Meditaciones desde Prasanthi Nilayam

EN BUSCA DE LO INFINITO – PARTE III

por el Prof. G. Venkataraman

EL NACIMIENTO Y LA MUERTE DE ESTRELLAS

Sai Ram y afectuosos saludos nuevamente. Espero que encuentren que este viaje es emocionante. La última vez les presenté algunos hechos relativos al nacimiento de nuestro Universo. Hoy me gustaría relatarles algo acerca del nacimiento y la muerte de estrellas. Las estrellas pueden no tener vida a la manera de la nuestra, pero hay una cosa como el llegar a existir de una estrella. Créanlo o no, al igual que nosotros los humanos, ¡las estrellas también tienen un renacimiento! De modo que tenemos frente a nosotros una fascinante exploración.

En el Principio ...

En lo que concierne a los humanos, la Biblia dice que todo comenzó con Adán y Eva. Del mismo modo tenemos que empezar pensando en como llegaron a la existencia las primeras estrellas en el Universo. Con este propósito, tenemos que retroceder hasta los comienzos mismos del Universo, vale decir el así llamado Big Bang. Por el momento voy a obviar la compleja secuencia de eventos que tuvieron lugar en el primer segundo después del nacimiento. Este primer segundo es extremadamente importante e increíblemente fascinante, mas para nuestros actuales propósitos, es mejor partir después del segundo uno.Entonces, ¿cómo era el Universo cuando no era sino un bebé de un segundo de edad?

Primero, en cuanto al tamaño. A la edad de un segundo, el Universo tenía un radio de grosso modo 10 billones de km [o una milésima parte de un año luz]; a guisa de comparación, la distancia de Plutón al Sol es aproximadamente 6 billones de km. Hoy en día, el tamaño del Universo es de cerca de 15 billones de años luz. Sólo para recordarles, un año luz equivale a la distancia de 10 trillones de km; de modo que hoy, ¡el radio del Universo es de diez trillones de veces quince billones de km! Esto como para exclamar ¡CARAY!, ¿no es cierto? Y es así que, a un segundo el Universo era realmente pequeño comparado con lo que es hoy.

Muy bien, ¿y de qué estaba hecho el Universo cuando tenía sólo un segundo de edad? ¿Había estrellas, planetas etc.? Nada de eso. El Bebé Universo estaba hecho de electrones y de núcleos atómicos, vale decir núcleos de elementos simples como hidrógeno y una pizca de helio, eso es todo. Por los siguientes varios miles de años o algo, no sucedió mucho salvo que el bebé siguió creciendo, y mientras se producía esta expansión, el Universo estaba lleno básicamente de gas de hidrógeno y algo de helio. Por supuesto, la distribución del gas no era uniforme; en algunos sitios había más y menos en otros; aún así, había gas en todas partes, aunque en densidades variables.

La Gravedad Asume el Mando

Cerca de un millón o así de años después del nacimiento [para entonces el Universo ya era mucho más grande] en algunos lugares en donde había una gran concentración de gas, la nube de gas comenzó a contraerse. ¿Cómo es eso? Debido a la gravedad. Supongo que saben que la fuerza gravitacional, descubierta por Newton, es una fuerza de atracción. La materia atrae a la materia, y de eso se trata la gravedad. Ahora bien, una nube de gas de hidrógeno está conformada por átomos de hidrógeno y siendo materia, los átomos pueden atraerse entre sí. Verdad, el átomo de hidrógeno es extremadamente pequeño y, por ende también es muy, muy reducido su poder de atracción. Y cuando dos átomos están, digamos, a un millón de km de distancia, la atracción podría parecer negligible. Mas es aquí en donde la Naturaleza nos sorprende. Gracias a puros números, se van sumando las pequeñas atracciones y, eventualmente, la nube de gas se comporta como si alguien la estuviera comprimiendo desde afuera. Nadie lo hace realmente; lo que sucede en verdad es que cada átomo atrae a cada otro y el resultado neto es que todos ellos comienzasn a acercarse cada vez más. Para un observador externo esto le podría parecer como si se estuviera aplicando una compresión; es únicamente una auto-compresión operada por la gravedad.

Para información, debiera mencionar que mientras la gravedad atrae hacia adentro, la nube trata de difundirse debido a la presión del gas, como sucede en todas las nubes. Estoy seguro que han visto esponjosas nubes en el cielo haciéndose más grandes por la difusión causada por la presión hacia afuera del gas, para luego como desvanecerse. No obstante, la presión del gas es insignificante y la gravedad simplemente lo arrolla. La gravedad es realmente sorprendente. Aparece como débil e insignificante, ¡mas a escala del Universo, es importante debido a que es tan largo su alcance!

