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La muerte de las estrellas

Resumen: Una estrella es una gigantesca masa de gas incandescente que brilla porque en su centro se producen reacciones de fusión nuclear. La temperatura en el centro de una estrella puede alcanzar decenas de millones de grados. (El cero de esta escala es el cero absoluto (- 273,16ºC).Para pasar de grados Kelvin ('K) a grados centígrados o Celsius ('C), hay que restar 273.16 grados).

Publicación enviada por ilustrados




 


Lasestrellas, como todos los cuerpos materiales del Universo, están constituidaspor átomos

Unátomo consta de un núcleo, con carga eléctrica positiva, rodeado deelectrones, con cargas eléctricas negativas. A su vez, un núcleo atómico estáformado por dos tipos de partículas: protones, cargados positivamente, yneutrones, sin carga.

Elcalor es una manifestación macroscópica del movimiento de los átomos.Mientras más caliente está un cuerpo, sus átomos se mueven más rápido,chocando continuamente entre sí. Si la temperatura es muy alta, los átomosllegan a "sacudirse" de algunos o de todos sus electrones: se forma,entonces, una mezcla de núcleos atómicos y de electrones libres.

 

Unaestrella es una gigantesca masa de gas incandescente que brilla porque en sucentro se producen reacciones de fusión nuclear. La temperatura en el centro deuna estrella puede alcanzar decenas de millones de grados. (El cero de esta escala es el cero absoluto (- 273,16ºC).Para pasar degrados Kelvin ('K) a grados centígrados o Celsius ('C), hay que restar 273.16grados). A tales temperaturas, los núcleos, desprovistos de electrones, chocantan violentamente unos con otros que llegan a fusionarse entre sí. Al principioson los núcleos de hidrógeno los que se fusionan para producir núcleos dehelio. Como vimos en el capítulo anterior, la masa del núcleo de helio esligeramente inferior a la masa de sus constituyentes por separado, y ladiferencia se libera en forma de energía. Este proceso genera la energía queradia una estrella -el Sol, Por ejemplo- en forma de luz y calor.

Enla plenitud de su vida, una estrella se mantiene en equilibrio gracias albalance muy preciso entre dos fuerzas que actúan sobre ella: la fuerza deatracción gravitacional entre las diversas partes de la estrella, y la fuerzade presión de la materia incandescente. La primera fuerza tiende a contraer ala estrella y la segunda a expanderla (recordemos que un gas, al calentarse, seexpande aumentando su presión). En la mayoría de las estrellas, el equilibrioentre estas dos fuerzas puede durar miles de millones de años. Los astrónomoshan calculado que el Sol nació hace unos cinco mil millones de años y seguirábrillando, en la forma en que lo hace actualmente, durante otro lapso semejantede tiempo.

Elcombustible nuclear de una estrella no puede durar eternamente. Cuando todo elhidrógeno del centro de la estrella se ha transformado en helio, pueden sucederotras reacciones nucleares en las que estén involucrados otros elementos químicos.Así, si la temperatura en el centro de la estrella alcanza unos doscientosmillones de grados, los núcleos de helio se fusionan entre sí y producen núcleosde oxígeno y carbono. Si aumenta aún mas la temperatura, el carbono setrasmuta en oxígeno, neón, sodio y magnesio, y así sucesivamente. Si latemperatura central alcanza unos 3 000 millones de grados, se pueden formartodos los núcleos atómicos que no sean más pesados que el hierro, pues loselementos más pesados que éste no pueden fusionarse liberando energía, asíque la fusión nuclear en una estrella se termina definitivamente cuando sóloqueda hierro en su centro. De hecho, en la mayoría de las estrellas, la fusiónnuclear termina mucho antes, pues sólo las estrellas más masivas son losuficientemente calientes como para producir hierro.

Laevolución final de una estrella es un proceso bastante complicado, en el quefases de expansión, equilibrio y compresión pueden alternarse varias veces amedida que la estrella quema diversos tipos de combustible nuclear en su centro.Relacionadas con las etapas evolutivas de la estrella, se produceninestabilidades que originan desde la expansión de las capas gaseosas másexternas, hasta la eyecci0n violenta de grandes cantidades de materia estelar alespacio. En cualquier caso, al envejecer, las estrellas arrojan al espacio unafracción importante de sus masas, con lo que enriquecen de gas el mediointerestelar. De ese gas se forman nuevas estrellas, en un proceso que se repitedesde hace miles de millones de años.

