El límite de Chandrasekhar: Descifrando el destino de las estrellas

El límite de Chandrasekhar es un concepto fundamental en la astrofísica que determina el destino final de las estrellas. Descubierto por el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar en la década de 1930, este límite establece la masa máxima que puede tener una enana blanca, el remanente de una estrella que ha agotado su combustible nuclear, antes de colapsar bajo su propia gravedad.

¿Qué es el límite de Chandrasekhar?

El límite de Chandrasekhar es la masa máxima que puede tener una enana blanca para sostenerse contra la gravedad mediante la presión de degeneración de los electrones. Esta presión surge debido al principio de exclusión de Pauli, que impide que dos electrones ocupen el mismo estado cuántico simultáneamente. Este límite es aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol.

Definición técnica

La masa límite de 1,4 masas solares marca la frontera entre las estrellas que pueden terminar sus vidas como enanas blancas y aquellas que están destinadas a convertirse en objetos más exóticos como estrellas de neutrones o agujeros negros. Si una enana blanca supera este límite, no puede mantener el equilibrio y colapsa bajo su propia gravedad.

El cálculo de Chandrasekhar

Subrahmanyan Chandrasekhar, a la edad de 19 años, desarrolló su teoría sobre el límite mientras viajaba en barco desde India a Inglaterra para estudiar en la Universidad de Cambridge. Utilizando la teoría de la relatividad especial y la mecánica cuántica, Chandrasekhar demostró que la presión de degeneración de los electrones no puede sostener una enana blanca que exceda 1,4 masas solares. Este descubrimiento fue inicialmente controvertido, pero con el tiempo se ha convertido en un pilar fundamental de la astrofísica.

Importancia del límite de Chandrasekhar en la evolución estelar

Formación de supernovas tipo Ia

Cuando una enana blanca en un sistema binario acumula masa de su estrella compañera y supera el límite de Chandrasekhar, colapsa y explota en una supernova tipo Ia. Estas supernovas son cruciales para la astronomía porque actúan como "candelas estándar", ayudando a medir distancias en el universo y a comprender la expansión cósmica.

Estrellas de neutrones y agujeros negros

Si el núcleo colapsante de una estrella masiva excede el límite de Chandrasekhar, la presión de degeneración de los electrones ya no es suficiente para detener el colapso gravitacional. En su lugar, los electrones y protones se combinan para formar neutrones, dando lugar a una estrella de neutrones. Si la masa del núcleo es aún mayor, el colapso continúa hasta formar un agujero negro.

Relevancia en la cosmología moderna

Candelas estándar y energía oscura

Las supernovas tipo Ia, que se originan cuando una enana blanca supera el límite de Chandrasekhar, son herramientas fundamentales para medir la expansión del universo. Observaciones de estas supernovas llevaron al descubrimiento de la energía oscura, una misteriosa fuerza que acelera la expansión del universo.

Confirmación empírica

El límite de Chandrasekhar ha sido confirmado por numerosas observaciones astronómicas. Las masas de muchas enanas blancas observadas están por debajo de este límite, y las supernovas tipo Ia proporcionan evidencia directa del colapso de enanas blancas que han superado el límite.

Referencias

1. Chandrasekhar, S. (1931). "The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs". The Astrophysical Journal.
2. NASA. "What are Type Ia Supernovae?". NASA.gov. 2023.
3. University of Cambridge. "Subrahmanyan Chandrasekhar and the Limit". Cambridge University. 2023.
4. European Southern Observatory. "White Dwarfs and the Chandrasekhar Limit". ESO. 2023.
5. Nobel Prize. "The Nobel Prize in Physics 1983: Subrahmanyan Chandrasekhar". NobelPrize.org. 2023.