Bien, de modo que la enorme nube de hidrógeno está siendo cada vez más comprimida. ¿Qué sucede? ¿Queda aplastada hasta ser un punto? No realmente, porque algo comienza a suceder cuando la nube realmente empieza a contraerse. Saben, el proceso de contracción va acompañado también por un proceso de calentamiento, siendo este calentamiento mucho mayor en el centro de la nube. Ahora, cuando digo que la nube se va calentando, no se imaginen temperaturas como las que experimentamos durante un ardiente día de verano. Créanlo o no, ¡en el centro de la nube, la temperatura puede llegar a ser tan alta como un MILLON de grados! ¡CÁSPITA! Vaya eso si que es temperatura,¿no lo creen? Por su puesto que lo es y, efectivamente, comienzan a suceder cosas.

Instrumentos para Fusión Termo-Nuclear

Debo aclarar que cuando digo que la temperatura en la comprimida nube de gas puede llegar a niveles tan altos como un millón de grados, lo que quiero decir es que lo hace en el centro de la nube. Cuando uno se aleja del centro, la temperatura comienza a caer. No obstante, el hecho que suba a un millón de grados o más cerca del centro, da lugar a que sucedan cosas interesantes. Básicamente la temperatura astronómicamente alta hace que los núcleos de hidrógeno se fundan para formar núcleos de helio. Pasaremos por alto los detalles que pertenecen al ámbito de la física nuclear; aunque debo decir ésto – esta reunión de los núcleos de hidrógeno para formar núcleos de helio es denominada fusión nuclear, y debido a que esta fusión de núcleos livianos para transformarse en núcleos mayores es producida por altas temperaturas, a menudo se la denomina como fusión termo-nuclear.

Lo importante e interesante acerca de esta fusión nuclear es que es acompañada por la liberación de una cantidad de energía. Esta energía fluye luego hacia la superficie externa que es mucho más fría – supongo que saben que el calor siempre fluye desde una región de alta temperatura hacia una de temperatura baja. Desde la superficie de la nube, la energía es irradiada hacia el espacio como calor y luz.

Repito, primero se produce la compresión gravitacional de la nube de gas de hidrógeno. Esto lleva al calentamiento, en especial del centro. Cuando se alcanzan temperaturas muy altas, se da la ignición termo-nuclear. Este es un proceso en el que pequeños núcleos se fusionan para formar núcleos mayores, y en el proceso también se libera energía. Este proceso es sostenido y nace una estrella.

Pregunta: Inicialmente se daba la compresión que llevaba a la ignición termo-nuclear. ¿Continúa la compresión después de gatillada la ignición?

¡No! Lo que sucede es que, mientras la gravedad trata de comprimir a la nube de gas, la radiación que fluye hacia afuera ejerce una presión centrífuga que trata de expandir a la nube de gas. De modo que se produce una pugna entre la fuerza centrípeta debida a la gravedad que trata de comprimir la nube de gas y la fuerza centrífuga debida a la radiación [¡esto es sustancial!] que trata de expandir la nube de gas. Se llega a un equilibrio y tenemos entonces una nube de gas de tamaño estable que es caliente en su centro y que irradia energía hacia el espacio.

De modo que es así como nace una estrella de una nube de gas que es muy grande y fría para empezar. Entre paréntesis, en una bomba de hidrógeno, se libera una enorme cantidad de energía vía la fusión termo-nuclear. No obstante, en la bomba, todo se acaba en menos de una millonésima de segundo, en tanto que una estrella sigue liberando energía termo-nuclear por millones, si no billones, de años. ¡Es así que nuestro Sol no es más que un artefacto termo-nuclear autosustentado!

Y bien, nace una estrella. ¿Arderá para siempre o tiene una vida finita? Si fuera esto último el caso, entonces ¿Cuánto vive una estrella? La respuesta es simple. Una estrella es como un fuego encendido; del mismo modo en que un trozo de leña arderá mientras quede algo de leña, así también una estrella arderá por mientras quede combustible. Cuando la provisión de combustible comienza a agotarse, la temperatura empieza a descender y empieza el enfriamiento. Entonces comienza un partido totalmente nuevo. La historia a continuación.

El Ciclo Estelar: Nacimiento, Muerte y Renacimiento

Dije que cuando se agota el combustible, se detiene la quema de la ignición termo-nuclear y la estrella empieza a enfriarse. Entonces, suceden dos cosas. Primero, en las regiones internas de la estrella extinta, en donde es alta la densidad, comienza a dominar la gravedad y se inicia un proceso de contracción. Las capas exteriores, por otro lado, intentan expandirse como una nube. Es así que el resultado neto es que la nube en su totalidad, aparece como muy grande desde afuera; no obstante, la región interna empieza a contraerse y a calentarse una vez más. Dicho sea de paso, cuando nuestro Sol “muera” y comience a expandirse, se espera que se vuelva tan grande como para extenderse hasta las cercanías de la Tierra; se convertiría en un verdadero gigante con un opaco resplandor rojo, visto desde afuera. Los astrónomos han descubierto muchos gigantes rojos, y es por eso que resulta plausible la hipótesis.