Notodas las estrellas viven y mueren de la misma manera; el parámetro fundamentalque determina la evolución de una estrella es su masa. La masa de nuestro Soles aproximadamente 2 X 1030 Kg. (es decir, 2 seguido de 30 ceros). ElSol es una estrella de un tipo bastante común. La masa de las estrellas puedevariar en un rango muy amplio; desde una centésima hasta cien veces la masa delSol. Una estrella no puede tener menos de una centésima de la masa solar porquela temperatura en su centro sería insuficiente para encender las reaccionesnucleares; y una estrella cien veces más masiva que el Sol sería sumamenteinestable y se desbarataría rápidamente.

Porsupuesto, las estrellas más masivas disponen de mas materia para liberar energíay, por lo tanto, brillan más que las poco masivas. Sin embargo, mientras másmasiva es una estrella, menos tiempo brilla, porque consume su combustiblenuclear mucho mas rápidamente que una estrella poco masiva. Los astrofísicoshan calculado que las estrellas más masivas derrochan toda su energía en unascuantas decenas de miles de años, mientras que una estrella como el Sol puedebrillar tranquilamente durante 10 000 millones de años.

Enla actualidad, la mayoría de los astrónomos piensa que las estrellas se formana partir de condensaciones en las gigantescas, nubes de gas que se observan enla galaxia. Por otra parte, hay que recordar que, según las teorías cosmológicasmas aceptadas, el Universo mismo nació hace unos 15 mil millones de años, yque la edad de nuestra galaxia -de la que forma parte el Sol y todas lasestrellas que observamos- es muy cercana a la del Universo.* Ahora bien, se hacalculado que las estrellas cuya masa es inferior a unas 0.7 veces la masa delSol pueden vivir por mas de 15 mil millones de años, mientras que, como ya señalamos,las más masivas apenas viven unas cuantas decenas de miles de años. Enconsecuencia, podemos afirmar con certeza que deben existir en nuestra galaxiamuchísimos restos de estrellas más masivas que 0.7 masas solares, que yadejaron de brillar o están en las últimas etapas de su evolución. Es aquídonde surge la pregunta: ¿qué aspecto tienen estas estrellas que dejaron debrillar? Dependiendo de la masa de la estrella, o lo que queda de ella, su finpuede tomar tres formas distintas: enana blanca, estrella de neutrones y hoyonegro.

 

ENANASBLANCAS

Aprincipios de los años veinte, los astrónomos habían descubierto tresestrellas de muy baja luminosidad y de un color claramente blanco. La másnotable era una pequeña, visible sólo con telescopio, que giraba alrededor deSirio, la estrella más brillante del firmamento. A partir del periodo derevolución de esta estrella alrededor de Sirio, los astrónomos calcularon quela masa de la pequeña compañera no excedía una masa solar, pero otrasobservaciones indicaron que su radio era de unos 20 000 kilómetros (apenas eltriple del radio terrestre), un tamaño inusitadamente pequeño para unaestrella. Estos valores de la masa y el radio implicaban que la compañera deSirio debía ser un cuerpo extremadamente compacto: una cucharada de su materiapesaría cerca de 100 kilogramos.

Losastrofísicos dedujeron correctamente que las estrellas de este tipo, a las quebautizaron "enanas blancas", se encuentran en la etapa final de suevolución. Al agotar una estrella su combustible nuclear, la presión internano puede contrarrestar su propia fuerza gravitacional y la estrella se contraehasta alcanzar una nueva configuración de equilibrio, en la que la materiaadquiere características completamente nuevas, determinadas por las leyes de lamecánica cuántica que rigen el mundo atómico. A continuación, abriremos unparéntesis para describir este estado de la materia.

Pocodespués del surgimiento de la mecánica cuántica, el físico suizo WolfgangPauli descubrió una ley fundamental de la naturaleza que prohíbe a dos o máselectrones ocupar el mismo lugar con las mismas características. En mecánicacuántica, la posición y la velocidad de una partícula no pueden determinarsecon una precisión absoluta (Más precisamente, si x es la incertidumbre en la posición y v la incertidumbre en lavelocidad, entonces, para una partícula de masa m, se tiene necesariamente x.v> h/m, donde h es la constante de Planck; (éste es el principio deincertidumbre de Heisenberg). En consecuencia, dos electrones que se encuentrensuficientemente cerca y posean la misma velocidad serían indistinguibles. Sinembargo, el llamado principio de exclusión de Pauli prohíbe que una situaciónasí ocurra en la naturaleza: si dos electrones llegan a ocupar una misma posición,sus velocidades deben ser distintas, siendo la diferencia entre las velocidadesnecesariamente mayor que un cierto valor  (Esevalor es h/(m.x); ver la nota anterior. Para no complicar la exposición, noconsideramos la orientación del espín de los electrones). Gracias al principiode exclusión, la materia no puede comprimirse arbitrariamente, porque loselectrones de los átomos lo impiden.

