Rubén Pedreira | Autor de Zona de habitabilidad

Un diagrama de Feynman, una herramienta gráfica muy usada en QFT para representar el comportamiento de las partículas subatómicas

La física contemporánea tiene múltiples desarrollos cuya complejidad es capaz de meter miedo a cualquier estudiante confuso que se decide a intentar comprender los misterios de las leyes universales. Una de las teorías que más pesadillas generan y a la vez más belleza matemática ofrecen es la denominada Teoría Cuántica de Campos (QFT, por sus siglas en ingés). Este desarrollo teórico, uno de los más ambiciosos y abstractos de esta ciencia, representa la fusión más aceptada entre tres ramas fundamentales pero de difícil conciliación:

La teoría cuántica, que describe el cómo se comporta la materia y la energía a escalas subatómicas. Estos comportamientos suelen ser contraintuitivos según las leyes habituales de la física macroscópica.

El concepto de campo, que contiene la idea de que las interacciones físicas se producen a través de campos que impregnan el espacio y que albergan la información de los elementos que contienen, como el campo electromagnético.

La Relatividad, específicamente la relatividad especial de Einstein, que exige que las leyes de la física sean las mismas para todos los observadores, independientemente de su movimiento relativo.

Esta combinación, cuyo desarrollo siempre fue un reto debido a la difícil conciliación que siempre tuvieron la cuántica y la relatividad, llevó a la Teoría Cuántica de Campos a convertirse en la base de la física moderna de partículas elementales. Es la herramienta principal para entender la interacción de los elementos básicos de la materia, ya sean electrones, quarks, bosones, etc.

Además de ser una teoría que permite entender el comportamiento de las partículas elementales, la QFT también tiene métodos para aplicar a una serie amplia de disciplinas físicas. La física nuclear toma de ella la descripción de las fuerzas que unen los protones y neutrones en el núcleo atómico, la astrofísica la usa para describir la materia en condiciones extremas (como los agujeros negros) y cualquier rama en la que tenga influencia el estudio de lo muy pequeño o muy exótico se ve beneficiada por ella.

Asentada su base teórica en los años 70 del siglo XX, la QFT sigue siendo la base del estudio de los fenómenos que implican Relatividad especial y ámbito cuántico. La complejidad de esta rama es una de las más desafiantes debido a su carga matemática y conceptual, pero es gracias a ella que se consiguió llegar a alguno de los descubrimientos más fascinantes de la física contemporánea, como la Radiación de Hawking o el Bosón de Higgs.

Comparativa artística entre Sirio B, la enana blanca más cercana, y la Tierra

Seguramente hayas oído hablar alguna vez de las enanas blancas. Estos cuerpos celestes tienen un nombre curioso, pero una definición bastante sencilla: Son lo que queda de una estrella de baja masa cuando esta ha agotado su combustible y, con ello, finalizado su vida activa. Las estrellas de baja masa representan la gran mayoría del Universo conocido, por lo que este final es de lo más habitual. Estos remanentes son objetos extremadamente compactos, con un volumen comparable al de la Tierra pero masa similar a la del Sol.

Una estrella se mantiene viva mientras está en equilibrio

Mientras una estrella está activa, se mantiene estable gracias al equilibrio entre dos fuerzas. La gravedad de su masa tiende a contraerla mientras que la presión que genera la energía liberada por las reacciones nucleares en su interior tiende a expandirla. El equilibrio entre estas fuerzas de signo opuesto es lo que hace que todo permanezca en su sitio, pero no dura para siempre. Cuando el combustible nuclear se agota, las reacciones cesan pero la masa de la estrella sigue estando ahí. La gravedad, entonces, es la que gana la partida y la estrella tiende al colapso.

¿Por qué solo las estrellas de baja masa terminan como enana blanca?

