La astrofísica es, en principio, la ciencia de lo gigantesco y extremo, pues estudia el fundamento físico que hace funcionar a objetos de escalas astronómicas. Estrellas millones de veces más masivas que nuestro planeta (que ya es de por sí inconcebiblemente grande en comparación con los objetos a los que estamos acostumbrados en nuestro día a día) y objetos del tamaño de ciudades pero con la densidad de un núcleo atómico son sus sujetos de estudio. Y a pesar de tratar con este tipo de objetos, en su formulación y comprensión juega un papel fundamental la física de lo más pequeño, la física de partículas, que estudia todo aquello más pequeño que un átomo. Las propiedades concretas del núcleo de hidrógeno y del de helio dictaminan cómo tendrá lugar exactamente la fusión nuclear que hace brillar a cada estrella del universo.
También la física de partículas, y concretamente uno de los principios más básicos de la mecánica cuántica que la subyace, explican cómo objetos extremos como las enanas blancas o las estrellas de neutrones son capaces de soportar la intensa gravedad generada por la concentración de tal cantidad de masa en un volumen tan pequeño.
Tanto enanas blancas como estrellas de neutrones son lo que queda tras la muerte de una estrella, aunque el objeto final dependerá, en principio, de la masa de la estrella original. Para las estrellas de masa baja, menos de unas 8 veces la masa del Sol, se formará un denso núcleo de helio que irá creciendo a lo largo de miles de millones de años, mientras la estrella agota su combustible de hidrógeno en la secuencia principal. Este núcleo denso de helio, o de elementos más pesados si la estrella tiene suficiente masa como para que empiece la fusión del propio helio, quedará atrás cuando las capas externas de la estrella sean expulsadas en forma de nebulosa planetaria, formando una enana blanca.
Las estrellas de neutrones por otro lado empiezan como algo similar a una enana blanca que todavía reside en el interior de su estrella, normalmente en estrellas con más de 8 veces la masa del Sol. En estas estrellas se forman elementos más pesados que el helio, como el carbono, oxígeno e incluso hierro y níquel. Cuando se agota el combustible nuclear y desaparece la presión que soportaba la estrella en contra de la gravedad la estrella colapsa, superando la gravedad a aquello que mantenía a las enanas blancas más ligeras, transformando toda la materia en neutrones y creando una estrella de neutrones, mucho más compacta.
Pero ¿qué es esa fuerza que mantiene a estos objetos “a flote”? Nada más y nada menos que el principio de exclusión de Pauli, uno de los principios más importantes de la mecánica cuántica. Este principio fue formulado en 1925 por Wolfgang Pauli para el caso de los electrones, aunque más tarde se vio que podía deducirse de un resultado todavía más fundamental, el teorema espín-estadística, que afectaba a todos los fermiones y no solo a los electrones. Este principio de exclusión nos dice que dos partículas idénticas con espín semientero no pueden ocupar el mismo estado cuántico de un determinado sistema. Sería la noción cuántica (y más rigurosa) de que dos partículas no pueden estar en el mismo sitio a la vez. Cuando Pauli lo formuló él hablaba principalmente de los electrones en un átomo. Éstos se disponen en orbitales, diferentes capas alrededor del núcleo atómico que corresponden a diferentes niveles energéticos. Este principio dice por tanto que dos electrones idénticos no podrán ocupar el mismo orbital y que aquellos que parezcan hacerlo deberán tener alguna característica (los conocidos como números cuánticos) diferente. En este caso era el espín lo que difería.
En el caso de las enanas blancas este principio significará que los electrones y por tanto la materia que forman, no podrá comprimirse a partir de cierto punto, pues si la comprimimos más los electrones estarán ocupando el mismo estado cuántico dentro del sistema que es la enana blanca. Básicamente al no poder estar dos o más de estos electrones “en el mismo sitio al mismo tiempo”, habrá un límite a cuánto puedan ser comprimidos. En el caso de la estrella de neutrones, la física encuentra una forma de saltarse este límite. Aquí la gravedad es tal, que electrones y protones ven favorable energéticamente interaccionar para formar un neutrón. Los neutrones también sentirán este principio de exclusión pero para ellos el rango será menor, por lo que será posible comprimirlos más que en el caso de los electrones. Sin embargo, esto solo sería capaz de soportar la gravedad de una estrella de neutrones de hasta 0’7 veces la masa del Sol y en el caso de las estrellas mayores los efectos de la repulsión nuclear entre neutrones contribuyen cada vez más a la estabilidad de estas estrellas. No es hasta que se supera una masa de unas 2 veces la masa del Sol, que estos objetos no tienen mecanismo físico posible para soportar el tirón gravitatorio, comprimiéndose hasta formar un agujero negro.
Esto significa que los neutrones de una estrella de neutrones, como ocurría con los electrones y protones de una enana blanca, deberán transformarse en otro tipo de materia durante el colapso gravitatorio hasta que acaben teniendo las propiedades de lo que sea que habite en el interior de un agujero negro.
Referencias:
- Lieb, E. H.; Loss, M.; Solovej, J. P. (1995). "Stability of Matter in Magnetic Fields". Physical Review Letters. 75, doi:10.1103/PhysRevLett.75.985
- Eric Chaisson, Stephen McMillan, 2017, Astronomy Today, Prentice Hall