 

Enel caso de una enana blanca, la materia está tan comprimida que los núcleos atómicosse "pegan" entre, sí, formando una especie de red cristalina, y loselectrones se mueven libremente a través de esa configuración de núcleos,formando a su vez un "gas de electrones". Si la densidad de la materia es suficientemente alta, los electrones seenciman y, por el principio de exclusión, adquieren velocidades diferentes, ycada vez mas altas, para poder ocupar un mismo volumen. La situación essemejante a la de una caja llena con un número fijo de canicas; si la caja essuficientemente grande, las canicas se esparcen en su fondo; pero si se contraenlas paredes de la caja, las canicas se amontonan unas encima de las otras,porque obedecen un "principio de exclusión": dos canicas no puedenestar en el mismo lugar y a la misma altura dentro de la caja. En el caso de lasestrellas, el equivalente de la caja que se contrae es la estrella que reduce sutamaño, las canicas corresponden a los electrones, y la altura sobre el fondode la caja equivale a la velocidad de los electrones.

Losfísicos llaman "electrones degenerados" a aquellos que adquieren suvelocidad gracias al principio de exclusión de Pauli, por medio del mecanismoque hemos descrito. El punto fundamental es que un gas de electrones degeneradostiene propiedades muy distintas a las de la materia común. En particular, lapresión y la densidad están relacionadas entre sí en forma distinta a la queocurre en los gases normales.

En192 6, el astrofísico inglés Ralph H. Fowler calculó la configuración deequilibrio de una estrella en la que la presi0n interna es producida por ladegeneración de los electrones, y no por el calor central como en las estrellasordinarias. Fowler encontró que la presión de los electrones degeneradossiempre era suficiente para detener definitivamente la contraccióngravitacional de las estrellas. El problema del estado último de las estrellasparecía resuelto: todas terminan su evolución como enanas blancas, brillando débilmentecon lo poco que les queda de su calor inicial -como ceniza que se apagalentamente-; al irse agotando ese último calor, la enana blanca se vuelve"enana roja" y finalmente "enana negra": un cuerpototalmente apagado, comparable en tamaño a un planeta. Inciden talmente, estosno son los cuerpos oscuros de Laplace; un cálculo simple muestra que lavelocidad de escape de la superficie de una "enana negra" es de unoscuantos miles de kilómetros por segundo, cien veces inferior a la velocidad dela luz.

Talera la situación en 1930 cuando Subrahmanyan Chandrasekhar, en esa época unjoven estudiante indio, se dio cuenta de que, en las condiciones de las enanasblancas, los electrones degenerados alcanzan velocidades cercanas a la de laluz. Eso implicaba que habla que tomar en cuenta los efectos nuevos predichospor la teoría de la relatividad y que no habían sido considerados por losastrofísicos hasta entonces. Chandrasekhar reviso los cálculos de susantecesores y encontró una relación entre la presión y la densidad de un gasde electrones degenerados distinta de la que Fowler había usado. A partir deesa relación resolvió el problema del equilibrio de una enana blanca y encontróun hecho sorprendente que no había sido descubiento hasta entonces: la presiónde los electrones degenerado, sólo puede detener el colapso gravitacional de laestrella si la masa de ésta es menor que un valor critico -conocido ahora comolímite de Chandrasekhar- que es de 1.5 veces la masa del Sol. Aquellasestrellas cuya masa excede este valor límite no pueden detener su colapsogravitacional y deben proseguir encogiéndose. Con una visión profética, elmismo Chandrasekhar concluyó: " ... no es posible avanzar en lacomprensi0n de la estructura estelar sin antes poder responder la siguientepregunta fundamental: dado un conjunto confinado de electrones y núcleos atómicos¿qué sucede si se comprime la materia indefinidamente?"

Empero,los resultados de Chandrasekhar fueron recibidos con gran escepticismo por lacomunidad científica. Los astrofísicos no podían imaginarse qué le sucede a,una estrella que se sigue comprimiendo más allá del estado de enana blanca,por lo que preferían soslayar la pregunta planteada por Chandrasekhar y seguirpensando que la enana blanca es la etapa final de todas las estrellas. Laactitud de Arthur Eddíngton, fundador de la astrofísica y maestro deChandrasekhar, es típica: a pesar de ser uno de los promotores mas entusiastasde la teoría de la relatividad, no pudo aceptar la idea de que los electronesdegenerados pudieran alcanzar velocidades cercanas a la de la luz, por lo queinventó varios posibles mecanismos físicos que lo pudieran evitar. Eddington,como muchos de sus colegas, no concebía que una estrella se siguieracontrayendo después de convertirse en una enana blanca: " ... ¡creo quedebe haber una ley de la naturaleza que impida que una estrella se comporte enforma tan absurda!" escribió en 1935.