Muy bien, de modo que tenemos a este gigante rojo, grande y ténue por afuera, mas con un núcleo que se contrae y se calienta una vez más. ¿Qué sucede a continuación? Esa es una historia interesante. Saben, en las estrellas de primera generación, los núcleos de hidrógeno se fusionaban para formar núcleos de helio y cuando se reduce la provisión de hidrógeno, se detiene la combustión termo-nuclear.

Es ahí cuando la estrella se convierte en un gigante rojo con su núcleo que se comienza a contraer de nuevo y a calentarse. ¿Algún parecido con el ‘encendido’? Sí lo hay, y esta vez la temperatura deberá elevarse primero a un nivel en que el helio pueda actuar como combustible.

Como pueden ver, en el primer intento, la estrella es un caldero en el que el hidrógeno es convertido en helio. Después de un período de “reposo” todo empieza de nuevo, repitiéndose el mismo tipo de historia.

Primero una contracción debida a la influencia de la gravedad, entonces se calienta el núcleo, y cuando la temperatura es adecuada, se produce una vez más la ignición termo-nuclear, esta vez fusionándose los núcleos de helio para conformar núcleos ligeramente más pesados, liberando energía en el proceso.

La energía fluye hacia afuera y es finalmente irradiada hacia el espacio. Esta, por así decirlo, es la estrella ‘hija’. De esta hija nace otra estrella, la que podríamos llamar la ‘nieta’ y así sigue adelante, generación tras generación.

En resumen, nace una estrella, muere, renace, muere, renace, muere y así sucesivamente. Cada vez, la estrella se convierte en un caldero en donde son cocinados los elementos, los livianos se fusionan en elementos más pesados y, de esta manera, fueron llegando a existir nuevos y nuevos elementos en el Universo, sobre los cuales aprenden los estudiantes de química.

Descubriendo lo que Sucede a Continuación

¿Algún final para este proceso de estrellas que nacen, mueren y nacen de nuevo etc.? Sí lo hay, y ello es cuando el núcleo, después de haber evolucionado a través de muchas etapas queda conformado sustancialmente de hierro. De ahí en adelante, la ignición termo-nuclear con una contínua liberación de energía es descartada por las leyes de la física nuclear y se detiene el proceso de nacimiento-muerte-renacimiento – ya no quedan oportunidades para que se formen elementos más pesados a través de los ciclos estelares.

Puede que se pregunten: “Mas en la tierra encontramos plata, oro, uranio etc., todos los cuales son mucho más pesados que el núcleo del fierro; ¿de dónde provinieron?” Esa es una pregunta muy interesante, sobre la cual volveremos, tal vez en el próximo artículo. A propósito, espero que hayan notado la forma en que la física nuclear le está ayudando a la astrofísica. Todo este entendimiento sobre la física estelar a través de la inyección de la física nuclear que estoy describiendo, comenzó a producirse en el período entre 1930 y 1940. Este es un notable aspecto del desarrollo de la física moderna. Hay diferentes especialidades que a menudo confluyen de manera sorprendente e inesperada para hacer avanzar las fronteras del conocimiento.

Hasta aquí, lo que les he dicho es lo siguiente: Por el primer millón de años o algo, no hubo estrellas. Luego comenzaron a nacer las primeras estrellas. Estas vivían por algún tiempo y dejaban de quemar combustible dentro de ellas cuando la provisión de hidrógeno disminuía. Después de un período de “reposo”, se iniciaba otra secuencia de quema, esta vez actuando como combustible el helio [producido en las estrellas de primera generación]. Una vez agotado el helio, se produce un nuevo período de “reposo”, y un renacimiento en el que el helio se convierte en un elemento ligeramente más pesado y así sucesivamente, ¡es como una partida de punarapi jananam que se representa en el Cosmos!

Pregunta: “¿Qué le sucede a una estrella cuando finalmente cesa de arder?” ¡Aquí es exactamente donde la historia se hace incluso más interesante!

