Page 26 - La teoría del todo

bomba de hidrógeno controlada, es lo que hace que brillen las estrellas. Este calor
adicional incrementa también la presión del gas hasta que es suficiente para
contrarrestar la atracción gravitatoria, y el gas deja de contraerse. Es un poco
parecido a un globo en el que hay un equilibrio entre la presión del aire interior, que

trata de hacer que el globo se expanda, y la tensión de la goma, que trata de hacer el
globo más pequeño.
Las estrellas permanecerán estables durante mucho tiempo, mientras el calor
procedente de las reacciones nucleares equilibre la atracción gravitatoria. No

obstante, con el tiempo la estrella agotará su hidrógeno y los demás combustibles
nucleares. Lo paradójico es que cuanto más combustible tiene la estrella inicialmente,
antes se agota. La razón es que cuanto más masiva es la estrella, más caliente tiene
que estar para equilibrar su atracción gravitatoria. Y cuanto más caliente esté, con

más rapidez consumirá su combustible. Nuestro Sol tiene probablemente combustible
suficiente para otros 5000 millones de años aproximadamente, pero las estrellas más
masivas pueden consumir su combustible en tan solo 100 millones de años, un
tiempo mucho menor que la edad del universo. Cuando la estrella agote el

combustible, empezará a enfriarse, y con ello a contraerse. Lo que podría sucederle
entonces no empezó a entenderse hasta finales de la década de 1920.
En 1928, un estudiante de licenciatura indio llamado Subrahmanyan
Chandrasekhar partió en barco hacia Inglaterra para estudiar en Cambridge con el

astrónomo británico sir Arthur Eddington. Eddington era un experto en relatividad
general. Se cuenta que a principios de la década de 1920 un periodista le dijo a
Eddington que había oído que solo había tres personas en el mundo que entendían la
relatividad general. Eddington respondió: «No se me ocurre quién es la tercera

persona».
Durante su viaje desde la India, Chandrasekhar calculó qué tamaño podría tener
una estrella y seguir manteniéndose contra su propia gravedad una vez que hubiese

consumido todo su combustible. La idea era esta: cuando la estrella se hace pequeña,
las partículas materiales están muy juntas. Pero el principio de exclusión de Pauli
dice que dos partículas materiales no pueden tener la misma posición y la misma
velocidad. Por consiguiente, las partículas materiales deben tener velocidades muy
diferentes. Esto las hace alejarse unas de otras, y por eso tiende a hacer que la estrella

se expanda. Así, una estrella puede mantenerse con un radio constante gracias a un
equilibrio entre la atracción de la gravedad y la repulsión que surge del principio de
exclusión, de la misma forma que en su vida anterior la gravedad estaba equilibrada

por el calor.
No obstante, Chandrasekhar advirtió que existe un límite para la repulsión que
puede proporcionar el principio de exclusión. Según la teoría de la relatividad, la
diferencia máxima entre las velocidades de las partículas materiales de la estrella no
puede ser mayor que la velocidad de la luz. Esto significaba que cuando la estrella se

hiciera suficientemente densa, la repulsión provocada por el principio de exclusión

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