Pasaronmás de dos décadas para que el trabajo de Chandrasekhar fuera aceptadoplenamente por la comunidad científica, y cinco décadas para que se leconcediera el premio Nóbel. En la actualidad se conocen cientos de enanasblancas; algunas de ellas se encuentran en sistemas dobles, lo que ha permitidodeterminar sus masas: ninguna excede el límite de Chandrasekhar.

Segúnlas teorías más recientes de la evolución estelar, una estrella cuya masa noexcede 6 u 8 veces la masa solar arroja al espacio, en las últimas etapas de suevolución, una gran parte de su materia, principalmente cuando se expande y sevuelve una gigante roja. A la larga, queda sólo la parte central y más densade la estrella, la cual se contrae hasta volverse una enana blanca.

 

ESTRELLASDE NEUTRONES

Quedabapendiente de responderse la pregunta planteada por Chandrasekhar: ¿qué pasacon una configuración de materia cuya masa excede la crítica? En el ejemploanterior de la caja llena de canicas, la contracción de las paredes conduciríacon el tiempo, a una situación en la que las canicas, sí no detienen lacompresión, se rompen y se pulverizan. ¿Puede algo semejante suceder con loselectrones?

 

Pocosmeses después de la publicación del trabajo de Chandrasekhar, el gran físicosoviético Lev Landau propuso que, cuando la densidad de la materia excede la deuna enana blanca, los electrones se ven forzados a fusionarse con los protones.Como resultado, predijo Landau, se llegaría a una nueva configuración deequilibrio, en la que la "densidad de la materia es tan alta que los núcleosatómicos en contacto forman un solo y gigantesco núcleo". Solo unos mesesdespués, en el mismo año de 1932, James Chadwick descubrió el neutrón lapartícula sin carga eléctrica que, junto con el protón, forma los núcleos atómicos.

 

Elproblema de la evolución estelar después de la etapa de enana blanca se aclarocon la aparición del neutrón. En una estrella cuya masa excede el límite deChandrasekhar, los electrones degenerados no pueden detener la compresión y seven forzados a fusionarse con los protones, formando neutrones. El resultado esuna estrella de neutrones, un cuerpo de sólo unas decenas de kilómetros deradio y tan denso como un núcleo atómico: una cucharada de la materia de estasestrellas pesa unos cien millones de toneladas.

 

Elconcepto de una estrella de neutrones apareció por primera vez en 1934, en unartículo de los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky sobre la naturaleza delas llamadas supernovas. Como mencionamos anteriormente, las supernovas soncuerpos estelares que aparecen súbitamente en el cielo, alcanzando un brillomuy superior al de cualquier estrella normal durante varias semanas, después delo cual se apagan paulatinamente.* Una famosa supernova ocurrió en 1054 y fueregistrada por los astrónomos chinos, según la crónica de La historia Sung.Las últimas que se observaron en nuestra propia galaxia tuvieron lugar en 1572y en 1604; en ambos casos la estrella era tan brillante que se podía observaren pleno día. A principios de 1987, apareció una supernova en la Nube Mayor deMagallanes, una pequeña galaxia irregular, vecina de la Vía Láctea, sólovisible desde el Hemisferio Sur.**

Alestallar como supernova, una estrella llega a brillar como diez mil millones deestrellas juntas, tanto como todas las estrellas de una galaxia ¿De dóndeproviene tal cantidad de energía? Baade y Zwicky llegaron a la conclusión deque la estrella debería transformar una fracción sustancial de la materia, ensu centro, en energía, según la fórmula de Einstein, E = MC2. Las capas másexternas de la estrella son arrojadas violentamente al espacio interestelar y dela parte central únicamente queda una estrella de neutrones.