Las estrellas más masivas, aquellas que tienen más de 10 veces la masa del Sol, no terminan en forma de enanas blancas. Sus posibles destinos finales son mucho más violentos e incluso más famosos gracias a lo vistosos o enigmáticos que resultan. Cuando una estrella supera el límite de masa comentado entramos en un terreno en el que lo que se esperan son supernovas, estrellas de neutrones o agujeros negros, ya que las energías que entran en juego en estos casos son enormes y provocan unos finales mucho más catastróficos.

En las estrellas de baja masa no se llega a tales extremos, hay un mecanismo que lo impide. Ese mecanismo es la presión de degeneración de los electrones. Este es un fenómeno que tiene que ver con la física cuántica, concretamente con ese Principio de exclusión de Pauli cuyo nombre sonará a muchos y que establece que dos electrones de un mismo sistema no pueden ocupar el mismo estado cuántico.

Esto del estado cuántico puede sonar muy abstracto, pero podríamos buscar un ejemplo más mundano. Si nos imaginamos los electrones como jugadores de un equipo de fútbol genérico, está claro que ninguno puede tener el mismo dorsal durante un partido, hay 11 números y las normas prohíben que dos de ellos lleven el mismo, tienen que tener 11 estados diferentes. En el caso de la física no es algo tan sencillo como llevar una camiseta u otra, pero existen también solo unos cuantos estados disponibles, dependiendo de las características del sistema al que pertenecen, y en el momento en el que uno ocupa alguno de ellos los demás se ven obligados a acomodarse en otros en sentido de energía ascendente.

Según los electrones van llenando niveles de energía disponibles y únicos, los estados de más baja energía se van llenando y eso conlleva que los demás se tengan que situar en niveles más altos que la energía más baja posible, lo que lleva a una situación en la que incluso en temperaturas cercanas al cero absoluto, los electrones siguen teniendo energía y moviéndose. Ese movimiento genera una presión que no depende del calor, sino de la propia naturaleza cuántica del sistema, siendo esta la denominada presión de degeneración.

El nacimiento de la enana blanca

Cuando una estrella agota su combustible y la gravedad hace que comience a colapsar, este colapso dura hasta que la mencionada presión de degeneración de los electrones se equilibra con la presión gravitatoria actuando en el otro sentido. Dicha presión de degeneración es más débil que la debida a las reacciones nucleares, por ello es que el equilibrio se alcanza cuando la estrella es mucho más pequeña de lo que era originalmente, porque los electrones empujan con menos fuerza hacia fuera de lo que lo hacían las reacciones.

En cuanto a la composición, cabe destacar que la materia que compone una enana blanca dependerá de la masa original de la estrella, pero lo más común es que esté hecha de carbono y oxígeno, pudiendo contener también elementos más pesados hasta llegar al hierro. Lo que queda al final es, en esencia, el núcleo de la estrella anterior, comprimido y sin las capas externas de gas que tenía durante el ciclo de vida previo.

A mayor masa, menor tamaño

En términos físicos tiene todo el sentido del mundo, pero un hecho que puede resultar curioso a quien se acerque por primera vez al conocimiento de estos sistemas es el hecho de que cuanto más masivas son las enanas blancas más pequeñas son. Esto ocurre debido a algo que ya se dejó entrever en el apartado anterior, y es que para resistir una mayor gravedad el sistema necesitará una mayor presión de degeneración, lo que se consigue comprimiendo aún más la materia.

Sin embargo, existe un límite a esto. Los electrones no pueden moverse más rápido que la luz, y cuando compensar la masa del sistema implica que necesitarían moverse a una velocidad superior, la situación llega a un límite que no puede alcanzar. Ese límite de masa se llama límite de Chandrasekhar, y está en torno a 1,4 veces la masa del Sol. A partir de ahí, por definición, una estrella no podrá alcanzar nunca la estabilidad como enana blanca y entonces colapsará en algo más violento, como podría ser un agujero negro o una supernova, dependiendo de su rango de masa.

