En 1930, durante un viaje en barco de la India a Inglaterra, un joven Subrahmanyan Chandrasekhar hizo un cálculo que acabaría valiéndole el Premio Nobel de Física en 1983. Demostró que una enana blanca, el núcleo apagado y ultradenso que dejan estrellas como el Sol al morir, no puede superar cierta masa sin colapsar. Ese tope, de alrededor de 1,4 veces la masa del Sol, se conoce desde entonces como el límite de Chandrasekhar.
Casi un siglo después, un equipo del Instituto Indio de Ciencia (IISc), en Bangalore, propone que ese límite no es tan rígido como parece. En un estudio publicado en The Astrophysical Journal Letters, los investigadores simularon la vida completa de estrellas magnetizadas y encontraron un camino por el que una enana blanca podría acumular mucha más masa antes de llegar a su final explosivo.
Por qué importa ese límite
Una enana blanca se sostiene gracias a la presión de sus electrones, que se resisten a ser comprimidos más allá de cierto punto. Si la estrella gana masa, por ejemplo robándole material a una compañera en un sistema binario, esa presión deja de ser suficiente al acercarse al límite de Chandrasekhar. En las enanas blancas de carbono y oxígeno, el resultado es una ignición descontrolada del carbono que termina en una supernova de tipo Ia.
Como todas esas explosiones ocurrirían más o menos con la misma masa, también deberían tener un brillo parecido. Por eso los astrónomos las usan como candelas estándar: si se sabe cuánta luz emite realmente una supernova y se mide cuánta llega a la Tierra, se puede calcular su distancia. Gracias a ellas se descubrió a fines de los años noventa que la expansión del universo se está acelerando, un hallazgo que también recibió el Nobel.
Un campo magnético que se vuelve protagonista
El equipo, encabezado por la doctoranda Zenia Zuraiq y el profesor Banibrata Mukhopadhyay, modificó STARS, un código de evolución estelar desarrollado en la Universidad de Cambridge, para incluir los efectos de los campos magnéticos y el enfriamiento de las enanas blancas. Luego siguieron a estrellas magnetizadas desde su juventud hasta su muerte y modelaron qué ocurre cuando la enana blanca resultante empieza a absorber materia de una estrella vecina.
Lo que encontraron es que un campo magnético que al principio parece irrelevante gana protagonismo con el tiempo. A medida que la enana blanca acumula masa, se vuelve más densa y compacta, y eso intensifica su campo magnético. Ese campo más fuerte añade presión en el interior de la estrella y le permite sostener más materia sin colapsar.
En uno de los modelos, una enana blanca de 1,02 masas solares, surgida de una estrella original de unas ocho masas solares, llegó a cerca de 2,4 masas solares gracias al magnetismo. Su equivalente sin campo magnético se quedó en el límite habitual de 1,4. Los autores aclaran que el tope exacto depende de cómo se modele la física del magnetismo, por lo que no proponen un nuevo número único, sino una familia de límites posibles.
Supernovas demasiado brillantes
La idea de enanas blancas por encima del límite de Chandrasekhar no es nueva. Desde hace casi veinte años, los astrónomos han detectado algunas supernovas de tipo Ia mucho más brillantes de lo esperado, como SN 2003fg, que parecen exigir progenitoras más masivas, quizá de hasta 2,8 masas solares. Para explicarlas se han propuesto varias vías, como estrellas que giran muy rápido o la fusión de dos enanas blancas.
Mukhopadhyay lleva más de una década defendiendo que los campos magnéticos podrían ser parte de la respuesta. La idea surgió en 2011, cuando le pidió a un estudiante de verano que comprobara si un campo magnético podía romper el límite. Sus propuestas anteriores generaron debate, en parte porque no estaba claro si una estrella real podía llegar a ese estado. «La pregunta era si una estrella podía evolucionar de verdad hasta convertirse en una de ellas», explicó Zuraiq. El nuevo trabajo apunta a que ese camino es posible.
Los autores sugieren además que el mismo efecto podría explicar por qué algunas enanas blancas bien estudiadas tienen radios más grandes de lo que correspondería a su masa, aunque lo plantean solo como una posibilidad.
Qué cambia para la cosmología
Si las enanas blancas que explotan como supernovas varían mucho en masa y magnetismo, su brillo también podría variar más de lo que se suponía. Eso no invalida su uso como reglas cósmicas, ya que los astrónomos corrigen el brillo de cada explosión según cómo se apaga con el tiempo, pero sí obliga a entender mejor qué estrellas están detrás de cada estallido.
Por ahora, el resultado proviene de simulaciones y de un conjunto limitado de modelos. Confirmarlo requerirá observar enanas blancas con campos magnéticos internos muy intensos, algo difícil de medir directamente. Mientras tanto, el estudio recuerda que incluso los números más famosos de la física pueden tener matices cuando se suman nuevas variables.