Faltabadeterminar si una estrella de neutrones podía mantenerse en equilibrio encontra de su propia fuerza gravitacional. Al igual que los electrones, losneutrones (y los protones) también obedecen al principio de exclusión dePauli, por lo que, en una estrella de neutrones, se puede formar un gas deneutrones degenerados, cuya presión se opone a la fuerza gravitacional quetiende a contraer a la estrella. En 1939, J. Robert Oppenheimer (mejor conocidopor su contribución a la fabricación de la bomba atómica) y George M. Volkoffestudiaron las posibles configuraciones de equilibrio de una estrella deneutrones, repitiendo lo que había hecho unos años antes Chandrasekhar con lasenanas blancas. La situación era algo más complicada porque la atraccióngravitacional en la superficie de una estrella de neutrones debe ser tan intensaque la velocidad de escape es cercana a la de la luz, por lo que la físicanewtoniana deja de ser una buena aproximación. Oppenheimer y Volkoff optaronpor utilizar, desde el principio, la teoría de la relatividad general,combinada con la descripción física de un gas de neutrones degenerados. Elresultado que obtuvieron fue semejante al de Chandrasekhar: también para unaestrella de neutrones existe un límite superior de masa, que resultó un pocomenor que la masa del Sol. Si la masa de la estrella es superior a ese límite,entonces la presión de los neutrones degenerados no puede detener el colapsogravitacional. Todo indicaba que las estrellas muy masivas terminan sus vidas enuna forma "absurda---, en contra de lo que pensaba Eddington.

 

*No hay que confundir las supernovas con las novas, estas últimas también sonestrellas que aumentan su brillo súbitamente, pero no en la magnitud de unasupernova. Los dos fenómenos se deben a mecanismos muy distintos.

**En el momento de escribir estas líneas, la supernova se encontraba en el máximode su brillo y había despertado un enorme interés entre los astrónomos. Porprimera vez se ofrece la oportunidad de estudiar una supernova relativamentecercana (170 000 años luz) con técnicas modernas.

***Existen en la naturaleza dos tipos de partículas: los fermiones, asociados a lamateria (electrones, protones, neutrones, etc.) y los bosones, asociados a lasinteracciones entre la materia (fotones, mesones, etc.). Todos los fermionesobedecen al principio de exclusión de Pauli.

 

Durantelas tres décadas que siguieron a su presentación en la sociedad científica,la estrella de neutrones fue considerada un objeto fabuloso, producto de lamente de los teóricos, pero sin confirmación observacional. Sin embargo, lasituación cambió drásticamente a finales de 1967. En aquellos días, JocelynBell, una estudiante inglesa que preparaba su tesis doctoral sobre observacionesradioastronómicas, descubrió una señal de radio en el cielo que pulsaba conuna precisión asombrosa y con un periodo de apenas una fracción de segundoentre cada pulso. Rápidamente se encontraron otras fuentes de radio similares alas que se bautizó con el nombre de pulsares.

Alprincipio, los astrónomos propusieron diversas hipótesis para explicar lanaturaleza de los pulsares; inclusive se llegó a pensar que se trataba de señalesemitidas por seres inteligentes. Pero sólo un año después de sudescubrimiento, todos se convencieron de que los pulsares eran ¡estrellas deneutrones!.

Lasestrellas, al igual que la Tierra, suelen poseer un campo magnético. Alcontraerse la estrella, su campo magnético se "condensa" y aumenta suintensidad. En el caso de que se forme una estrella de neutrones, el campo magnéticoresultante llega a ser tan intenso que acelera los electrones a velocidadescercanas a la luminosa, y los hace radiar, principalmente en forma de ondas deradio.

Lasestrellas también giran sobre sí mismas. Al contraerse, la velocidad de giroaumenta (éste es un efecto físico utilizado, por ejemplo, por los patinadores:si empiezan a girar con los brazos abiertos, al cerrarlos aumentan su velocidadde rotación). Así una estrella, al contraerse, aumenta la velocidad con la querota; si se vuelve estrella de neutrones, alcanza una velocidad de rotaciónenorme, dando varias vueltas sobre sí misma por segundo.

Combinandoel efecto de la radiación producida por el intenso campo magnético con larotación de la estrella, se explica el origen de los pulsos observados por losradioastrónomos. Un pulsar radia constantemente en una direcci0n definida porsu campo magnético; esta dirección no coincide necesariamente con el eje derotación, así que sólo podemos recibir la señal cuando el campo magnéticoapunta hacia nosotros (Figura 18, tal como un faro que, aparentemente, se prendey se apaga). Así, la frecuencia de los pulsos de un pulsar correspondesimplemente a su frecuencia de giro. Un pulsar debe necesariamente ser unaestrella de neutrones, pues sólo un cuerpo tan compacto y denso puede girarsobre sí mismo a la frecuencia de varias vueltas por segundo; una estrella comúno aun una enana blanca, se desbarataría inmediatamente al girar a esa enormevelocidad.

 

Eldescubrimiento de los pulsares reavivó el estudio teórico de las estrellas deneutrones. Los cálculos originales de Oppenheimer y Volkoff se repitieron hacepocos años, tomando en cuenta las interacciones nucleares entre los neutrones.Los resultados más recientes indican que la máxima masa de una estrella deneutrones debe ser de aproximadamente unas 2.5 veces la masa del Sol.

