La mecánica cuántica en la astrofísica

Lo más notorio de la astrofísica es su escala, vasta, abarcando el universo completo. Pudiera parecer lógico que lo único relevante son las fuerzas que abarcan esas escalas grandes, como son la gravedad o la energía oscura. Si lo único que nos interesa es la aglomeración de material en las galaxias y la expansión del universo, las fuerzas que actúan sobre distancias enormes son las importantes.

Sin embargo, las galaxias no son masas amorfas de materia. Tienen mucha estructura y ahí contribuyen otras fuerzas, entre ellas las que se derivan de la mecánica cuántica.

Se desarrolló la mecánica cuántica hace un siglo con el objetivo de explicar la física a la escala de los átomos que se observaba en el laboratorio. Uno de los conceptos claves de la mecánica cuántica es “la dualidad onda-partícula”, que todo puede comportarse o como partícula o como onda. El comportamiento como partícula es como el balón de futbol, después de pegarlo, describe una trayectoria y cae, en principio, muy predecible. Se ilustra el comportamiento como onda con el sonido. Hablamos y todas las personas a nuestro alrededor nos escuchan, al mismo tiempo. A diferencia del balón, que va de un lugar a otro, el sonido permea todo el espacio. Como consecuencia, si algo se comporta como onda, su ubicación no puede definirse tan fácilmente. Esto permite explicar muchas cosas en la astrofísica.

Como un primer ejemplo, tenemos la generación de energía en las estrellas a través la fusión nuclear, su fuente principal de energía. En la fusión nuclear, dos átomos se fusionan para sintetizar un átomo más pesado y liberan energía en el proceso. En este proceso, la fuerza electrostática debería mantener separados a los átomos porque son ambos cargados positivamente, pero se aprovecha el aspecto como onda y la ambigüedad consecuente en sus posiciones para permitir que los átomos se acerquen muchísimo más de lo que se esperaría, permitiéndoles fusionar, lo que se conoce como el “efecto túnel”.

Otro ejemplo aparece posteriormente, cuando las estrellas ya no pueden generar energía por reacciones nucleares. En estrellas más de 10 veces más masivas que nuestro Sol, la fusión nuclear convierte la parte más interna en un núcleo de hierro. El hierro es el núcleo más fuertemente ligado, así que no se puede fusionar el hierro y generar energía, sino lo contrario, cuesta energía. Al formarse el núcleo de hierro, la gravedad, siempre presente, comprime la estrella, inyectando energía al hierro, desintegrándolo, lo cual provoca que la estrella colapse, causando lo que observamos como una supernova. La estrella, o, más bien, lo que queda de ella, se convierte en una explosión gigantesca que esparza su material en el espacio circundante.

En lo que era la parte más central de la estrella, puede quedar un agujero negro o una estrella de neutrones. Si queda un agujero negro, aun no conocemos bien su estructura interna. Pero, si resulta una estrella de neutrones, tendrá una masa como la del Sol, o hasta posiblemente 2 o 3 veces mayor, y un tamaño de apenas una decena de kilómetros. Una estrella de neutrones está compuesta casi completamente de neutrones (de ahí su nombre) y no genera energía. ¿Cómo se sostiene? Aquí aparece el comportamiento como onda. Resulta que ningún par de neutrones pueden tener el mismo estado de energía. Por lo tanto, todos los neutrones en la estrella tienen que acomodarse en niveles de energía distintos, conformando lo que llamamos un “gas degenerado”. En la práctica, esto genera una presión enorme y permite a las estrellas de neutrones de existir en la configuración más densa de la materia que conocemos.

*- La autora es investigadora del Instituto de Astronomía de la UNAM. U.A Ensenada.