Formación de estrellas - El límite de Chandrasekhar

Las estrellas se forman a partir de grandes concentraciones de gas, principalmente hidrógeno, por efectos gravitatorios los átomos que conforman estos gases empezarán a colapsar unos contra otros contrayéndose y generando un calentamiento del gas, el calor poco a poco se incrementará llegando a generarse reacciones importantes entre los átomos (transformación de moléculas de Hidrógeno en Helio). Estas reacciones provocan emanaciones de energía altísimas que le dan a las estrellas la luminosidad característica. Todo esto ocurre hasta un momento en que los átomos llegan a alcanzar un equilibrio a partir del cual dejan de contraerse. El Sol se encuentra en estos momentos en este equilibrio, en el que no existe ningun tipo de contracción por parte de sus componentes.

Ahora bien, durante el período de tiempo que toma el proceso de contracción de los átomos la estrella sigue acumulando más gases y crece en tamaño, este tamaño fue estudiado por Subrahmanyan Chandrasekhar, quien indicó el tamaño máximo que una estrella puede alcanzar antes de llegar a consumir todo su combustible natural. Chandrasekhar descubrió el límite al cual una estrella puede crecer de manera que su masa pueda llegar a ser tal que la estrella llegue al límite de soporte de su gravedad. (Esto puede resultar un poco complicado de explicar así que tómalo con calma). ¿Qué significa lo anterior? que si la estrella es muy grande su gravedad podría provocar que esta "se derrumbe sobre sí misma" (para entenderlo piensa en un huevo cayendo a 400 metros de profundidad bajo el mar, lo que sucedería es que el huevo se rompería por efecto de la presión del agua la cual se ejerce de manera perpendicular sobre la superficie del huevo antes de caer al fondo del mar).

Bueno, sucede entonces que este señor Chandrasekhar calculó matemáticamente que la masa crítica de una estrella sería igual a 1,5 veces la masa del sol a ésta masa se le denomina el límite de Chandrasekhar, por debajo de éste límite encontramos a las enanas blancas y las estrellas de neutrones mientras que por encima de ese límite... bueno no fue hasta 1939 que se logró explicar que sucedería con una estrella con una masa mayor a la del límite de Chandrasekhar, esa estrella poseería un campo gravitatorio tan fuerte que los rayos de luz emanados de la estrella empiezan a irradiarse hacia la superficie (como un boomerang), poco a poco los rayos de luz se inclinan con mayor fuerza hacia la misma estrella de la cual emanan. A lo lejos un observador contemplará como la estrella pierde luminosidad tornándose roja (un efecto parecido a cuando las baterías de una lámpara se van acabando de a pocos), Cuando la estrella llegue a alcanzar un radio crítico el campo gravitatorio crecerá de manera exponencial llegando finalmente a atrapar a la misma luz dentro de ella.

En este instante el agujero negro ha sido creado y su presencia sólo puede ser notada por la emisión de rayos X que provoca.

Pero, ¿que pasa con las estrellas que no explotan o con las capas interiores de las supernovas?.

