VIII. EL AMOR HACE GIRAR EL MUNDO

Una idea lleva a otra y estoy acostumbrado a dejar vagar mi mente. Por ejemplo, algo en lo que pensé recientemente me ha hecho preguntarme acerca de la frase: «¡Es el amor lo que hace girar el mundo!».

Lo que esto significa para la mayoría de las personas es que el amor es una emoción tan excitante que el experimentarlo le hace sentir a uno que el mundo entero es nuevo y maravilloso, mientras que su pérdida hace que el mismo Sol parezca perder su brillo y que el mundo cese de girar. Esta clase de tonterías.

¿Y quién dijo esto primero?

Me dirigí a mi biblioteca de referencias y descubrí, ante mi gran asombro, que su primer uso, en la literatura inglesa, fue en 1865, cuando la Duquesa Maladice, en Alicia en el País de las maravillas, de Lewis Carroll: «Y la moral de eso es Oh, el amor, el amor, es lo que hace girar el mundo».

En el mismo año, apareció (con un «el amor» más) en la obra de Charles Dickens Nuestro común amigo. La invención independiente parece improbable, por lo que ese sentimiento debió de haber tenido una existencia anterior, como los refranes, y, en realidad, existe un verso de una canción popular francesa de hacia 1700, que dice Cest lamour, lamour, qui fait le monde á la ronde, que se traduce por la expresión de la Duquesa.

Si retrocedemos aún más en el tiempo, llegamos al último verso de La divina comedia de Dante, que contiene la frase Lamor che move u sole e l’altre stelIe (El amor hace girar el sol y las Otras estrellas). Esto se refiere al movimiento general más que a la mera rotación sobre un eje, pero sirve. Y verán que por «amor» no queremos decir ese sentido del afecto romántico humano en que la mayoría de nosotros pensamos cuando se emplea la palabra. Más bien, Dante se está refiriendo a ese atributo de Dios que muestra su preocupación por la Humanidad y mantiene el Universo en funcionamiento para nuestro bien y nuestra comodidad.

Esto, a su vez, debió, al menos en parte, de inspirarse en un antiguo proverbio latino que data, supongo, de la época romana:

Amor mundum fecit (El amor hizo el mundo).

Y de aquí retrocedemos a las cosmogonías místicas de los griegos. Según lo que sabemos de las doctrinas incluidas en los misterios orificios, el Universo comenzó cuando la noche (es decir, el caos primitivo) formó un huevo, del que salió Eros (el amor divino), y fue ese amor divino el que creó la Tierra, el cielo, el Sol y la Luna, y lo puso todo en movimiento.

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 período 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 2000 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 más 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 2000 veces por segundo— se haría añicos.

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

La respuesta razonable es que gira con tanta rapidez porque es totalmente nuevo. Cuando se descubrió el púlsar de la Nebulosa del Cangrejo y se vio que rotaba sobre su eje 30,2 veces por segundo después de una vida de 930 años, los astrónomos calcularon hacia atrás y estimaron que podía haber estado girando 1000 veces por segundo en el momento de su formación.

Pues bien, si el Púlsar Milisegundo gira 642 veces por segundo ahora debió formarse hace sólo un siglo o menos. Y si fue así, eso lo explicaría todo.

Pero ¿cómo puede ser tan joven? Si fuera tan joven, debería haber existido una brillante supernova a sólo 2000 parsecs de distancia, en la constelación de Vulpecula, hace un siglo o menos, que marcara su nacimiento; y en ese caso, ¿no se habría descubierto esa supernova?

No se descubrió ninguna supernova.

Tal vez podríamos dar alguna tortuosa razón para explicar por qué no se halló tal supernova, pero, dejando esto aparte, no existe motivo que impida que los astrónomos miren el púlsar ahora. Y, naturalmente, lo han mirado.

De haber existido una supernova en el lugar del Púlsar Milisegundo en un pasado muy reciente, existirían ahora señales inconfundibles de esa explosión. La supernova de la Nebulosa del Cangrejo que tuvo lugar en el año 1054 dejó tras de sí una nube de polvo y gas en expansión que aun hoy es claramente visible. En realidad, la Nebulosa del Cangrejo es esa nube en expansión.