El Prodigioso Subramanyan Chandrasekhar

Esa historia está conectada con un famoso científico que lo iniciara todo cuando era sólo un estudiante de dieciocho años. Su nombre es S. Chandrasekhar. Más tarde llegó a ser un científico de fama mundial y también ganó el Premio Nobel. Mas, como dijera alguien, él no llegó a ser grande con el Premio; era tan famoso que el Premio Nobel ganó en prestigio al serle concedido a él. A propósito, hay un satélite de la NASA en el espacio, que lleva un observatorio de rayos-x y se llama CHANDRA, lanzado en 1996, el que ha proporcionado imágenes espectaculares y mayor comprensión de la física estelar.

La historia del descubrimiento que hiciera el joven Chandra, es la siguiente. A fines de los años veinte del siglo XX, Chandra era un estudiante de Honor en Física en la Universidad Presidency de Madras. Su tío C.V. Raman, quien había estudiado antes en la misma universidad, se había hecho mundialmente famoso con su descubrimiento del Efecto Raman, por el que ganara el Premio Nobel en 1930. Chandra era claramente fuera de lo común, e incluso siendo aún estudiante había publicado un artículo científico, algo inusual en la India de entonces, y en verdad ahora también.

Chandra estaba totalmente centrado en la física y ganó como premio un libro titulado ‘The Internal Constitution of Stars’ (la constitución interna de las estrellas) escrito por el famoso astrofísico inglés, Arthur Eddington. La mejor manera de describir la estatura de Eddington sería decir que, en ese entonces, ¡era el David Beckham de la astrofísica! El libro produjo un profundo impacto en el joven Chandra y le llevó a reflexionar intensamente acerca de las estrellas y los problemas de la astrofísica. Fue entonces que se produjo el evento que iba a cambiar el curso de su vida.

Por invitación de Raman, un famoso Físico alemán llamado Arnold Sommerfeld, quien era un catedrático magistral y quien tutelaba a cerca de media docena de ganadores del Premio Nobel [¡!] en München, visitaba la India en 1928, dictando conferencias en varios lugares. Una de sus visitas le llevó a Madras y allí dictó una conferencia en la Universidad Presidency. Sommerfeld habló sombre la recién emergente física quántica y sus implicaciones. Chandra, por supuesto, estaba entre la audiencia, mas uno se pregunta si alguien en la audiencia –exceptuando a Chandra – podría seguir el tema sobre el que hablaba Sommerfeld.

Partiendo a Cambridge

Después de la conferencia, Chandra quien para entonces estaba pensando mucho sobre estrellas, pudo reunirse con Sommerfeld y le planteó una cantidad de preguntas. Había un problema en particular que le preocupaba y, cuando después de terminar sus estudios, su padre le pìdió que se presentara a un examen de competencia que le calificaría para un alto puesto gubernamental, Chandra se rehusó de plano – ¡gracias a Dios que lo hizo! En cambio, partió a Cambridge, la Meca de la Física entonces. Y, entre paréntesis, allí se encontraba Eddington en la época.

El año era 1930. En esos días no había aviones supersónicos y había que viajar a Inglaterra por barco. El viaje tomó cerca de dos semanas, y para tener a los pasajeros entretenidos, el capitán del barco organizaba usualmente todo tipo de juegos y fiestas. El joven Chandra, sin embargo, se mantuvo ocupado pensando en qué le sucedería a las estrellas cuando, finalmente, terminaban sus vidas.

Ahora bien, hay una clase de astro-objetos conocidos como Enanas Blancas. Se supone que sean estrellas muertas, es decir, estrellas en las cuales ha cesado por completo la ignición termo-nuclear; en otras palabras, una Enana Blanca es realmente un cadáver estelar. Chandra se interesaba en la fisica de las Enanas Blancas. Lo interesante respecto de ellas es que la materia es allí muy densa. ¿Quieren saber cuán densa? Imaginen tomar un pequeño trozo de material de la Enana Blanca, como del tamaño de una pelota de tennis. ¡Ese pequeño trozo pesaría lo mismo que 25 elefantes! ¡Vaya la densidad! ¿No es así?

Lo que hizo Chandra mientras navegaba, fue pensar en la física de las Enanas Blancas, y esto lo hizo con su método favorito, anotando complejas ecuaciones matemáticas y resolviéndolas. En este proceso, Chandra hizo un descubrimiento. Era como fantástico y misterioso, y Chandra no se sentía muy seguro. Iba a tener que analizar más cuidadosamente, y luego comprobar y recomprobar; todo eso iba a tomar tiempo.

El Problema de las Enanas Blancas

Chandra desembarcó en Inglaterra y se matriculó en Cambridge como estudiante. Junto con su trabajo regular como estudiante, se mantenía ocupado con su obsesión, el estructurar una teoría correcta para las Enanas Blancas. Ahora, las Enanas Blancas dejaron de ser objetos ficticios. Los astrónomos las habían detectado y sospechaban que eran cadáveres de estrellas que habían llegado finalmente a descansar. Mas surgía una interrogante. Desde el punto de vista de la física clásica, cuando muere finalmente una estrella y no queda nada por arder en su interior, entonces, dada su masa, debiera dominar la gravedad.  

