La investigación astrofísica de Oppenheimer

Antes de que Oppenheimer se convirtiera en líder del Proyecto Manhattan, profundizó en la física nuclear en las condiciones más extremas del universo. En una serie de artículos durante la década de 1930, Oppenheimer se convirtió en uno de los primeros físicos en determinar el límite de masa de los núcleos atómicos individuales. Estos núcleos atómicos existen en los núcleos de las estrellas de neutrones tal como las conocemos hoy, y si superan este límite, exploran el reino de las "estrellas oscuras", lo que ahora llamamos agujeros negros. Mientras que Oppenheimer es conocido por encabezar el programa de desarrollo de armas nucleares de Estados Unido, su legado en astrofísica sigue siendo una parte crucial de nuestra comprensión de los agujeros negros y su formación.

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Imaginemos una estrella, compuesta principalmente de hidrógeno y helio, donde una inmensa gravedad atrae despiadadamente estos materiales hacia adentro. Una pregunta que hace mucho preocupa a los físicos es: ¿por qué estos objetos no colapsan bajo la fuerza de la gravedad? Para que esta situación se haga realidad, debe generarse algún tipo de presión dentro de la estrella que resista con éxito la atracción gravitacional.

Entonces, ¿cómo se genera esta presión? No podría ser combustión química porque la vida útil de estrellas como el Sol se mide en miles de millones de años, mientras que la combustión química sólo puede durar miles de años. Tampoco podría provenir de una contracción gravitacional porque la densidad de las estrellas no coincide. Algo nuevo debe estar sucediendo en el núcleo de la estrella, una reacción que involucra fuerzas nucleares.

Al juntar dos hechos, se puede sugerir lo siguiente: la composición principal de las estrellas es el hidrógeno, seguido del helio, y las masas relativas de los átomos de hidrógeno y los núcleos de helio-4 significan que la masa de un núcleo de helio-4 es en realidad del 0,7% menor que la masa de cuatro núcleos de hidrógeno-1. Bajo la presión y temperatura extremas generadas en el núcleo de una estrella, pueden ocurrir una serie de reacciones nucleares, lo que lleva a una reacción en cadena, donde los núcleos de hidrógeno eventualmente se convierten en núcleos de helio, liberando energía en el proceso.

A través de la ecuación de equivalencia masa-energía de Einstein, los físicos calcularon que la energía liberada podría proporcionar una tremenda presión radiativa hacia el exterior, que permitiría que las estrellas brillen durante mucho tiempo y resistan el colapso causado por la gravedad. Mientras la mayoría de los científicos que estudiaban este problema estaban ocupados entendiendo los detalles de las reacciones nucleares, Oppenheimer estaba interesado en otro aspecto: ¿qué sucede cuando una estrella se queda sin combustible nuclear por completo?

Sin una fuente de combustible para seguir generando radiación, la gravedad toma el control y el núcleo de la estrella comienza a contraerse. Cualquier sistema físico que se contraiga rápidamente, sin tiempo suficiente para intercambiar calor entre su interior y su exterior, provocará un aumento de temperatura. Según nuestro conocimiento moderno de la física nuclear, elevar la temperatura del núcleo rico en helio de una estrella masiva puede desencadenar la fusión de helio, liberando incluso más energía que la anterior fusión de hidrógeno.

Pero algunas estrellas, como el Sol, no se calentarán a la temperatura necesaria para iniciar más reacciones de combustión nuclear. Por lo tanto, su núcleo seguirá contrayéndose hasta que ya no pueda contraerse más. El grado en que una estrella puede contraerse es limitado, y este límite está determinado por efectos de la mecánica cuántica: la presión de degeneración de los electrones que flotan en un océano de núcleos atómicos. Como no hay dos electrones que puedan ocupar el mismo estado cuántico, como dicta el principio de exclusión de Pauli, este tipo de restos estelares pueden resistir el colapso gravitacional.

Sin embargo, la masa de una enana blanca debe ser limitada; más allá de cierta masa, se predice que el tamaño de la enana blanca será cero, un valor completamente antifísico. Una vez que se alcanza una densidad crítica, deben ocurrir más reacciones nucleares o la enana blanca debe continuar colapsando, formando eventualmente un agujero negro. Este límite de masa fue propuesto originalmente por Chandrasekhar en 1930 y desde entonces se conoce como límite de masa de Chandrasekhar.

