Hasta ese momento, el corazón de la estrella es un plasma, una sopa de núcleos atómicos y electrones dando vueltas. Pero si empieza a bajar la temperatura es de suponer que los núcleos capturarán esos electrones volviendo a formar átomos, lo que convierte al plasma en un gas ordinario. Ahora bien, para conseguirlo deben encontrar energía en algún lado para hacer que el núcleo de la estrella se expanda y deje sitio a los átomos. Y todo ello con el peso de la gravedad en contra. ¿De dónde va a sacar esa energía la estrella si su única fuente es la fusión nuclear, que ya no se produce? Parece algo de locos: la estrella debe ganar energía para poder enfriarse.
En 1926 un astrofísico de la Universidad de Cambridge llamado Ralph Fowler mostraba cuál podría ser el camino para resolver esta situación. Usando la nueva teoría cuántica que en aquellos años se estaba desarrollando encontró que, en realidad, la estrella se estabilizaría en un estado con una densidad muy elevada, con núcleos atómicos embebidos en un mar de electrones. La presión de los propios electrones al chocar unos con otros y contra los núcleos equilibraría el colapso gravitatorio una vez que la estrella se hubiera contraído hasta alcanzar cierto tamaño, que dependía de la masa de la estrella.
Enanas blancas
En el lenguaje de la física, en estas condiciones extremas se dice que la materia es degenerada y las estrellas se mantienen por la presión de degeneración de los electrones, que se encuentran en su estado de mínima energía. Sin embargo, antes de que terminara la década de los felices años 20, los astrofísicos se dieron cuenta de que Fowler había olvidado tomar en consideración los efectos de la relatividad especial de Einstein, que describe lo que sucede cuando se viaja a velocidades cercanas a la de la luz. Descubrieron que cuando se introducen los efectos relativistas, ni siquiera un gas degenerado es capaz de mantener de una pieza a una estrella densa y soportar su propio peso.
En 1930 Edmund Stoner y Wilhelm Anderson demostraron que si unían los efectos relativistas con los cuánticos ninguna estrella degenerada podría ser estable si su masa total era superior a 1,7 masas solares. Sin embargo este cálculo no era todo lo preciso que debiera. Quien lo hizo fue un joven físico hindú, Subrahmanyan Chandrasekhar, cuando en 1930 viajaba en barco desde su país a Inglaterra para realizar el doctorado en la Universidad de Cambridge. Así calculó que toda estrella compuesta de helio con una masa inferior a una vez y media la masa del Sol debía acabar sus días como una enana blanca, una estrella con la masa del Sol que se ha contraído hasta alcanzar el tamaño de un planeta como la Tierra. En ella la materia se encuentra tan comprimida que un pedazo de materia del centro del tamaño de un terrón de azúcar pesaría fácilmente cien toneladas en la superficie terrestre.
Estrellas de neutrones
¿Y qué pasa si la estrella supera el límite de Chandrasekhar’ La primera pista la dieron Walter Baade y Fritz Zwicky en la reunión de diciembre de 1933 de la American Physical Society. Allí propusieron la existencia de estrellas compuestas por una sopa extremadamente densa de neutrones y que sería el remanente de una estrella que estalla como supernova. Seis años más tarde, en 1939, el que pocos años más tarde sería conocido como el padre de la bomba atómica, Robert Oppenheimer, y su alumno George Volkoff encontraron que toda estrella que termina sus días con una masa situada entre el límite de Chandrasekhar y unas 3,5 veces la masa del Sol acaba convirtiéndose en una estrella de neutrones. En estos cadáveres estelares es la presión de degeneración de los neutrones la que detiene el colapso gravitatorio. Pero su trabajo no dejaba de ser un ejercicio teórico y las estrellas de neutrones desaparecieron de las revistas de astrofísica para dormir el sueño de los justos hasta casi 30 años después, cuando a finales de 1967 radioastrónomos ingleses descubrieron los púlsares.
¿De qué está hecha una estrella de neutrones? Los astrofísicos teóricos tienen una idea, bastante general, de lo que pasa debajo de la fina atmósfera de hidrógeno y helio que la recubre. Debajo tenemos una corteza de unos dos centímetros de espesor compuesta por núcleos atómicos y electrones, seguida por una capa más interna de núcleos atómicos pesados y neutrones y electrones libres. Por debajo la presión es tan alta que los protones y electrones se unen para formar neutrones. Más abajo llegamos al núcleo, un lugar donde las especulaciones teóricas se disparan: una sopa de quarks y gluones (las partículas con las que se construyen los protones y neutrones); hiperones, partículas compuestas por tres quarks (neutrones y protones solo tienen dos) o un condensado de Bose-Einstein, un estado de agregación de la materia que se encuentra por debajo del sólido.
¿Y qué sucede si la estrella sobrepasa el límite de Oppenheimer-Volkoff? La respuesta es sencilla pero la teoría que hay detrás no lo es tanto: un agujero negro.