Si así fuera, entonces la estrella sería gradualmente más y más comprimida y empezaría a contraerse. Esta contracción continuaría inexorablemente hasta que la estrella colapsara en un punto de densidad infinita. Parecía que no había nada que detuviera a una estrella hasta que no llegara a convertirse en un punto. Mas las Enanas Blancas, para las que todo el mundo concordaba en que representaban restos estelares, no tenían el tamaño de un punto. Por ende, algo estaba deteniendo a la gravedad en su inflexible contracción. ¿Qué sería esa fuerza y cómo operaría? Ese era uno de los mayores problemas de aquel entonces.

Ahora, palabras como un punto geométrico, infinito etc. se aceptan en matemáticas, mas para la física no son buenas palabras. Después de todo, la materia está hecha de átomos y los átomos tienen un tamaño finito. ¿Qué significa entonces decir que los átomos son todos comprimidos hasta ser reducidos a un punto? Los físicos no se sentían cómodos con la idea de la materia siendo comprimida hasta convertirla en un punto geométrico. Mas, entonces, si uno acepta la física clásica, ese destino sería inevitable. Fue alrededor de estos momentos que había sido descubierta la mecánica quántica (1925-1939) y la gente decía, “Ah, no podemos confiar por entero en la física clásica cuando se trate de la física a pequeña escala de longitud. Debemos referirnos a la física quántica. Tal vez la física quántica salvaría de algún modo a las Enanas Blancas de ser comprimidas hasta un punto geométrico.”

¿Adivinen qué? Lo hizo y la manera en que sucediera fue señalada por William Fowler de Cambridge. Fowler utilizó las estadísticas de Fermi-Dirac [que Sommerfeld le había explicado a Chandra en Madras] para argüir que la física quántica sí intervenía y salvaba a la estrella muerta del destino de ser inmisericordemente comprimida hasta un punto geométrico. Dicho sea de paso, el término estadísticas Fermi-Dirac es taquigrafía para la descripción matemática de como se comportan los electrones en gran número, cuando se arraciman unos con otros. Fowler señaló que gracias a la naturaleza quántica de los electrones y a su fidelidad a las estadísticas Fermi-Dirac, cuando la materia es comprimida hasta densidades muy altas [como sucede en una Enana Blanca] se genera una presión debida a los electrones en la Enana Blanca.

Esta presión mecánica quántica se denomina presión de degradación y actua centrífugamente. En otras palabras, en la estrella muerta, mientras la gravedad atrae hacia el centro, la presión de degradación presiona hacia afuera, y se produce un entrevero de fuerzas. Eventualmente se produce un equilibrio y la estrella muerta asume un tamaño finito; es salvada de ser reducida a un punto. Ese fue el hallazgo de Fowler, y todos dieron un suspiro de alivio. ¡Salvo el joven Chandra!

Chandra comenzó a tener dudas acerca de la validez total de la teoría de Fowler, incluso cuando era aún un estudiante. Les recuerdo las preguntas y discusión con Sommerfeld en Madras. En lo esencial, Chandra le preguntó a Sommerfeld: “En una Enana Blanca, la densidad de los electrones es altísima. Ante una tal densidad, sin duda los electrones siguen las estadísticas Fermi-Dirac. Mas, puesto que la densidad es alta, los electrones debieran obedecer también a la Relatividad de Einstein; sin embargo, el análisis de Fowler ignora el aspecto relativo del comportamiento del electrón. ¿No debiera combinarse, entonces, la aplicación de la estadísticas quánticas con las apropiadas consideraciones relativas? “ Parecería que Sommerfeld dijo que sí, agregando que un tal análisis valdría la pena. Ese era el tren de investigación que Chandra iniciara y que siguiera por años, incluso mientras pasaba por duras pruebas para responder a sus obligaciones de rutina como estudiante.

Chandra Devela su Obra Maestra

En Madras, Chandra estaba solo, no había nadie más, salvo él, interesado en astronomía o física ni que las entendiera en profundidad. En Cambridge, sin embargo, era muy diferente, se encontraban allí todas las eminencias, incluyendo al gran héroe Eddington y, por supuesto, también a Fowler. De modo que Chandra trabajó arduamente por cinco años, perfeccionando su teoría sobre las Enanas Blancas, revisando cada detalle – él era así, perfeccionista y meticuloso – hasta que, finalmente, tuvo lista su teoría. Ahora sólo faltaba develarla formalmente. Y la oportunidad para ello se presentó en enero de 1935.

