Quan ens imaginem un àtom ens ve al cap la imatge que ens van ensenyar a l'escola: Una bola (nucli) envoltada d'electrons girant a prop seu. Però això no és així! En realitat, els electrons giren molt lluny del nucli: Si el nucli d'un àtom d'hidrogen medís un centímetre, el seu únic electró giraria a mig quilòmetre de distància. Així que, en realitat, tota la matèria, tot el que ens envolta i nosaltres mateixos... som en un 99 % espai buit! Això vol dir també que entre un nucli atòmic i el nucli del seu àtom veí hi ha una enorme extensió d'espai buit.
Ara bé: Podria una força descomunal comprimir els àtoms fins a fer que, perduts els electrons, els nuclis atòmics es toquessin els uns amb els altres? Si fos així, el volum de qualsevol cos es podria reduir milers de vegades tot i conservant la seva massa.
La resposta és que la gravetat d'un cos suficientment massiu (com un estel) és capaç de fer això. I a aquests àtoms comprimits els uns contra els altres ocupant un espai milers de vegades menor del que ocuparien en condicions normals se'ls anomena "matèria degenerada". Us podeu imaginar els àtoms de tota una muntanya concentrats en un granet de sorra? O la massa del Sol comprimida en una bola de 10 kms. de diàmetre? O la massa de 40 sols comprimida infinitament, fins a ocupar un volum zero?
Doncs totes aquestes coses existeixen en el nostre Univers!
Un estel és una immensa bola massiva que, a causa de la seva pròpia gravetat, té una tendència natural a anar-se comprimint tant com li sigui possible. Aquesta tendència a la compressió és contrarrestada per la força d'expansió de les reaccions nuclears que s'hi produeixen de manera contínua. Així que l'estrella es mantindrà estable mentre pugui anar cremant el suficient hidrogen per a contrarrestar la força de la seva pròpia gravetat. Aquest estat dura molts milions d'anys, però s'allarga o s'escurça depenent de la mida de l'estrella: Si una estrella és molt gran, brilla molt intensament durant pocs milions d'anys. Si és petita, crema més discretament però la seva vida s'allarga molt més. El nostre Sol és un estel petitet, així que porta uns 4000 milions d'anys brillant de manera estable i es calcula que encara s'hi estarà 4000 milions més.
Però, què passa quan s'esgota l'hidrogen d'una estrella? Doncs el que passi a partir d'aquell moment dependrà també de la massa de l'estrella.
 |
| Subrahmanyan Chandrasekhar (1919-1995) |
|
L'astrofísic indi Subrahmanyan Chandrasekhar va poder calcular (quan tenia 19 anys!) el que passava quan una estrella esgotava el seu combustible: Tot depenia de la massa de l'estel, existint un punt crític que es va anomenar en el seu honor "Límit de Chandrasekhar". Aquest límit es situa al voltant de les 1,44 masses solars, però pot variar lleugerament en funció de la composició química de l'estrella.
Una estrella per sota d'aquest límit, quan esgoti el seu hidrogen, es convertirà en una estrella nana blanca i seguirà brillant dèbilment durant molts milions d'anys. Això passarà per que la seva gravetat mai serà prou forta per a comprimir els seus àtoms fins convertir-los en matèria degenerada. Així acabarà el nostre Sol, quan esgoti el seu hidrogen i hagi passat per la fase de gegant vermella, d'aquí més de 4000 milions d'anys.
Però si, en canvi, l'estrella té una massa superior a 1,44 masses solars... Llavors la gravetat superarà la força d'expansió nuclear i res no evitarà que continuï el col·lapse!
De nou serà la massa de l'estrella la que determini el monstre en què aquesta es convertirà un cop s'esgoti el combustible nuclear i la gravetat comenci a guanyar la partida de forma inexorable...
Un estel de fins a 5 vegades la massa del Sol, expulsarà les seves capes externes en una explosió moderada de tipus Nova i després quedarà convertit en nana blanca. A menys que no estiguis per allà la vora, es tracta d'un final força discret.
En els estels de més de 9 o 10 masses solars, l'explosió serà molt més violenta i donarà lloc a una Supernova, un estel que durant un curt període brillarà tant com tota una galàxia. Però quan l'explosió es dissipi allà no hi haurà una nana blanca sinó una
Estrella de Neutrons: Una estrella formada de matèria degenerada, comprimida per la seva pròpia gravetat fins a extrems increïbles. Algunes poden medir uns pocs quilòmetres de diàmetre i contenir la massa de diversos sols. Una cullerada d'aquella estrella pesaria a la Terra milions de tones. Depenent de les circumstàncies, les estrelles de neutrons poden començar a girar a centenars de revolucions per segon emetent feixos de partícules pels seus pols: Són les estrelles polsants o púlsars, de les quals en parlarem en una altra entrada.
Algunes teories obren la porta a l'existència d'estrelles supercomprimides que anirien més enllà de les estrelles de neutrons, esdevenint estrelles de quarks. La seva existència, però, de moment és només teòrica.
Els estels de més de 30 vegades la massa del Sol són tan grans que la seva gravetat porta els nuclis atòmics més enllà del que semblaria físicament possible: La contracció no s'acaba quan aquests ja es toquen sinó que continua fins a crear una "singularitat": Una massa enorme en un volum infinitament petit que els físics entenen com una fissura del propi teixit de l'espai-temps. En altres paraules, un Forat Negre.
Sí, els forats negres són el que ha quedat d'estrelles supermassives que un dia van brillar intensament però que en morir es van convertir en aquests objectes tan estranys dels quals algun dia en parlarem més abastament.
Per a l'infreqüent cas d'estrelles de molt baixa metal·licitat i massa d'entre 140 i 260 masses solars (us ho podeu imaginar?) hi ha una última possibilitat: Una explosió de supernova produïda per la creació de parells electró-positró o, el que és el mateix, una reacció de matèria amb antimatèria. En aquest cas, la conversió de la massa en energia és total i l'estrella es desintegra completament en una explosió colossal d'energia pura, sense deixar nana blanca, ni púlsar, ni forat negre... ni res.
