Estrellas: La vida después de la muerte

¿Te has preguntado qué pasa cuando las estrellas consumen todo su combustible? De manera general, cuando una estrella supermasiva ha agotado su combustible muere colapsando bajo su propia gravedad. En otras palabras, la estrella comienza a comprimirse formando estrellas compactas: objetos con masas muy grandes contenidas en volúmenes muy pequeños. Y si una estrella colapsa, ¿cómo es que forma otro tipo de estrellas? Para responder esto, debemos entender el principio fundamental con el que las estrellas compactas se mantienen estables: “El principio de exclusión de Pauli”. Este principio indica que dos  partículas, idénticas, como  electrones, protones o neutrones, no pueden existir en el mismo estado cuántico al mismo tiempo.

En la formación de estrellas compactas, tenemos grandes cantidades de masas solares  comprimiéndose en un espacio muy pequeño. Esto comienza a generar  que los electrones y los núcleos atómicos se acerquen demasiado. La compresión es tan extrema que la materia se dice estar degenerada. Gracias al  principio de exclusión de Pauli, las partículas no pueden seguir acercándose más entre sí. Esto produce una nueva presión no térmica, llamada presión degenerada que contrarresta el colapso total de la estrella. Este tipo de  presión no térmica puede visualizarse  de la siguiente manera: Partículas fermiónicas idénticas empujándose las unas a las otras, ya que no pueden ocupar el mismo espacio.  

El tipo de estrella compacta que se formará, depende de la masa de su progenitor.  Cuando mueren estrellas con masas de hasta 8-10 veces la masa del Sol se convierten en Enanas Blancas. Este tipo de estrellas compactas típicamente contienen una masa solar en una esfera del  tamaño de la Tierra. En las enanas blancas, solo los electrones se encuentran degenerados. Por otro lado, cuando mueren estrellas con masas entre 10 y 25 masas solares, éstas terminarán su vida convirtiéndose en estrellas de neutrones. Este tipo de estrellas compactas pueden tener hasta 2 masas solares dentro de una esfera de 10 km de diámetro. Como son las estrellas más compactas que existen en el Universo, toda su materia fermiónica es degenerada. 

La formación de estrellas compactas involucra la compresión extrema de materia, el principio de exclusión de Pauli y la presión degenerada. Esta presión no térmica permite que las estrellas se mantengan estables a pesar del colapso bajo su propia gravedad. El tipo de estrella compacta depende de la masa inicial del progenitor.  Las enanas blancas son producto de estrellas medianamente masivas, mientras que las estrellas de neutrones provienen de estrellas más masivas. Las estrellas compactas se crean con temperaturas muy altas. La estrella se enfría lentamente con el tiempo, inicialmente mediante la emisión de neutrinos, y eventualmente  por medio de la  radiación de fotones. Las altas temperaturas y el enfriamiento lento genera que las estrellas sigan brillando por millones de años. Por lo tanto, las estrellas compactas contienen mucha información sobre la historia del Universo y sus misterios. 

¿Quieres saber más?

Shapiro, S. L. & Teukolsky, S. A. (1983), "Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects".

Koester, D. & Chanmugam, G. (1990), "Physics of white dwarf stars", Rep. Prog. Phys., 53 (7): 837 .

Lattimer, J.M. & Prakash, M. (2004), "The physics of neutron stars", Science, 304: 536-542.