Así pues, en el lugar del Púlsar Milisegundo debería haber semejante nube en expansión de polvo y gas, mucho más pequeña que la Nebulosa del Cangrejo, naturalmente, dado que sería tan nueva, pero que sería mucho más activa.

No hay señales de nada parecido, y eso debe de significar que la supernova ocurrió hace tanto tiempo que la nube producida ya se ha dispersado y es imposible hallarla. Esto haría muy viejo al Púlsar Milisegundo.

Pero estamos recibiendo señales contradictorias. El giro ultrarrápido dice «muy joven», y la ausencia de nebulosa dice «bastante viejo». ¿Qué es lo correcto? ¿Cómo decidirlo?

Una forma consiste en determinar el índice de disminución de la velocidad de rotación. En el caso de todos los púlsares descubiertos antes de noviembre de 1982, la regla decía que cuanto más rápido es el giro, más rápido es el índice de disminución de la velocidad.

Por lo tanto, el Púlsar Milisegundo fue observado día a día y semana a semana, y el índice de rotación se midió cuidadosamente una y otra vez.

Los astrónomos estaban profundamente asombrados. El Púlsar Milisegundo estaba disminuyendo su velocidad en la proporción de 1,26 x 10^-19 segundos por segundo. Esto era un efecto de disminución de la velocidad mucho más pequeño que el de cualquier otro púlsar conocido, aunque el índice de giro fuese mucho más rápido que el de cualquiera de éstos. El índice de disminución de la velocidad del púlsar de la Nebulosa del Cangrejo es 3 000 000 de veces mayor que el del Púlsar Milisegundo, aunque el primero gira a menos del 5 por ciento de la velocidad de este último.

¿Y esto por qué? La creencia general es que el efecto de disminución de la velocidad surge a causa de la emisión energética de partículas y radiación por un púlsar contra la resistencia de su propio campo magnético enormemente intenso. Si el Púlsar Milisegundo disminuye su velocidad tan escasamente, debe de tener un campo magnético muy débil, y esto debería ser señal de un púlsar viejo. Y lo que es más, las mediciones parecen indicar que la temperatura superficial del Púlsar Milisegundo es de menos de 1 500 000 ºK, la cual es muy elevada según los niveles de una estrella ordinaria, pero bastante baja en comparación con los demás púlsares: otra señal de mucha edad.

Así pues, todas las pruebas menos una —la falta de una nebulosa, la baja temperatura, el débil campo magnético, el muy bajo índice de disminución de la velocidad de giro— parecen indicar que se trata de un púlsar viejo. En realidad, por su índice de disminución de la velocidad los astrónomos suponen que el Púlsar Milisegundo puede tener una edad de 500 millones de años (o tal vez más). Los púlsares ordinarios duran sólo de 10 a 100 millones de años antes de ir más despacio y debilitarse hasta el punto de que las pulsaciones no se puedan descubrir. El Púlsar Milisegundo es mucho más viejo de lo que se pensaba que era la vida máxima de un púlsar y, considerando su lento índice de pérdida energética, potencialmente puede vivir miles de millones de años más.

¿Pero esto por qué? En primer lugar, ¿por qué un púlsar viejo como éste giraría como si se tratase de uno recién nacido?

Hasta ahora, la mejor suposición es que el Púlsar Milisegundo, habiéndose formado hace mucho tiempo y habiendo reducido su velocidad y debilitado hasta no ser posible su descubrimiento (muchos millones de años antes que hubiese en la Tierra nadie para descubrirlo), de alguna forma se aceleró de nuevo en una época relativamente reciente.

Supongamos, por ejemplo, que originariamente, el púlsar formase parte de un sistema binario. Se conocen casos de sistemas binarios, en los que una o ambas estrellas es un púlsar, como ya mencioné al final del capitulo 4.

Algún tiempo después de que el púlsar hubiese envejecido y se hubiese apagado, la estrella normal que fue su compañera entró en el estado de gigante roja y se expandió. Las regiones exteriores de la nueva gigante roja inundaron la influencia gravitatoria del púlsar y formaron un «disco de acreción» de materia que se hallaba en órbita en tomo del púlsar.

Cuanto más débil el campo magnético del púlsar, más cerca estaría el disco de acreción del púlsar, y más rápido se movería el material en órbita bajo el azote gravitatorio de la pequeña estrella.

