El destino final de las estrellas

En la primera mitad del siglo XX dos jóvenes e inexpertos físicos, uno indio Subrahmanyan Chandrasekhar y otro norteamericano Robert Oppenheimer, nos abrieron el camino para entender el destino final de las estrellas, de la mano del principio de exclusión de Pauli y de la relatividad general de Einstein. En muchas ocasiones es la frescura de los jóvenes talentos la que abre las puertas de un conocimiento que eminencias, mucho más experimentadas, se empeñan en cerrar.

Formación de una estrella:


Una estrella se forma cuando una gran cantidad de gas, fundamentalmente hidrógeno, empieza a colapsar sobre sí mismo debido a su atracción gravitatoria. A medida que el gas se contrae, los átomos colisionan entre sí cada vez con más frecuencia y a velocidades cada vez mayores por lo que el gas se calienta. Con el tiempo estará tan caliente que cuando los átomos de hidrógeno colisionen ya no rebotarán unos en otros, sino que en su lugar se fusionarán para formar átomos de helio. El calor liberado en esta reacción, que es similar a una bomba de hidrógeno controlada, es lo que hace que brillen las estrellas. Este calor incrementa la presión del gas hasta que es capaz de contrarrestar la atracción gravitatoria, y el gas deja de contraerse, manteniéndose en equilibrio mientras quede combustible nuclear.

Lo curioso es que cuanto más combustible tiene la estrella inicialmente, antes se agota, pues debe estar más caliente para equilibrar su atracción gravitatoria que es mayor por ser tener más masa (la masa es practicamente todo su combustible nuclear). Y cuanto más caliente esté, con más rapidez consumirá su combustible. Cuando la estrella agote su combustible, empezará a enfriarse, y con ello a contraerse. Hasta finales de la década de 1920 no se empezó a entender lo que ocurriría a partir de entonces.

Subrahmanyan Chandrasekhar:

Como ocurre en muchas ocasiones tiene que aparecer un joven e inexperto talento para abrir un nuevo camino hacia la solución del problema. En nuestro caso fue un estudiante de licenciatura indio llamado Subrahmanyan Chandrasekhar, que en 1928 partió en barco hacia Inglatella para estudiar en Cambridge con el astrónomo británico sir Arthur Eddington, además experto en relatividad general. Precisamente, durante su viaje desde la India, Chandrasekhar calculó qué tamaño podría tener una estrella y seguir manteniéndose contra su propia gravedad una vez que hubiese consumido todo su combustible.

La cuestión era por una parte la fuerza gravitatoria, que tiende a colapsar a la estrella bajo su propio peso, y por otra la repulsión que puede proporcionar el principio de exclusión de Pauli, que dice que dos partículas materiales no pueden tener la misma posición y la misma velocidad. Cuando la fuerza gravitatoria tiende a apretujar a las partículas materiales en un mismo punto (singularidad), el principio de exclusión lo impide. Pero Chandrasekhar advirtió un límite para la repulsión de este principio, basándose en la teoría de la relatividad, y calculó que una estrella fría con una masa de aproximadamente una vez y media la masa del Sol no podría mantenerse contra su propia gravedad. Esta masa se conoce como el límite de Chandrasekhar.

Consecuencias para el destino final de las estrellas:


Si la masa de una estrella es menor que el límite, con el tiempo puede dejar de contraerse y se asentará en un posible estado final como una enana blanca con un radio de unos pocos miles de kilómetros y una densidad de cientos de toneladas por centímetro cúbico. Se pueden observar un gran número de dichas estrellas, una de ellas es la que orbita en torno a Sirio, la estrella más brillante en el cielo nocturno.


Otro posible estado final para una estrella cercana a la masa crítica, pero mucho más pequeña incluso que la enana blanca, son las llamadas estrellas de neutrones, que se mantendrían por la repulsión derivada del principio de exclusión entre neutrones y protones.

En las estrellas con masas superiores al límite, Chandrasekhar había demostrado que el principio de exclusión de Pauli no podía detener el colapso gravitatorio (agujero negro), pero en aquel momento tanto a Eddington como al propio Einstein les horrorizaban las consecuencias que se deducían de aquello: una estrella colapsada hasta quedar reducida a un punto.

Robert Oppenheimer:

Fue otro joven, el norteamericano Robert Oppenheimer, el primero en entender en 1939 lo que ocurriría en el momento del colapso, según la relatividad general:

Cuando la estrella se contrae, el campo gravitatorio en su superficie se hace más intenso y la luz se curva más hacia dentro. Esto hace más difícil que la luz de la estrella escape, y parece cada vez más ténue y más roja para un observador distante. Cuando el campo gravitatorio se hace tan intenso que curva hacia dentro los rayos de luz, esta ya no puede escapar, y según la teoría de la relatividad, nada puede viajar más rápido que la luz, por lo que todo es retenido por el campo gravitatorio. De este modo, hay un conjunto de sucesos, una región del espacio-tiempo, de la que no es posible escapar. Esta región es lo que llamamos un agujero negro, y su frontera se denomina el horizonte de sucesos.


Entre 1965 y 1979, Roger Penrose y Stephen Hawking demostraron que, según la relatividad general, debe haber una singularidad de densidad infinita dentro de un agujero negro. Algo muy parecido al Big Bang en el comienzo del tiempo, salvo que ahora habría un final del tiempo para toda la materia que colapsa en el agujero. En la singularidad, las leyes de la ciencia y nuestra capacidad para predecir el futuro dejarían de ser válidas.






Stephen Hawking. " La teoría del todo", El origen y el destino del Universo. Debate. Barcelona, 2007.