El límite de Chandrasekhar: la masa que puede desencadenar una explosión estelar colosal

Uno de los eventos más impresionantes del Universo, las supernovas de tipo Ia, nos han ayudado a determinar cómo se expande aceleradamente además de definir otro concepto: la Energía Oscura.

Las supernovas son enormes explosiones estelares. El tipo depende de su origen, ya sea una estrella supermasiva o una binaria.

Hace no mucho hablábamos de cómo se forman los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio dentro de los núcleos de las estrellas hasta llegar al hierro. Justo en ese momento en que el combustible se agota, la gravedad gana y comienza el colapso estelar.

Puesto que ya no hay reacciones nucleares, lo que queda de la estrella comienza a comprimirse debido al efecto de la gravedad, lo que conlleva un aumento de la densidad y temperatura logrando que el colapso se detenga hasta un cierto punto: una enana blanca.

Las enanas blancas se sostienen por la presión de degeneración en los electrones, algo que sucede debido al principio de exclusión de Pauli, un fenómeno cuántico que nos dice que los electrones (y en general cualquier fermión), no pueden convivir en un mismo nivel de energía con los mismos números cuánticos.

Sin embargo, al superar cierto límite, la presión ya no alcanza para soportar todo el peso. Fue Subrahmanyan Chandrasekhar quien demostró que la masa máxima que puede sostener a una enana blanca, son 1.4 veces la masa del Sol. Más allá de eso no se puede sostener.

Generalmente esto sucede en sistemas binarios entre una enana blanca y una estrella normal. Cuando el material de la estrella llena algo conocido como el lóbulo de Roche y sobrepasa el valor de 1.4 masas solares, ocurre una explosión estelar colosal conocida como supernova de tipo Ia (uno-a).

Un límite y un destino

El valor que obtuvo Chandrasekhar resultó de encontrar el equilibrio entre valores de relatividad especial, mecánica cuántica y la gravedad clásica y básicamente proviene del valor en el que los electrones ya no pueden proporcionar la presión necesaria para soportar el colapso.

Las enanas blancas sólo pueden sobrevivir hasta un cierto límite de masa: 1.4 veces la masa del Sol.

Cuando la enana blanca se va acercando a ese límite, su estructura interna cambia de tal modo que los electrones comienzan a moverse a velocidades relativistas, haciendo que el objeto se compacte aún más, por lo que pequeñas variaciones de masa hacen que la estabilidad sea aún más frágil.

Si la masa permanece por debajo de este valor, puede existir por miles de años, enfriándose poco a poco, pero en el momento en que se supera el límite, el colapso es casi instantáneo y, dependiendo de las condiciones iniciales, las reacciones nucleares pueden generar una explosión que se verá a miles de millones de años luz.

Si bien hace casi un siglo que fue calculado, hoy en día sigue siendo una de las piedras angulares de la astrofísica moderna, pues es de los pocos resultados que conecta a la física de lo microscópico con los eventos más grandes y vistosos que se pueden observar en el Universo.

Supernovas tipo Ia

Cuando en un sistema binario, la enana blanca consume el material de su compañera y llena el llamado lóbulo de Roche, generalmente el límite de Chandrasekhar también se supera. Es en este momento cuando se dispara una reacción termonuclear que destruye por completo a la estrella.

A diferencia de otro tipo de supernovas, en estas explosiones no queda un remanente compacto en el centro. La enana blanca se desintegra por completo, en una liberación de energía uniforme, lo cual se debe a que todas explotan al superar el mismo valor exacto.

La expansión acelerada del Universo se ha podido determinar gracias a las supernovas de tipo Ia.

Esta uniformidad ayuda a que las podamos utilizar como “candelas” estándar, pues podemos conocer su brillo intrínseco no importando su lejanía, lo que hace que podamos calcular distancias cósmicas con gran precisión, incluso a distancias galácticas.

De hecho, gracias a esta propiedad es que pudimos encontrar y medir, hace no mucho, la aceleración con la cual el Universo se está expandiendo, lo que nos llevó a otra pregunta abierta de la astrofísica, la energía oscura. No salimos de una para entrar a otra, no cabe duda que el Universo no soltará prenda fácilmente.

Del colapso estelar a la energía oscura

En cosmología se utiliza la constante de Hubble para describir qué tan rápido se expande el Universo. Para medirla, es indispensable conocer distancias confiables, es por eso que las supernovas tipo Ia son una de las herramientas más precisas disponibles para tal propósito.

Las tensiones actuales en el valor de la constante de Hubble han devuelto protagonismo a estas explosiones, obligando a refinar modelos de progenitores, masas críticas y posibles desviaciones del límite clásico de Chandrasekhar.

Es por eso que lejos de tratarse de un concepto académico aislado, este límite gobierna eventos que nos ayudan a ampliar nuestra comprensión del origen, evolución y destino del Universo, así como su expansión y destino final.

Todo esto es lo que termina influyendo en una de las preguntas más profundas de la cosmología: ¿qué tan grande es el Universo y cómo afecta a mis predicciones de la quiniela mundialista en la que participé?