En su borde interior, el material del disco de acreción giraría en torno del púlsar más de prisa de lo que el lento y viejo púlsar estaría girando alrededor de su propio eje. El resultado sería que el momento angular pasaría del disco de acreción al púlsar. El púlsar aceleraría su giro y el disco de acreción reduciría su velocidad.

A medida que la materia del disco de acreción redujera su velocidad, formaría una espiral interior hacia el púlsar y se aceleraría de nuevo, transfiriendo una vez más momento angular al púlsar. Con el tiempo, el material giraría hacia abajo en espiral en el púlsar, mientras el nuevo material entraría en el borde exterior del disco de acreción de la estrella compañera. Con el tiempo, buena parte de la materia de la estrella compañera se habría derramado sobre el púlsar y el viejo púlsar habría aumentado su índice de giro hasta la gama de los milisegundos. Finalmente, la compañera habría desaparecido o tendría una masa demasiado pequeña para no poder mantener sus fuegos nucleares, pasando a ser una enana negra, es decir, en realidad, un planeta grande.

La lenta adición de la materia de la estrella compañera al púlsar no restituiría su juventud. El púlsar seguiría careciendo de nebulosa; seguiría estando frío y poseyendo un campo magnético débil; y puesto que tendría un campo magnético débil, seguiría teniendo un índice de reducción de la velocidad de giro muy lento. Pero tendría un giro muy rápido, como cuando era joven.

Si esta sugerencia es correcta, aunque algunos astrónomos la han combatido con fuerza, tampoco se trataría de un caso muy raro. Los sistemas binarios son en extremo comunes, más comunes que las estrellas sencillas como nuestro Sol. Esto significa que la mayoría de las supernovas formarían parte de sistemas binarios, y los púlsares resultantes, con frecuencia, tendrían una estrella normal como compañera. Y si un sistema binario incluye un púlsar, de vez en cuando la estrella normal evolucionaría de tal forma que se inmolaría y aceleraría el púlsar. Por esta razón, una atenta búsqueda en el firmamento podría descubrir otros púlsares viejos pero muy rápidos, tal vez incluso docenas de ellos.

Aún queda un asunto interesante.

El Púlsar Milisegundo tiene un período de rotación que es el intervalo de tiempo más delicadamente medido que conocemos. El período de rotación ha sido medido hasta la trillonésima de segundo (quince decimales), y con el tiempo aún seremos capaces de mejorarlo.

Otros púlsares son también buenos relojes, pero se hallan sujetos a períodos pequeños, cambios repentinos en el índice de rotación, que pueden surgir por cambios internos en la estructura del púlsar, o por la llegada de una cantidad considerable de materia exterior. Esto introduce una imprevisible inexactitud en el reloj púlsar ordinario. Por alguna razón, parece que no existen estos cambios en el Púlsar Milisegundo.

Con toda seguridad, el índice del Púlsar Milisegundo no es constante. Reduce su velocidad de modo perceptible. Cada 9 1/4 días su índice de giro se hace una trillonésima de segundo más largo. Esto realmente no es mucho, puesto que se necesitarían 2,5 millones de años para que su giro se hiciese una milmillonésima de segundo más largo si esta reducción de velocidad permaneciese constante.

¿Para qué sirve un reloj así?

Tomemos un ejemplo: el Púlsar Milisegundo puede emplearse para medir el paso de la Tierra en torno del Sol. Las irregularidades en esa travesía —los pequeños adelantos y los pequeños retrasos en relación con la posición teórica, si la Tierra y el Sol estuviesen solos— en el Universo podrían medirse con más exactitud que nunca.

Esos desplazamientos serían debidos, en gran parte, a las perturbaciones producidas en la Tierra por otros planetas. A su vez, dichas perturbaciones dependerían de la masa de esos planetas y de sus cambiantes posiciones con el tiempo.

Conociendo las posiciones de los planetas por medio de la observación directa, y con mayor precisión que nunca gracias al reloj del Púlsar Milisegundo, seríamos capaces de calcular la masa de los distintos planetas con un elevado grado de exactitud, mucho mayor de lo que hasta ahora ha sido posible, especialmente la de los planetas más exteriores, como Urano y Neptuno.

Y es del todo concebible que puedan aparecer otras aplicaciones aún más cercanas a nuestro hogar, también.