¿Qué actividad tiene una enana blanca?

Una vez estabilizada, la enana blanca no genera más energía. Simplemente se limita a enfriarse lentamente durante miles de millones de años. En lo que le quede de existencia será simplemente una esfera casi perfecta de material degenerado con una finísima capa exterior por la que va perdiendo calor hacia el espacio.

Inicialmente, su interior es un líquido caliente, pero con el paso del tiempo se enfría tanto que cristaliza y provoca una situación muy curiosa. Como ya se mencionó, muchas enanas blancas están hechas de carbono, y sabemos que el carbono cristalizado se convierte en diamante, convirtiéndose por tanto en piedras preciosas del tamaño que la Tierra. Hay que matizar, eso sí, que aunque sería un diamante en el sentido físico estará lleno de impurezas y características exóticas.

Cuando una enana blanca termina de enfriarse completamente, acaba por convertirse en una enana negra, un objeto que ya no emite luz ni calor. No obstante, hay un detalle importante, y es que el tiempo que se estima que tarda una enana blanca en enfriarse del todo supera a la edad actual del Universo. Esto provoca algo evidente, y es que no puede sorprender a nadie que no se haya observado hasta ahora ninguna enana negra y no se espera que se consiga ver ninguna en muchísimo tiempo. Una consecuencia positiva de esto es que el estudio de las enanas blancas y su enfriamiento permite poner límites observacionales a la edad del Universo.

Miles Heller tiene 28 años y lleva ocho de ellos huido de su casa. Después de provocar sin querer la muerte accidental de su hermanastro empezó un declive psicológico que culminó en esa escapada para intentar encontrarse a sí mismo.

Tras dar tumbos por varios sitios llega a Florida, donde trabaja vaciando casas de desahuciados y tiene un gusto turbio por sacar fotos de lo que ve en esos hogares abandonados a las prisas. Lleva una vida minimalista con la lectura como único ocio, pero se pone bastante menos minimalista cuando conoce a Pilar, de 16 años, y empieza una relación cuestionable en lo legal y lo ético que lo lleva a una situación complicada cuando la hermana de la chica lo chantajea. Le exige que robe cosas para ella en las casas que vacía si no quiere que hable con los señores que visten de azul y meten a gente en celdas.

Esa situación coincide con la llamada de la única persona de su Nueva York natal con la que mantiene contacto, su amigo Bing. Este le dice que acaba de entrar a vivir en una casa okupa que le sale baratísima (cero dólares al mes), y que si le cunde tiene hueco. Tras pensarlo mucho, Miles decide que le compensa más arriesgarse a un desalojo que a un juicio por juntarse con menores y vuelve por primera vez en muchos años a la ciudad de sus padres, con los que no se comunicó ni una vez durante todo ese tiempo. Él cree que no tienen noticias de su paradero, pero lo cierto es que Bing lleva desde el principio informándoles sin decir nada a Miles.

La historia, una vez Miles llega a Nueva York, va alternando los enfoques de diferentes personajes de la trama. Nos metemos en la cabeza del padre de Miles, de la madre, de sus compañeros en la casa okupa… Y la historia se va tejiendo poco a poco sin demasiados giros de guion, pero con muchísimas anécdotas de beisbol. Más de las deseables.

Auster me suele gustar, pero en este libro no le pillé el punto, llega a un final abrupto y frío, más aún de lo que es común en él. Sacas la moraleja de que no se puede escapar siempre y que elegir voluntariamente la soledad es absurdo, pero si bien la historia es agradable de leer, no culmina de una manera que haga pensar que valió del todo la pena.

VALORACIÓN:

Una estrella se mantiene viva mientras está en equilibrio

¿Por qué solo las estrellas de baja masa terminan como enana blanca?

El nacimiento de la enana blanca

A mayor masa, menor tamaño

¿Qué actividad tiene una enana blanca?

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