Ese mes debía llevarse a cabo una reunión de la Real Sociedad Astronómica en Londres. Estras reuniones eran verdaderos acontecimientos a los que asistían los expertos de punta para presentar los resultados de sus eruditas investigaciones. A Chandra se le concedió media hora, lo que fue arreglado por Eddington mismo. Mas, lo que Eddington omitió decirle a Chandra, fue que él también intervendría, ¡para hablar sobre la teoría de Chandra!

El día era el 11 de enero, y Chandra fue a Londres muy decidido. Habló, un joven indio desconocido, y tomó asiento. Supongo que debe haber recibido un leve aplauso de cortesía, aunque el descubrimiento era fenomenal. Debo decir ahora algunas palabras acerca del descubrimiento de Chandra, antes de seguir con el resto del drama que rodeara a la reunión de Londres.

Recordarán que las investigaciones de Fowler indicaban que las estrellas muertas eran salvadas del fatal destino de ser comprimidas hasta el inaceptable estado de un punto geométrico. El hallazgo de Chandra mostraba que si era incluida la relatividad en el análisis – y no había manera de poderla dejar fuera – entonces, si el objeto colapsante tenía una masa menor que 1.44 veces la masa de nuestro Sol [la masa del Sol es denominada una masa solar], la estrella muerta colapsaría efectivamente hasta un tamaño finito. Mas, si la masa de la estrella muerta era de 1.44 veces la masa solar, entonces, según el análisis de Chandra, nada podía salvar a ese cadáver: no le quedaba más opción que la de reducirse a un punto, ¡sea lo que fuera que esto signifique!

Uno podría preguntar: “Muy bien, aceptado que una estrella muerta con masa de 1.44 veces la masa solar se reduce a un punto. ¿Qué sucede si la estrella muerta tuviera una masa mayor que 1.44 veces la masa solar, digamos cinco o diez veces la masa solar? Después de todo, dichas estrellas existen. ¿Cómo serían sus cadáveres?” Chandra mismo anticipó esta pregunta en su intervención y dijo, “Una estrella de gran masa no puede pasar a la etapa de Enana Blanca, y uno se queda especulando sobre otras posibilidades.” A estas alturas, la física de las estrellas muertas se torna asaz interesante, mas permítanme dejarlo en suspenso hasta que termine con el gran drama del 11 de enero de 1935.

Crece la Oposición a la Teoría

Después que el “niño” terminara su exposición y se sentara, Eddington, el “gigante” se puso de pie gozoso, y comenzó a destrozar la “estúpida” teoría. En realidad, Eddington se apoyó más en su estatura y su retórica que en la ciencia rigurosa. Y la gente le prestó oídos debido a que era una eminencia. De manera inmisericorde echó abajo la teoría de Chandra, intercalando agudezas en el proceso. La audiencia se reía estrepitosamente. En la oportunidad, Eddington también lanzó calumnias sobre la mecánica quántica. Pudo salirse con la suya, porque la mecánica quántica era aún muy nueva y hasta Einstein desconfiaba de ella en aquel entonces.

Volviendo a Chandra, quedó hecho pedazos por la experiencia. Simplemente no esperaba que Eddington lo demoliera de esa manera en público. Se habían reunido tantas veces antes en Cambridge; ¿por qué no había planteado Eddington sus reservas entonces? ¿A qué se debía la necesidad de humillar de esa manera a un joven estudiante en público?

Después de esta asamblea, Chandra habló con unos pocos de los que habían asistido. Algunos simpatizaban con él, en tanto que otros preferían tomar partido por Eddington; muy pocos se preocuparon por examinar los méritos científicos de ambos argumentos. Chandra le escribió entonces a muchas eminencias de toda Europa; la mayoría simpatizó en privado, pero se rehusó a apoyarlo abiertamente. Entretando, Eddington viajó a los Estados Unidos, donde, hablando en Harvard, dijo:

“Todo parecía perfecto hasta que ciertas investigaciones de Chandrasekhar pusieron sobre el tapete el hecho que la fórmula de la relatividad volvió a poner a las estrellas precisamente en la misma dificultad de la que Fowler las había rescatado. Las pequeñas estrellas se enfriaban y terminaban sus días de manera razonable, como estrellas oscuras. Mas, por encima de una masa crítica ... sólo Dios sabe qué acontece con ellas. Eso no le preocupó a Chandrasekhar; parecía gustarle que las estrellas se comportaran de esa manera, y cree que es lo que realmente sucede.”