Oppenheimer optó por considerar otro aspecto de este problema: ¿qué sucede con esas estrellas masivas, aquellas cuya temperatura y densidad aumentan a alturas arbitrarias después de quemar sus fuentes de combustible de hidrógeno y helio? Cuando un enorme núcleo de carbono se contrae, se calienta lo suficiente como para iniciar la fusión del carbono, creando elementos como el neón. A medida que el núcleo del neón se contrae y se calienta, sufre un proceso llamado captura de neón, convirtiéndose en oxígeno. El núcleo se contrae nuevamente, elevando la temperatura, lo que lleva a la fusión del oxígeno y produce elementos como el silicio y el azufre. A medida que el núcleo se contrae más y el oxígeno se agota, se produce la quema del silicio, generando elementos como azufre, argón, calcio, titanio, cromo, hierro y níquel. En este punto, el núcleo se vuelve inerte y rápidamente sufrirá el colapso de una supernova.

Si bien Oppenheimer no conocía estos detalles, llegó a una idea importante. Independientemente de las reacciones nucleares que se produzcan, en última instancia existe un límite: todo el núcleo de la estrella actúa como un único núcleo atómico, y la masa de este núcleo atómico inevitablemente tiene un límite. Comprimir un protón y un electrón a una temperatura y presión suficientemente altas lo convertirá en un neutrón mediante la captura de electrones, liberando posteriormente neutrinos fantasmales.

El progreso en esta área se produjo excepcionalmente rápido, con el descubrimiento experimental del neutrón por parte de Chadwick en 1932. Justo el año siguiente, Walter Baade y Fritz Zwicky propusieron que las estrellas de neutrones se producirían en el agonizante colapso gravitacional de una estrella masiva. Esta fue la pregunta que cautivó a Oppenheimer en la década de 1930: tome una estrella de neutrones, cualquiera que sea la masa que desee, y comprímala aún más por el medio que desee. Hasta cierto punto, nos encontraremos con un límite similar al límite de Chandrasekhar, pero esta vez para las estrellas de neutrones.

Oppenheimer se basó en el trabajo de Richard Tolman antes que él y colaboró con George Volkoff para inferir que tenían que estar en juego los mismos efectos físicos. No importaba si eran neutrones, protones o electrones, todos eran ejemplos de fermiones y todos seguían el principio de exclusión de Pauli. Esto dio lugar a una presión de degeneración que impedía que los restos de una estrella (ya fuera una estrella de neutrones o una enana blanca) superaran una determinada masa crítica.

El modelo más simple para una estrella de neutrones, una estrella de neutrones fría, no giratoria, con un límite de masa máximo, fue propuesto por primera vez por Oppenheimer y Volkoff y hoy se conoce como límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV). Dada la física nuclear y de partículas moderna, utilizando las mismas ecuaciones y métodos, podemos calcular que la masa máxima posible para una estrella de neutrones que no gira es aproximadamente de 2,2 a 2,9 veces la masa del Sol.

¿Se alinean las predicciones modernas que surgen del trabajo de Oppenheimer con nuestras observaciones de estrellas de neutrones? Encontrar las estrellas de neutrones de mayor masa y los agujeros negros de menor masa es una tarea muy desafiante porque determinar las características de estos objetos es notoriamente difícil y son genuinamente raros. Sin embargo, con las mejoras continuas en las técnicas de sincronización de púlsares, el descubrimiento de nuevas estrellas de neutrones dentro de la Vía Láctea y más ejemplos de fusiones de estrellas de neutrones entre estrellas de neutrones en el horizonte, es posible que nos acerquemos cada vez más a descubrir los límites de las estrellas de neutrones /masa del agujero negro.

Cuando nos referimos a Oppenheimer, no debería ser sólo por su vida personal, sus posturas políticas o incluso su papel en el desarrollo de las bombas atómicas. En cambio, desde una perspectiva científica, su contribución más duradera al mundo es la astrofísica: desarrolló el marco teórico para comprender los límites de masa que definen las estrellas de neutrones y los agujeros negros.