En Astrofísica, com en qualsevol branca de la ciència, hi ha nombres, quantitats, amb una rellevància especial. Màgiques en podríem dir, si no tinguérem por que algú pensara que ho són realment. No, no són màgiques, hi sol haver una explicació, però eixe és el valor numèric que tenen.
Una altra cosa són les constants universals, com la velocitat de la llum, la constant de gravitació universal... En aquests casos no sabem exactament per què tenen el valor que tenen i no cap altre. El cas és que l'Univers seria diferent de com és si tingueren un altre valor. Veges, quines coses més importants ignorem encara. Bo, tornem al fil, que el perdrem.
Un d'aquests valors és 1,4 masses solars. Els càlculs de l'astrofísic indi Subrahmanyan Chandrasekhar li van revelar que aquesta massa és un límit físic que juga un paper fonamental en l'astrofísica estel·lar. I en l'Univers violent.
Segons aquests càlculs, les condicions físiques en una estrella compacta donen com a resultat un gas de Fermi, en què la força que s'oposa al col·lapse gravitatori de l'objecte és causada per la pressió de degeneració dels electrons. Els electrons són de la família dels fermions, un tipus de partícules elementals que, segons diu el principi d'exclusió de Pauli (coses quàntiques), no poden ocupar dos estats energètics exactament iguals. Si la matèria està molt comprimida i tenim, per tant, molts electrons per unitat de volum, els estats energètics van plens i els electrons han d'ocupar estats amb energies cada vegada majors. La resistència dels electrons a comprimir-se més genera una pressió que compensa, com hem dit, la força de la gravetat. Fins a una massa d'1,4 masses solars.
Si no heu entès res del paràgraf anterior, no patiu. Només heu de tindre en compte que en un nan blanc, allò que sosté l'estabilitat de l'estrella és una força repulsiva entre electrons associada als seus possibles estats energètics.
Per damunt d'això, els electrons no poden suportar el pes de l'estrella i es precipiten als nuclis. Les col·lisions entre aquests electrons i els protons produeixen neutrons... I si es produeix el col·lapse, el rebot de les capes externes causa una explosió supernova. Al centre, romandria bé un estel de neutrons, bé un forat negre, depenent de la seua massa. En parlarem.
En l'entrada anterior vam parlar d'estrelles binàries de baixa massa. Fem un pas endavant, sense eixir de parells d'estrelles amb masses relativament baixes (poques masses solars). Suposem que eixa estrella que crema abans el seu hidrogen i abandona la seqüència principal acaba com un nan blanc. I suposem que té una massa inferior, però propera a 1,4 masses solars. En el moment en què la companya comença a cedir-li matèria i el nan blanc arriba a aquesta quantitat de massa total... bom, supernova (tipus Ia).
L'explosió es pot observar des de distàncies cosmològiques. I és precisament gràcies al fet que les explosions ocorren amb unes propietats tan semblants que totes tenen una brillantor intrínseca bàsicament igual. Per tant, si n'observem una més brillant que altra és només per la diferència de distàncies. Per això aquestes supernoves són usades per a mesurar distàncies de manera precisa allà on no arriba la paral·laxi o les estrelles variables cefeides.
