En la clase de ayer comenté que la presión de degeneración en un gas de fermiones era central para explicar la estabilidad de estrellas enanas blancas (y también juega un rol en estrellas de neutrones).

Una enana blanca es una estrella que quemó todo su material nuclear: una estrella como el Sol, luego de quemar todo el hidrógeno, quema material nuclear mas pesado como el Helio. Para ello necesita mayor presión y temperatura en el núcleo, pero también genera mas energía en la reacción nuclear y se expande hasta convertirse en una gigante roja. Luego de quemar todo el material disponible para la fusión, sufre una inestabilidad y expulsa buena parte de su masa. El núcleo de la estrella, que puede tener una masa equivalente a la del Sol pero comprimirse hasta un volumen como el de la Tierra, mantiene el calor residual y forma la enana blanca (la imágen en este post muestra a Sirius B, una enana blanca, indicada por la flecha). Como comenté en clase, la evolución de las estrellas se suele graficar en un diagrama de Hertzsprung-Russell.

Si una enana blanca no quema mas material nuclear, ¿qué mantiene a la estrella estable evitando el colapso gravitatorio? La respuesta es la presión de degeneración en un gas de Fermi: en la estrella la densidad de la materia es tan grande que el gas está degenerado, y y la presión de Fermi es suficiente para contrarrestar la fuerza de gravedad. Algo parecido ocurre en estrellas inicialmente aún mas masivas, que pueden evolucionar a estrellas de neutrones. Finalmente, si la masa inicial de la estrella es aún mayor (mas grande que la masa límite de Chandrasekhar), la presión de degeneración no es suficiente para evitar el colapso gravitatorio y se puede formar un agujero negro.

Los que quieran leer mas detalles sobre el balance de fuerzas en una estrella enana blanca pueden ver el siguiente link (9 páginas):

Propiedades de enanas blancas y el gas degenerado de electrones

Para los que quieran saber aún mas, y conocer los detalles de la historia que les conté sobre el rol de Subramanyan Chandrasekhar en el desarrollo de la teoría de interiores estelares y la evolución de las estrellas hacia enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros, pueden ver los siguientes links:

La autobiografía que Chandrasekhar escribió para el premio Nóbel

La charla de Chandrasekhar para el premio Nóbel

El texto de este último link es un poco mas largo, pero resume las principales contribuciones de Chandrasekhar en este tema incluyendo el uso de la estadística de Fermi-Dirac para explicar la estabilidad de las enanas blancas.

Finalmente, Federico Pietra me envió este video de YouTube que cuenta buena parte de esta historia, y da muchos detalles jugosos sobre la pelea entre Chandrasekhar y Eddington (para los que les interesa el lado “Intrusos” de la ciencia):