Nuestro Sol es una estrella común y corriente cuando la comparamos con las del resto de la Vía Láctea. En ella existen alrededor de 100 mil millones de astros y la gran mayoría tienen igual o menor masa que el nuestro; el cosmos actual está dominado por estrellas que, gigantes en comparación con nosotros, son en realidad pequeñas o enanas.
Desde luego también existen las estrellas grandes y muy masivas, aunque en mucho menor número. Para dar una idea diremos que estas estrellas enormes tienen masas por arriba de 8 o 10 veces la del Sol -que es 2 mil cuatrillones de toneladas-. Nuestra estrella es como un pequeño granito de arroz junto a un balón de basquetbol en comparación con las estrellas masivas.
Pero esta majestuosidad tiene un alto precio: las masivas mueren pronto y de manera violenta, consumen muy rápido su combustible -en algunos millones de años-, mientras en su núcleo se producen elementos químicos cada vez más pesados. Así, mediante fusiones nucleares, 4 átomos de hidrógeno forman uno de helio; 3 átomos de helio producen uno de carbono; un átomo de helio más uno de carbono producen uno de oxígeno y así hasta llegar al hierro, el elemento más pesado que puede crearse dentro de las estrella por fusión nuclear.
Cada fusión produce una cantidad de energía determinada y en conjunto toda esa energía estabiliza el material de los astros para que no colapse bajo su propio peso. En otras palabras, la energía interior de las estrellas impide que la gravedad comprima en exceso el plasma que las forma. Al final, el calor y la luz que emanan todas las estrellas del Universo provienen de sus núcleos.
Si pudiéramos partir un gajo de una estrella veríamos que se parece a una cebolla, donde las capas están formadas por elementos más pesados hacia el centro.
Sin embargo, una vez que se forma hierro ya no puede crearse otro elemento y el núcleo deja de entregar energía. La estrella se apaga por dentro, es incapaz de mantener el equilibrio y el peso de las capas superiores provoca un colapso sobre si misma. En una fracción de segundo una onda de choque viaja hacia afuera y produce un evento descomunalmente energético llamado supernova (por cierto, el otro mecanismo por el que se producen estas mega explosiones es cuando una estrella enana se alimenta del material de otra estrella, algo de lo que ya hablamos aquí). En el mero centro quedará un objeto inimaginablemente denso y caliente, una estrella de neutrones (si la estrella fuera mucho muy masiva podría incluso formar un agujero negro). El material que forma las estrellas de neutrones es lo que los científicos llaman exótico -y por supuesto se trata sólo de neutrones-, esas partículas que conforman los núcleos atómicos.
Encontrar y estudiar estos restos mortuorios estelares se ha convertido en una rama entera de la astronomía y a veces es cosa sencilla detectarlos mediante radiotelescopios -antenas de radio utilizadas como telescopios-. Una vez que la supernova ocurrió, las estrellas de neutrones permanecen girando a gran velocidad y emiten ondas de radio en una dirección específica -son como faros de puerto iluminando la noche en alta mar-. Si la dirección en la que radian apunta a la Tierra entonces podemos detectarlos y a estos objetos les llamamos pulsares.
El primer pulsar lo detecto la astrónoma Jocellyn Bell en 1967 como una pequeña anomalía entre un montón de datos en radio-ondas. La firma cósmica de los pulsares se parece a los electrocardiogramas que hacen los médicos: picos intensos separados por breves instantes de tiempo. En los astros, los pulsos van de pocos segundos a milisegundos, siempre con una exactitud asombrosa: los “bips” que producen los pulsares cuando nos llaman son más precisos que los actuales relojes atómicos terrestres.
Se piensa que en nuestra galaxia hay al menos un millón de estos objetos, sin embargo no todos pueden ser detectados, sólo aquellos cuya radiación apunta precisamente hacia nosotros. Encontrarlos es importante pues su cantidad y distribución galáctica da a los astrónomos una muy buena idea del número de supernovas que ocurren y pueden ser usados para estudiar la dinámica de la Vía Láctea: los movimientos de sus brazos espirales o las partes externas y alejadas del centro, por ejemplo.
Seguir el llamado de los pulsares puede, en último caso, decirnos cómo es la galaxia donde vivimos, sin tener que salir de ella.
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