Lo que ocurra depende de la masa inicial de la estrella (en resumen todo depende de la masa de la estrella). Si es del orden de la del Sol, digamos hasta un 140% de esta masa (límite de Chandrasekhar), la estrella continuará encogiéndose, los átomos comenzarán a acercarse aumentando la densidad de la materia que la forma, la disminución de volumen provocará un aumento de temperatura y presión que mantendrá a la estrella brillando durante un tiempo convirtiéndose en una "enana blanca". Una estrella así es de tamaño planetario y la fuerza de gravedad es contrarrestada por las fuerzas entre electrones (principio de exclusión de Pauli). A la larga el fuego nuclear se enfría, ya no puede irradiar luz y se convierte en una "enana negra". Si la masa inicial es de hasta dos masas solares, la fuerza de gravedad será igualmente superior, tan grande que vencerá a las fuerzas entre electrones provocando que estos se fusionen con los protones de los núcleos atómicos formando neutrones, serán las fuerzas entre neutrones las que contengan esta vez a la gravedad, creando lo que se conoce como "estrella de neutrones". Una estrella así es del tamaño de un asteroide (10 o 20 km de diámetro), y se piensa que los llamados "pulsares" (fuentes de ondas de radio que emiten con períodos muy definidos) podrían ser objetos de este tipo. Por último es posible que para una estrella de masa aun mayor ni siquiera las fuerzas entre neutrones sean suficientes para contrarrestar la gravedad. La estrella podría desaparecer (¿quien no ha visto uno de esos dibujos animados donde una aspiradora termina aspirándose a si misma?) por alcanzar su radio de Schwarzschild, la densidad tendería a ser infinita (se crearía lo que técnicamente se llama una "singularidad"), de algún modo el espacio que la circunda se plegaría tragándosela y dejando en su lugar un agujero negro (Figura 1). El limite teórico que separa el interior del exterior del agujero negro se llama "horizonte eventual" (el nombre de la nave de la película homónima: "Event Horizon"). Cualquier cosa que atraviese el horizonte eventual no vuelve a salir y es incorporada a la masa del agujero negro. De manera que la masa de un agujero negro siempre aumenta.

En la agonía se observa que ya no hay entonces reacciones ni liberación de energía, y nada compensa el empuje gravitacional que evite la contracción final.

Si el cadáver estelar tiene menos que 1,44 veces la masa del Sol, los restos de hierro continúan contrayéndose hasta enfriarse y quedar inerte rondando por el espacio. A este fósil lo conocemos como estrellas enanas blancas. Cuando ésta ya ha consumido todo el resto de combustible nuclear remanente del acto final, pasa a ser un cuerpo invisible en el espacio, una enana negra.

Ahora, si los restos después del desplome como gigante roja supera 1,44 veces la masa del Sol, la contracción continúa más allá de la enana blanca gracias a la gravedad, en un proceso acelerado que termina desarrollando una monumental explosión, la supernova. Enormes cantidades de materia incluidos elementos pesados que se formaron en la etapa en que el centro de la estrella se contraía son eyectados hacia el espacio exterior.

Se piensa que los restos fósiles de una supernova es generalmente una estrella de neutrones. Un púlsar en el centro de la Nebulosa del Cangrejo hoy se identifica con el núcleo de la supernova de 1054. Pero algo más queda por relatar en la descripción del acto mortuorio de las estrellas gigantes. Si después de todo el drama aún persiste una masa de la estrella por sobre dos a tres veces la del Sol, la contracción continúa y continúa formándose ese sorprendente objeto que es el «agujero negro», del cual ni la luz escapa.

Podemos resumir que el destino final de una estrella se guía por lo que se llama límite de Chandrasekhar de 1,44 M (1,44 masas solares). Después de la fase de gigante roja, la mayoría de estrellas se habrán escogido por debajo de este límite, convirtiéndose en enanas blancas. Las estrellas que empiezan su vida con alrededor de seis veces la masa del Sol conservarán suficiente materia en su vejez para seguir por encima del límite divisorio. Aunque su destino aún está en discusión, los astrofísicos saben que al menos algunas de ellas, demasiado masivas para pasar tranquilamente su senilibidad, mueren rápida y violentamente en espectaculares explosiones conocidas como supernovas.

¿Y qué pasará con nuestro Sol? Bueno, correrá la misma suerte. En unos miles de millones de años más su cubierta gaseosa se empezará a expandir, hasta que los gases calientes nos envuelvan, mucho tiempo después que los hielos polares se derritieron y los océanos se evaporaron. En su camino hacia la gigante roja, mientras el centro del Sol se transforma en una probable enana blanca, la vida en el planeta, en su forma actual ya no será posible. Es probable que, para entonces, la raza humana haya asentado sus raíces en otro sistema planetario con otro sol, en el cual, con absoluta seguridad, el drama igual se repetirá.