Segúnlas teorías más aceptadas en la actualidad sobre la evolución estelar, lasestrellas con una masa superior a unas 6 u 8 masas solares terminan explotandocomo supernovas. Esta colosal explosión ocurre cuando los electronesdegenerados en el centro de la estrella no logran detener el colapsogravitacional: en algún momento, el núcleo estelar se comprime bruscamente yse produce una detonación nuclear, en la que una fracción importante delcentro de la estrella se transforma en energía, como una inmensa bomba at0mica,expulsando violentamente al espacio las capas externas de la estrella. En ellugar mismo de la explosión, sólo queda un vestigio de lo que fue la estrella:la parte más central de su núcleo, transformado en estrella de neutrones.

Lafamosa nebulosa del Cangrejo (Figura 19) es el remanente de la explosión de lasupernova de 1054, descrita por los astrónomos chinos. Baade y Zwickyconjeturaron que en el centro de esa nebulosa debería de encontrarse unaestrella de neutrones, único resto no diseminado de la estrella que explotó.Y, efectivamente, en 1969 los radioastrónomos descubrieron un pulsar justo enel centro de la nebulosa, confirmando así la relación entre remanente desupernova y estrella de neutrones.

Hoyen día se conocen más de 300 pulsares y sus características generales,deducidas de datos observacionales y modelos teóricos, son las siguientes: suradio típico es de unos 10 Km. y la densidad alcanza, en el centro, un valor decien millones de toneladas por cada centímetro cúbico; estas estrellas poseenuna corteza sólida de aproximadamente un kilómetro de profundidad, por debajode la cual el interior es líquido con propiedades físicas muy particulares (enun estado que los físicos llaman superfluído).

 

ELCOLAPSO INEVITABLE

Yaque las estrellas de neutrones tampoco pueden exceder cierto límite de masa sincolapsarse, surge una vez más la pregunta ¿qué pasa con aquéllas demasiadomasivas? Evidentemente seguirán comprimiéndose y sus neutrones, para no violarel principio de exclusión, tendrán que fusionarse entre sí para transformarseen otros tipos de partículas elementales, o, finalmente, romperse en susconstituyentes más básicos.

Asícomo los átomos están constituidos por tres tipos de partículas elementales(protones, neutrones y electrones), éstas, a su vez, no son tan elementales,según las teorías más recientes de la física moderna. Existen evidenciasrecientes de que cada partícula elemental "pesada", como el protón yel neutrón, esta constituida, a su vez, por tres partículas llamadas cuarks.La fuerza que amarra un cuark a otro es tan intensa que no puede existir uncuark aislado en la naturaleza.

Algunosfísicos piensan que si una estrella de neutrones se sigue contrayendo, susneutrones llegan a "romperse", de tal modo que se forma una estrellade cuarks. Los cuarks también satisfacen el principio de exclusión, por lo quese produce tina presión de "cuarks degenerados" que podría, enprincipio, detener el colapso. Los cálculos indican, sin embargo, que tambiénpara las estrellas de cuarks existe una masa crítica, de unas 6 masas solares,por encima de la cual la fuerza gravitatoria vence a la presión y el colapso nose detiene. En este caso, los cuarks se fusionarán entre sí para producirestados de la materia cada vez más exóticos y, por supuesto, más alejados denuestra comprensión.

Hastala fecha no se han encontrado evidencias observacionales de que las estrellas decuarks existan, ni tampoco se entienden muy bien sus propiedades generales, pueseste tipo de concepto se encuentra en los límites de los conocimientos actualesde la física. Sin embargo, la historia de la astronomía moderna nos enseñaque nunca se puede decir la última palabra sobre las elucubraciones teóricasde los astrofísicos.

Hemosvisto que ni los electrones ni los neutrones ni los cuarks degenerados puedenimpedir el colapso gravitatorio de una estrella suficientemente masiva. ¿Existealgún estado de la materia tal que su presión pueda resistir a la fuerzagravitatoria?. Este problema se ha podido resolver en los últimos años y elresultado es bastante sorprendente. Se ha demostrado que, independientemente delmecanismo físico (conocido o aún por conocer) que produce la presión, existe,necesariamente, una masa límite para que una configuración esférica demateria permanezca en equilibrio sin colapsarse. La existencia de este límitede masa es una consecuencia directa de la teoría de la relatividad general: noimporta que tipo de presión se considere, la fuerza gravitatoria vencedefinitivamente cualquier fuerza de presión de la estrella si la masa de éstasupera unas 8 masas solares.

