Page 27 - La teoría del todo

sería menor que la atracción de la gravedad. Chandrasekhar calculó que una estrella
fría con una masa de aproximadamente una vez y media la masa del Sol no podría
mantenerse contra su propia gravedad. Esta masa se conoce ahora como el límite de
Chandrasekhar.

Esto tenía serias consecuencias para el destino final de las estrellas masivas. Si la
masa de una estrella es menor que el límite de Chandrasekhar, con el tiempo puede
dejar de contraerse y se asentará en un posible estado final como una enana blanca
con un radio de unos pocos miles de kilómetros y una densidad de cientos de

toneladas por centímetro cúbico. Una enana blanca se mantiene gracias a la repulsión,
derivada del principio de exclusión, entre los electrones que hay en su materia.
Podemos observar un gran número de dichas estrellas enanas blancas. Una de las
primeras en ser descubierta es la estrella que órbita en torno a Sirio, la estrella más

brillante en el cielo nocturno.
Asimismo se advirtió que había otro posible estado final para una estrella con una
masa límite de también una o dos veces la masa del Sol, pero mucho más pequeña
incluso que la enana blanca. Dichas estrellas se mantendrían por la repulsión derivada

del principio de exclusión entre los neutrones y los protones, y ya no entre los
electrones. Por eso fueron llamadas estrellas de neutrones. Tendrían un radio de tan
solo unos diez kilómetros y una densidad de cientos de millones de toneladas por
centímetro cúbico. En el momento en que se predijeron por primera vez no había

ninguna forma de que pudieran observarse estrellas de neutrones, y no se detectaron
hasta mucho tiempo después.
Por otra parte, las estrellas con masas por encima del límite de Chandrasekhar
tienen un gran problema cuando llegan a agotar su combustible. En algunos casos

podrían explotar o arreglárselas para expulsar suficiente materia para reducir su masa
por debajo del límite, pero era difícil creer que esto sucediera siempre,
independientemente de lo grande que fuera la estrella. ¿Cómo sabría la estrella que

tenía que perder peso? E incluso si la estrella consiguíese perder masa suficiente,
¿qué sucedería si se añadía más masa a una enana blanca o una estrella de neutrones
para llevarla por encima del límite? ¿Colapsaría hasta una densidad infinita?
A Eddington le horrorizaban las consecuencias que se deducían de ello y se negó
a aceptar el resultado de Chandrasekhar. Pensó que simplemente no era posible que

una estrella llegara a colapsar hasta quedar reducida a un punto. Esta era la opinión
de la mayoría de los científicos. El propio Einstein escribió un artículo en el que
afirmaba que las estrellas no se contraerían hasta un tamaño nulo. La hostilidad de

otros científicos, en especial de Eddington, su antiguo profesor y una autoridad
destacada en la estructura de las estrellas, persuadió a Chandrasekhar para abandonar
esa línea de trabajo y orientarse hacia otros problemas de astronomía. Sin embargo,
cuando se le concedió el premio Nobel en 1983 fue, al menos en parte, por su primer
trabajo sobre la masa límite de las estrellas frías.

Chandrasekhar había demostrado que el principio de exclusión no podía detener

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