¿Qué son estos faros cósmicos? Enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros constituyen, según la teoría actual de la evolución estelar, las formas en que puede terminar la vida de una estrella, siendo la masa el parámetro discriminante.
Esta es la representación de un sistema estelar binario
en el que el pulsar se “nutre” de la otra estrella. Lo que
provoca el efecto faro por la acreción del material absorbido.
En 1934, el joven astrofísico Subrahmanyan Chandrasekhar (vaya nombrecito 
) escribió:
“La vida de una estrella de pequeña masa debe de ser sustancialmente diferente de la vida de una estrella de gran masa. Para la primera, el estadio natural de enana blanca es el paso inicial hacia la extinción completa. Pero una estrella de gran masa no puede encontrar el equilibrio en el estadio de enana blanca y, por lo tanto es obligado especular con otras posibilidades.”
Varios años antes había demostrado que existe un valor límite máximo para la masa de las enanas blancas, equivalente a alrededor de 1,4 masas solares, más allá del cual ni siquiera la presión de degeneración de los electrones (que hace posible la existencia de las enanas blancas) es capaz de impedir la ulterior contracción gravitatoria de la estrella. Esta masa límite recibe el nombre de límite de Chandrasekhar.
Si Arthur Eddington, que entonces era una personalidad que gozaba de gran prestigio en el mundo de la astronomía, consideraba absurdas las ideas de su joven discípulo indio y, entre otras cosas afirmó:
“Son muchos los fenómenos externos que pueden intervenir para salvar la estrella y evitarle este fin, pero yo quiero pensar que existen otras protecciones. Creo que debe de haber una ley de la naturaleza que impida a la estrella comportarse de una forma tan absurda.”
Neutrones degenerados
Hay sabemos que Eddington estaba equivocado. Si una enana blanca se comprime, sus electrones se funden con los protones para dar origen a neutrones. Este proceso, denominado beta inverso, hace posible la formación de las estrellas de neutrones, obejtos extremadamente densos y compactos que pueden considerarse como un único núcleo atómico compuesto por trillones de trillones de trillones de trillones de neutrones.
En muchos aspectos, una estrella de neutrones en una versión exagerada de una enana blanca. Tiene más o menos la misma masa que el Sol, pero su radio es considerablemente más pequeño (apenas 15 km) y su densidad es de alrededor de mil millones de toneladas por centímetro cúbico. Su temperatura intrínseca se sitúa en torno a los diez millones de grados, pero las reducidas dimensiones prácticamente imposibilitan la observación óptica.
Del mismo modo que una enana blanca debe su existencia a la presión de degeneración del gas de electrones, la estrella neutrónica resiste a la gravedad gracias a la degeneración del gas de neutrones que la constituye.
La previsión de la existencia de las estrellas de neutrones, que data de 1934, es mérito de W. Baade y F. Zwicky, quienes sugirieron así mismo que estos objetos podían constituir el residuo de una estrella masiva que termina su vida con una explosión de supernova. SIn embargo, durante muchos años esta hipótesis no fue tomada en consideración, entre otras cosas porque Zwicky tenía fama de excéntrico (aunque con el tiempo la mayoría de hipótesis se revelaron correctas).
En 1939, Oppenheimer Volkhoff demostraron que también existe una masa límite máxima para las estrellas neutrónicas, que calcularon en unas 0,7 masas solares, pero que los cálculos recientes fijan en torno a las 3 masas solares. Por encima de este límite, estas estrellas están destinadas a proseguir su inexorable contracción y convertirse en agujeros negros.
La prueba de la observación, descubrimiento del Púlsar
Durante muchos años, las estrellas de neutrones no fueron más que una hermosa construcción teórica, pero finalmente, en 1967, se revelaron de una manera bastante insólita.
Analizando los datos obtenidos con un radiointerferómetro, Jocelyn Bell, descubrió una extraña señal periódica, que se repetía con infalibre precisión a intervalos de 1,33730113 segundos. Se descubrió así el primero de una nueva e importante clase de objetos astronómicos, los pulsars. Pocos años bastaron para comprender que los pulsars son estrellas neutrónicas de rápida rotación y fuertemente magnetizadas, capaces de producir un haz bien delimitado de ondas de radio (como si se tratara de un faro cósmico) de modo que el observador recibe la señal sólo cuando el haz “barre” su línea visual. Actualmente se conocen más de 1000 pulsars en nuestra galaxia, que en general se encuentran sobre el plano galáctico.
El campo magnético es del orden de billones de veces superior al medio terrestre. La energía emitida sobre todo (pero no sólo) en las ondas de radio procede la enorme reserva de energía rotacional; de hecho, en todos los pulsars se observa una leve pero constante prolongación del periodo entre un impulso y otro.
En su mayor parte, los periodos están comprendidos entre 0,5 y 1 segundo, con raros casos de más de 4 segundos o por debajo de 1 o 2 décimas de segundo. Aun así, recientemente se han descubierto pulsars de periodo sumamente breve, que se comportan como auténticas “ametralladoras” con decenas o cientos de impulsos por segundo; el récord actual de “velocidad” corresponde a un pulsar que emite su señal cada 0,001558 segundos, describiendo nada menos que 642 giros completos por segundo.
La rotación veloz es el resultado natural del colapso de la estrella; en efecto, según la ley de conservación del momento angular, cuando la masa de un cuerpo en rotación se concentra en torno al eje de rotación, entonces el cuerpo debe necesariamente aumentar la velocidad con que gira sobre sí mismo, como bien saben los patinadores que aprovechan esta misma ley para aumentar la velocidad de sus giros por el simple expediente de pegar los brazos al cuerpo.
La estrella gira en torno a un eje, que no coincide con el sentido de su
campo magnético, emitiendo radiación electromagnética: ondas de radio.
Sin embargo, en el caso de los pulsars superveloces, se piensa que el extraordinario ritmo de la rotación se debe además a la continua transferencia de momento angular como consecuencia de la caída de material sobre su superficie. Se trataría de materia absorbida por efecto de marea de una estrella cercana.