientes de partículas y radiación pasaran por la Tierra y pudieran ser descubiertas.

Eliminadas esas dos recientes supernovas, podemos estar casi seguros de que no descubriremos ningún púlsar que sea más joven y, por lo tanto, de rotación más rápida, que el púlsar de la Nebulosa del Cangrejo. Los astrónomos estaban tan seguros de ello que ninguno quiso perder su tiempo haciendo frente al problema de tratar de encontrar un púlsar ultrarrápido que seguramente no existía.

En realidad, los astrónomos habían preparado listas de todas las fuentes de radio detectables en el cielo. Tales fuentes no tienen forzosamente que ser púlsares. Pueden ser nubes de gas turbulento en nuestra propia galaxia; pueden ser galaxias distantes en cuyos centros tienen lugar sucesos catastróficos; pueden ser quasares aún más distantes.

En el
Cuarto Catálogo de Cambridge de Emisores Radio
había una de tales fuentes llamada 4C21.53. Había estado muy tranquila en su lista hasta los primeros años de la década de los sesenta, y nadie había pensado nada acerca de ella. La forma más probable de explicar su existencia era suponer que se trataba de una galaxia distante, demasiado alejada para percibirse visualmente, pero suficientemente activa para que pudiesen descubrirse sus emisiones radio.

Y luego, en 1972, se observó que su imagen de radio centelleaba al pasar a través del viento solar que emite nuestro Sol. Es decir, la imagen cambiaba de posición muy levemente de una manera rápida y errática.

El parpadeo, en un sentido más ordinario, nos es familiar. La luz que pasa a través de nuestra atmósfera se refracta en un grado muy pequeño, en direcciones imprevisibles, mientras se mueve a través de las regiones atmosféricas a diferentes temperaturas. Si el rayo de luz es bastante grueso, pequeños fragmentos del mismo pueden desviarse en una dirección, y otras pequeñas cantidades en otra. Éstas pueden neutralizarse de modo que todo el rayo parece firme.

Así, un planeta como Marte puede verse como un simple punto de luz, incluso en su aproximación máxima, pero se trata de un punto lo suficientemente grande para que porciones diferentes del mismo centelleen de una forma distinta y el efecto se neutralice. En conjunto, pues, Marte no parpadea.

Si observamos a Marte a través de un telescopio, no obstante, no sólo ampliamos la imagen entera del mismo, sino que también ampliamos los parpadeos. Si tratamos de ver detalles de la superficie, descubriremos que el centelleo difumina esos detalles. (Por esta razón, observar a Marte desde fuera de la atmósfera constituiría un gran progreso.)

Sin embargo, las estrellas son, en apariencia, unos objetos mucho más pequeños que los planetas. Tan delgado es el rayo de luz procedente de una estrella, particularmente una estrella apagada, que todo él puede desviarse de manera errática al pasar a través de la atmósfera, y parpadea. El centelleo en si atestigua la pequeñez de la imagen óptica de la estrella.

De la misma forma, cuando 4C21.53 parpadeó al pasar a través del viento solar, se tuvo que deducir que se trataba verdaderamente de un rayo de radiación muy delgado. Esto no sería sorprendente, en realidad, si se tratara de una galaxia distante, pero se halla situada en la constelación
Vulpecula
(«Pequeña Zorra»), bastante cerca de la Vía Láctea. Esto significa que el rayo de ondas de radio, si se originara en el exterior de la galaxia, tendría que viajar a través del largo diámetro de la galaxia para llegar a nuestros instrumentos. Gran parte de las ondas de radio serían esparcidas ligeramente por la materia enrarecida que se encuentra dentro de nuestra galaxia (tal vez sea enrarecida, pero resulta mucho más densa que la materia entre las galaxias), y por muy delgado que hubiera podido ser el rayo en un principio, se habría agrandado hasta el punto de que no parpadearía.

Por lo tanto, el mero hecho de parpadear mostró que 4C21.53 estaba situado
dentro
de nuestra galaxia, y que su rayo de radio recorría una distancia relativamente corta para alcanzarnos y así no tenía tiempo de agrandarse indebidamente, sobrepasando la fase en que es capaz de parpadear. Y si estaba tan cerca y aún poseía un rayo lo suficientemente delgado para parpadear, 4C21.53 debía ser un objeto muy pequeño.

Luego, en 1979, se informó que, si se estudiaba la mezcla de la longitud de onda del rayo radio de 4C21.53, se descubría que era muy pobre en las altas frecuencias, más pobre que la mayor parte de las fuentes radio. Pero los púlsares eran característicamente pobres en las frecuencias más altas. ¿Podría ser 4C21.53 un púlsar?