Volvamos al resto de la historia de esa crucial reunión del 11 de enero. Como les dijera, después de la asamblea, el joven Chandra se sintió absolutamente deshecho, con unos pocos que simpatizaban con él, algunos muy críticos y la mayoría de los astrónomos totalmente indiferentes. Escuchemos a Chandra recordar esos momentos. Dice:

“Había ido a la reunión pensando que iba a ser aclamado por haber encontrado algo muy importante. En cambio, Eddington me dejó en ridículo. Me sentí acongojado. No sabía si continuar o no con mi carrera.

Regresé a Cambridge muy tarde esa noche, probablemente cerca de la una. Recuerdo haberme dirigido a la sala de estar común. Todavía ardía el fuego en la chimenea, y recuerdo haberme parado al frente, diciendo para mí mismo, “Esta es la manera en que acaba el mundo, no con un ‘bang’ sino con un gimoteo.”

Un Verdadero Pionero

La historia no se acaba aquí, aunque ciertamente el primer round fue para el gigante, Eddington. Chandra recibió su diploma y tuvo que decidir qué hacer a continuación. Quería quedarse en Inglaterra y quizás trabajar como conferencista en alguna parte, mas la sombra de Eddington se extendería por todos lados y no estaba seguro de conseguir empleo. De modo que decidió dejar Inglaterra y viajar a los Estados Unidos, en donde se le había ofrecido un puesto en la Universidad de Chicago. Allí se quedó por el resto de su vida, y ascendió hasta convertirse en Profesor Ilustre. Más tarde, la Univesidad llegó a crear una Cátedra con su nombre. Reflexionando aceca de su emigración, Chandra dijo más adelante,

“Tuve que tomar una decisión. ¿Voy a continuar el resto de mi vida luchando o cambiaré hacia otros campos de interés? Me dije, bueno, voy a escribir un libro y, luego cambiaré de interés. Y así lo hice.”

De hecho, esto se convirtió en el estilo de Chandra a lo largo de su vida. Entraba en un área desconocida, literalmente creaba un nuevo tema, escribía un erudito libro sobre su investigación, y seguía adelante para descubrir un nuevo campo. Esto lo hizo una y otra vez, abriendo sendas todo el tiempo. Era básicamente un solitario, muy disciplinado, muy meticuloso, muy concienzudo en todo lo que hacía, incluyendo la forma en que vestía, la manera en que ordenaba sus comidas en un restaurante [fue un vegetarino hasta el final], y en la manera en que “disfrutaba” la música. Martin Schwarzchild, un astrofísico de la Universidad de Princeton, dice:

“La concentración de Chandrasekhar es increíble. Combina una clara inteligencia matemática con una fenomenal persistencia. No hay un solo campo en el que él haya trabajado, en el cual no estemos ahora usando a diario algunos de sus resultados.”

Chandra reunió innumerables premios y distinciones, y narró una vez una historia acerca de cómo los consiguiera. Parece que había un General que había ganado muchas distinciones y medallas. Como saben, los oficiales militares usan sus medallas sobre el uniforme; así lo hacía este General. Una vez, estando en una fiesta, una jovencita se le acercó y comenzó a admirar las medallas. Preguntó entonces, “General, ¿cómo llegó a ganar todas estas?” El General sonrió y señaló una muy pequeña en medio de las otras, diciendo, “¿Vé esta medalla? Me fue conferida por error,¡y después de ella siguieron todas las demás!” Ese era Chandra, totalmente concentrado en su trabajo, y tomando livianamente sus premios.

Chandra vivió hasta más de los ochenta años y trabajó hasta el final, preocupado con los problemas límites en astrofísica. Desarrolló casi por sí mismo la famosa publicación Astrophysical Journal, una revista pionera en el campo de la Astrofísica. Cuando dejó de ser su Editor, hubo una pequeña recepción en la cual, el hombre encargado de la prensa [un estadounidense típico, pragmático, sólido] dijo, “Hemos editado muchos artículos que tratan del así llamado límite Chandrasekhar. No sé lo que significa eso, pero en lo que a mí concierne, este Profesor no conoce límites en lo que atañe al trabajo.”

El Nacimiento de una Nueva Física

Hasta aquí con el interludio acerca del gran drama concerniente a Chandra y lo que siguiera. Volvamos a la ciencia antes de concluir con este segmento de nuestra búsqueda en común. Para entenderlo tenemos que ver el gráfico que coloca los resultados de Fowler junto a los de Chandra. Ambos gráficos muestran como el radio del objeto final varía con la masa del objeto que colapsa.

Tratemos de entenderlo lentamente. Comenzamos con una estrella que está muerta; está este cadáver y tiene una cierta masa. Comienza ahora a reducirse de tamaño, comprimido inexorablemente por la gravedad.