Existenteorías de la gravitación diferentes de la de Einstein, aunque ninguna tienela misma simplicidad de conceptos y claridad teórica. Se ha calculado la masa límitesegún otras teorías y excepto por algunas, muy exóticas y que no han sidoconfirmadas independientemente, se encuentra siempre que existe una masa límite,cuyo valor no discrepa demasiado del predicho por la relatividad general.Incluso para aquellos que dudan de la relatividad general u otras teoríasmodernas, mencionemos que la teoría clásica de Newton también predice un límitede masa, semejante a la relativista, para el equilibrio de una esfera masiva.

Enconclusión, se puede afirmar que no existe en la naturaleza ningún mecanismo físicoque pueda oponerse a la fuerza gravitatoria y detener el colapso de un cuerpoesférico con una masa superior a un cierto límite que, en ningún caso, excedeunas 8 masas solares (el valor preciso de ese límite depende del estado de lamateria y de la teoría gravitatoria considerada). Asi, cuando una estrellaextremadamente masiva agota su combustible nuclear, empieza una contracción queproduce, en algún momento, una explosión de supernova. El núcleo de laestrella, que queda en el lugar de la explosión, seguirá su contracción si sumasa supera a la crítica. Todavía no hay unanimidad entre los astrofísicossobre cuáles serían las características del núcleo remanente, pero es muyplausible que su masa exceda a la crítica, si la masa original de la estrellaera muy grande. Este es un problema importante que está siendo investigado enla actualidad. Señalemos que existen estrellas cuyas dimensiones son unas 60veces las del Sol, y posiblemente más, y que éstas son las que evolucionan másrápidamente.

 

Finalmente,nos vemos enfrentados siempre al problema de una masa esférica que se comprimeindefinidamente por su propia atracción gravitatoria. Esta situación fueestudiada en 1938 por el mismo Oppenheimer y otro colaborador suyo, HartlandSnyder, quienes llegaron a una conclusión extremadamente interesante utilizandola teoría de la relatividad general. Así, estudiaron la evolución de unaesfera material sin ninguna presión interna que se contrae por su propiagravedad. La suposición de presión nula es una simplificación valida en esteproblema particular; estudios más recientes, en los que se consideran cuerposmasivos más próximos a los reales y dotados con presión interna, hanconfirmado que la forma cualitativa del colapso gravitatorio no depende de lapresión.

Segúnla mecánica newtoniana, una esfera masiva sin presión interna se contrae bajosu propia fuerza gravitatoria, hasta que, en principio, toda la masa quedacomprimida en un punto. Un resultado importante de la mecánica clásica es queuna esfera masiva atrae gravitatoriamente como si toda su masa estuvieraconcentrada en su centro, independientemente de su radio. En consecuencia, laatracción gravitatoria de una esfera en contracción no varia en un punto fijodel espacio; aumenta, eso sí, la fuerza gravitatoria en la superficie enmovimiento de la esfera. Asi, por ejemplo, si el Sol se comprimiera súbitamente,sin alterar su masa, el efecto sobre el movimiento de los planetas sería nulo.

Algosimilar ocurre según la teoría de la relatividad general. La atraccióngravitatoria de una esfera en la región exterior a ella es del todoindependiente de la contracción de la esfera; sólo aumenta la intensidad de lagravedad en la superficie de la esfera a medida que se contrae, tal como en elcaso newtoniano. Pero fenómenos extraños suceden cuando la esfera se aproximaal radio de Schwarzschild que corresponde a su masa.

Consideremos,pues, una hipotética esfera masiva que se contrae. Oppenheimer y Snyder sedieron cuenta de que, de acuerdo con la teoría de la relatividad, existen dossistemas de referencia desde los cuales el colapso se ve de formas muydistintas: uno es el sistema de referencia de un observador en la superficie dela esfera y que se colapsa junto con ella; otro es el sistema de referencia deun observador externo que estudia el fenómeno desde un lugar lejano.

Elobservador situado en la superficie de la esfera verá como ésta se contraeprogresivamente. El efecto físico más notable para él será un aumento de laatracción gravitatoria de la esfera: en efecto, la fuerza gravitatoria en lasuperficie irá aumentando en razón inversa al cuadrado del radio de la esfera(por la ley de Newton), lo que implica un aumento del peso del observador. Pero,aparte de ese molesto efecto, el observador no notará nada particular, aun enel momento en que el radio de la esfera alcance el valor del radio deSchwarzschild (recordemos que este radio es igual a unos 3 Km. por cada masasolar de la esfera). Después de cruzar el radio de Schwarzschild, seguirá elcolapso de la esfera, hasta que, en algún momento, la fuerza gravitatoria serátan intensa que despedazará al observador. Finalmente, toda la masa de laesfera se contraerá hasta comprimirse en un punto, de tamaño nulo, donde lafuerza gravitatoria es infinita. A un punto así, los físicos lo llamansingularidad; las leyes de la física dejan de aplicarse en ese punto. Sinembargo, más que un concepto físico, la singularidad es un reconocimiento denuestra ignorancia de las condiciones físicas extremas. Antes de que se formeuna singularidad deben aparecer fenómenos cuánticos que hasta ahoradesconocemos, y que, quizás en el futuro, logremos entender si llegamos a unateoría cuántica de la gravitación.