El asunto preocupó a un astrónomo estadounidense llamado Donald Backer, y comenzó a considerar el problema a fondo. Si 4C21.53 era lo suficientemente pequeño para ser un púlsar, y si tenía la distribución de longitud de onda de un púlsar, y por lo tanto se concluía que se trataba de un púlsar, ¿por qué no emitía pulsaciones?

Cuando un púlsar rota con rapidez, emite dos corrientes de ondas de radio, una desde un lado de sí mismo y otra desde el otro lado. Al rotar, primero una corriente y luego la otra, pasa a través de algún punto de observación dado. Si nuestros instrumentos se encuentran en ese punto, las ondas de radio son descubiertas en forma de pulsaciones dependiendo del período de rotación el número de pulsaciones por segundo.

Si las ondas de radio no nos llegan, como probablemente ocurre en una gran mayoría de casos, no detectamos nada en absoluto, pero si detectamos las ondas de radio, también debemos detectar las pulsaciones. Si el púlsar se encuentra muy alejado, la dispersión por la materia interestelar podría hacer confusas las pulsaciones formando un rayo de radio más o menos firme y débil. Si el púlsar es muy antiguo, las pulsaciones podrían haberse debilitado hasta el punto de no poder ser descubiertas. Sin embargo, 4C21.53 estaba lo suficientemente cerca (sólo a unos 2.000 parsecs) para que sus pulsaciones fuesen claras, y el rayo de radio era lo suficientemente fuerte para que las pulsaciones fuesen descubiertas con facilidad si se encontraban allí.

A Backer se le ocurrió que había una explicación razonable que aclaraba todo el misterio. Supongamos que 4C21.53 girase muy rápidamente, por lo menos tres veces mas rápidamente que el púlsar de la Nebulosa del Cangrejo. En ese caso, sus pulsaciones pasarían inadvertidas, dado que las observaciones de radio que se realizaban no estaban preparadas para unas pulsaciones tan rápidas. Trató de publicar su conjetura, pero su artículo fue rechazado por demasiado especulativo, con la sugerencia de que resultaba harto improbable.

Pero Backer no se rindió. Trató de conseguir astrónomos en diversas instalaciones para que localizasen pulsaciones ultrarrápidas, pero durante un período de tres años, aun cuando logró que algunos lo intentaran, no se consiguió nada. Uno de los problemas (aunque Backer no lo sabía en aquel tiempo) era que, en realidad, 4C21.53 se trataba de un conglomerado de tres diferentes fuentes de radio, no muy espaciadas, una de las cuales era de hecho una galaxia distante. Esto, naturalmente, confundía las cosas cuando los astrónomos intentaban ver todo aquello con gran detalle.

En setiembre de 1982, Backer pidió a los del radiotelescopio de Arecibo, en Puerto Rico, que comprobasen en el 4C21.53 la característica conocida como polarización. Los púlsares muestran unos niveles de polarización muy altos, mucho más que otras fuentes de radio. Le llegó el informe de que 4C21.53 mostraba un 30 % de polarización, lo que resultaba muy elevado incluso para un púlsar.

Esto fue en realidad una buena noticia para Backer, pues estaba más convencido que nunca de que tenía un púlsar por la cola. Los de Arecibo incluso habían entrevisto ocasionalmente posibles pulsaciones.

El mismo Backer acudió a Arecibo, donde empleó sofisticados instrumentos especiales durante siete noches. El 12 de noviembre de 1982 el asunto quedó zanjado: se descubrió que 4C21.53 era un púlsar y, finalmente, recibió el nombre de P5R1937 + 214.

El nuevo púlsar pronto fue conocido como Púlsar Milisegundo, porque giraba sobre su eje en un poco más de una milésima de segundo. Para ser exactos, su periodo de rotación es de 0,001557806449023 segundos. Esto significa que el púlsar rota sobre su eje 642 veces por segundo. Esto no es 3 veces más rápido que la Nebulosa del Cangrejo, como Backer había sospechado que podía ser, sino 21,25 veces más deprisa.

Supongamos que el Púlsar Milisegundo posee un diámetro de 20 kilómetros. En ese caso, su circunferencia ecuatorial es de 62,8 kilómetros. Un punto en su ecuador recorrería 642 veces esa distancia, o
40.335
kilómetros en un segundo. Por lo tanto, viajaría a un 13,5 % de la velocidad de la luz.

Un púlsar posee una enorme gravedad superficial, pero incluso esto es apenas suficiente para mantenerse unido contra la aceleración que implica tan inaudita velocidad. Si el Púlsar Milisegundo rotase tres veces más deprisa —más o menos 2.000 veces por segundo— se haría añicos.

Y ahora viene la pregunta: ¿Qué es lo que hace que el Púlsar Milisegundo dé vueltas tan deprisa?