Pregunta: “¿Cuál sería el radio del objeto final?” La física clásica decía ‘cero’, un resultado inaceptable. Luego vino Fowler de Cambridge quien dijo que la presión de degradación quántica salvaría al cadáver del destino de desvanecerse hasta un punto geométrico. Cierto, mientras mayor sea la masa, más pequeño sería el tamaño del objeto final, mas, allende una cierta masa, el tamaño final sería más o menos el mismo, prescindiendo de la masa del objeto que colapse. Todos lanzaron un suspiro de alivio. Y, entonces, aparece un joven advenedizo de la India quien, sentado allí en Cambridge, justo bajo las narices del famoso Eddington, se atreve a decir, “Ah, pero saben, a Fowler se le olvidó incorporar a la relatividad en su análisis. Si se la incluye, obtenemos una historia por completo diferente.”

El hallazgo de Chandra fue que, sí, la estrella comienza a comprimirse a un radio cada vez menor, una vez que “se queda sin cumbustible”. Mientras mayor es la masa, menor será el radio del objeto/cadáver final. Ese fue también el descubrimiento de Fowler, mas aquí es donde Fowler y Chandra difieren. En tanto que Fowler decía que más allá de un punto, todas las estrellas muertas, sin importar cual fuera su masa inicial, se consolidan en más o menos el mismo radio final. Chandra dijo ¡NO! Cuando la estrella muerta tiene 1.44 de masa solar inicial, el radio final realmente se vuelve cero. Tal vez la Naturaleza no quiera tolerar un cadáver de radio cero y muchas otras cosas podrían intervenir para evitar que el cadáver tenga ese destino.

Mas Chandra afirmó que la versión de Fowler no es el final de la historia, que la relatividad tiene un papel que desempeñar y que su versión de la historia de los cadáveres estelares representaba el primer capítulo en una historia nueva y excitante en la vida y muerte de las estrellas. Me reservaré para una narración posterior lo que sucede cuando mueren las estrellas de grandes masas. Mas ahora, puedo decir ésto – las investigaciones de Chandra iniciaron un juego de pelota completamente nuevo y muy emocionante – estén atentos a todo lo que venga en la próxima entrega!

Volviendo a nuestro joven héroe quien quedara muy lastimado en su tímido debut, allá por 1930, pocos creyeron en Chandra y los que lo hicieron, no se atrevieron o no se interesaron por hablar abiertamente, debido al peso de Eddington. Cuando el Papa dice NO, ¿quién se atreve a oponérsele, aunque esté equivocado? Mas el TIEMPO demostró que el Papa estaba absolutamente equivocado y que Chandra había en realidad abierto una nueva puerta que conducía hacia un panorama fascinante [todo esto la próxima vez]. Antes de concluir, debo volver a la relación de Chandra con Eddington.

Recordarán que cuando Chandra era aún un mero estudiante, había ganado el libro de Eddington como premio; libro que hizo mucho para estimular su interés por la astronomía y la astrofísica. Más adelante, en Cambridge, Eddington se interpuso realmente en el camino de la investigación de Chandra y, literalmente, lo hizo marcharse de Inglaterra. No obstante, Chandra y Eddington siguieron intercambiando cartas, mayormente de naturaleza personal y cuando Eddington muriera en 1944, Chandra dijo, hablando en una asamblea en su memoria en la Universidad de Chicago:

 “Creo que cualquiera que haya conocido a Eddington concordará conmigo en que era un hombre de una integridad y carácter muy elevados. No creo, por ejemplo, que alguna vez haya pensado insensiblemente de alguien. Es por eso que resultaba tan fácil disentir con él en asuntos científicos. Siempre podrían haber estado ciertos que él nunca les interpretaría injustamente por ese motivo. Es algo que no puede decirse de otros.”

En 1982, la Universidad de Cambridge invitó a Chandrasekhar a dictar una serie de conferencias con ocasión del centenario de Eddington. Chandra tituló sus conferencias: Eddington: el Más Distinguido Astrónomo de Su Tiempo.

¿No resulta sorprendente que a la misma persona que más sufriera a manos de Eddington, se le pidiera que dictara estas conferencias? Lo que no sorprende es que Chandra alabara caballerosamente a Eddington – para él, los desengaños del pasado habían sido superados hacía mucho tiempo.

Y bien, aquí es donde debemos separarnos, hasta que nos encontremos de nuevo. Entretando, les invito a reflexionar sobre los maravillosos misterios que el Señor ha incluido en nuestro hermoso Universo. Estoy seguro que estarán de acuerdo en que el Señor es asombrosamente bello y también lo es Su Universo, en cada partícula.

Jai Sai Ram.

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FUENTE: H2H@radiosai.org

Traducción de Herta Pfeifer

Santiago, 6 de marzo, 2007