Medidopor el que acompaña a la esfera en su contracción, el tiempo que transcurreentre el momento en que la esfera atraviesa su radio de Schwarzschildcorrespondiente y el momento en que se convierte en singularidad, dependefundamentalmente de la masa que posee la esfera; en términos aproximados, es deunas cien milésimas de segundo por cada masa solar de la esfera.

Supongamosahora que el observador situado en la superficie de la esfera que se colapsa,envía señales luminosas al espacio. Una vez que cruza el radio deSchwarzschild, estas señales no podrán salir y acabarán, con el tiempo, en lasingularidad junto con la esfera masiva y el observador. Todo este proceso serávisto de una manera muy distinta por un observador que haya quedado a unadistancia prudente, quien verá a la esfera acercarse a su radio deSchwarzschild correspondiente, pero sin llegar nunca a él. Si el observadorsituado sobre la esfera posee un reloj y llega al radio de Schwarzschild a unacierta hora -las 3:00, por ejemplo- las manecillas de ese mismo reloj, vistasdesde lejos, se acercarán a esa hora cada vez más lentamente, sin nuncaalcanzarla. Un observador lejano verá todo el proceso del colapso como si éstese hubiera filmado, y luego la película se proyectara cada vez más despacio,acercándose sin llegar nunca al momento en que el reloj en la superficie marquelas 3:00. Así, el proceso del colapso gravitatorio hacia el radio deSchwarzschild ocurre en un tiempo finito para un observador que sigue elcolapso, pero el mismo proceso parece tomar un tiempo infinito cuando es vistodesde lejos: un caso extremo y muy ilustrativo de la relatividad del tiempo.

Elcolapso gravitatorio de una estrella suficientemente masiva debe acabar, segúntodas las evidencias teóricas, en la formación de un hoyo negro. Para uncuerpo suficientemente lejano, la aparición de un hoyo negro no tendrá ningunaconsecuencia física novedosa, ya que, como vimos en las páginas anteriores laatracción gravitatoria de una esfera sólo depende de su masa y no de su radio.De hecho, un hoyo negro atrae, muy lejos de él, exactamente como lo predice laley de la gravitación de Newton. Lo realmente novedoso, con respecto a la físicanewtoniana, es lo que sucede cerca de la estrella que está a punto deconvertirse  en hoyo negro. Vistadesde afuera se verá como una esfera que se acerca lentamente a su radio deSchwarzschild correspondiente, el tiempo transcurriendo cada vez más lentamenteen su superficie, "congelándose" los procesos físicos que ocurren ahí.Por esta razón, algunos astrofísicos propusieron, en un principio, llamar aestos cuerpos “estrellas congeladas" ; pero el nombre de hoyonegro (o agujero negro) -inventado por el físico estadounidense JohnA. Wheelerse se volvió más popular.

Hayque recordar que la métrica de Schwarzschild describe el espacio-tiempogenerado por un cuerpo masivo perfectamente simétrico y que no gira. En unaprimera aproximación, el espacio-tiempo alrededor de una estrella colapsada seráel de Schwarzschild, aunque se podrían esperar ciertas correcciones porque lasestrellas no son perfectamente esféricas y, en particular, giran sobre símismas. Volveremos en el capítulo v al espacio-tiempo más general de un hoyonegro, pero antes veamos cómo se pueden detectar los agujeros negros yconfirmar su existencia.

Debemosrecordar que la métrica de Schwarzschild describe el espacio-tiempo generadopor un cuerpo masivo perfectamente simétrico y que no gira. En una primeraaproximación, el espacio-tiempo alrededor de una estrella colapsada será el deSchwarzschild, aunque se podrían esperar ciertas correcciones porque lasestrellas no son perfectamente esféricas y, en particular, giran sobre símismas. Volveremos en el capítulo v al espacio-tiempo más general de un hoyonegro, pero antes veamos como se pueden detectar los agujeros negros y confirmarsu existencia.

Autor:Shayen Hacyan   - fuente: “Los Hoyos Negros y la Curvatura del Espacio/Tiempo” -  Edit. La Ciencia desde México



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