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Una enana blanca

 

Una enana blanca

Veamos como el principio de incertidumbre interviene en la evolución estelar. El núcleo de la estrella al final de su vida acaba de apagarse y está esencialmente formado por carbono y oxígeno. Debido a que no se producen más reacciones nucleares, la presión interna, que estabilizaba hasta entonces la estrella, pierde en potencia y no está ya en condiciones de realizar su tarea. La estrella comienza a hundirse bajo su propio peso, su tamaño disminuye y su densidad comienza a a aumentar.

La presión de degeneración

Llega un momento, cuando la densidad es tan fuerte, que el principio de incertidumbre interviene. A causa de la compresión de la materia, cada electrón es confinado en un espacio minúsculo y su posición está, en consecuencia, muy bien definida. Pero, según la mecánica cuántica, el precio a pagar es una gran incertidumbre sobre la velocidad de la partícula.

Los electrones son, así pues, animados por movimientos muy rápidos y su agitación da origen a un nuevo tipo de fuerza de presión, de origen puramente cuántico, llamada la presión de degeneración. Ésta se opone al hundimiento de la estrella y restablece el equilibrio con la fuerza de gravedad. La estrella se vuelve una enana blanca.

 

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El par estelar (estrella binaria) Sirio A y B a 8,6 años de luz de la Tierra, observado en rayos X por el satélite Chandra. Sobre esta imagen, está la enana blanca Sirio B que es el objeto más brillante, ya que su superficie, calentada a una temperatura de 25.000 grados, emite muchísimos rayos X. El otro punto es Sirio A, la estrella más brillante del cielo en luz visible, pero poco aparente en esta longitud de onda (aparece aquí sólo a causa de su radiación ultravioleta que no está completamente filtrada por Chandra). La estructura en forma de estrella es un efecto óptico debido al telescopio. Crédito: NASA / SAO / CXC

A causa de la fuerte compresión de la materia, una enana blanca es mucho más pequeña y densa que una estrella normal. El diámetro medio es del orden de 10.000 kilómetros, o sea, un tamaño similar al de la Tierra, pero con la masa del Sol. La densidad alcanza el valor fenomenal de aproximadamente una tonelada por centímetro cúbico de materia. Una cucharada de sopa de la materia de una enana blanca pesaría así varias toneladas.

El pequeño tamaño de un enana blanca es responsable de una luminosidad muy escasa. Es la razón por la cual las enanas blancas forman un grupo aparte en el diagrama de Hertzsprung-Russel, bajo la secuencia principal.

Sirio B

Siendo poco luminosas, las enanas blancas, son muy difíciles de detectar, salvo las que se encuentran en la cercanía del Sol. En 1844, el astrónomo alemán Friedrich Bessel se dio cuenta que la estrella más brillante del cielo nocturno, Sirio, no estaba perfectamente fija en el cielo, sino oscilaba ligeramente. Atribuyó este efecto a la presencia de otra estrella poco luminosa, cuya atracción gravitacional influía sobre el movimiento de Sirio.

Hubo que esperar el año 1862 para que el americano Alvan Clark, con mejores medios de observación, pueda tomar una imagen de este acompañante, Sirio B, la primera enana blanca que fue fotografiada. Después, aproximadamente 500 cuerpos de este tipo han sido detectados, lo que es muy poco comparado con el número total en nuestra Galaxia, estimado en una decena de miles de millones.

La larga vida de una enana blanca

Una vez nuestra estrella convertida en una enana blanca, su vida ya solo estará marcada por algunos cambios menores. Puesto que el astro no tiene más fuente de energía, su temperatura y luminosidad bajan. Su color pasa del blanco al rojo, más tarde, después de algunos miles de millones de años, ya solo emite muy débilmente en el dominio visible. Se vuelve entonces una enana negra.

La estructura interna cambia también con el tiempo. Después del hundimiento inicial, las partículas son muy energéticas, los iones de carbono y oxígeno pueden moverse libremente. Pero con la reducción de la temperatura, estos iones pierden su libertad y se arreglan para formar una red cristalina. Los electrones, por el contrario, siguen desplazándose libremente a velocidades cercanas a la de la luz.

El tamaño de la estrella no cambia más, ya que la presión de degeneración es independiente de la temperatura y puede sostener el astro para siempre.

 

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Una enana blanca se encuentra en el centro de la nebulosa planetaria de la hélice, observada aquí por el telescopio espacial Hubble. Crédito: NASA/NOAO/ESA/M. Meixner/T.A. Rector

Un límite de masa

Todas las enanas blancas no tienen el mismo tamaño. Cuanto más masiva es una enana blanca, más grandes son la presión y densidad requeridas para resistir a la gravedad, por lo tanto es más reducido el tamaño final.

Pero la presión de degeneración de los electrones no puede soportar una masa arbitrariamente grande. En los años treinta, el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar puso de relieve, a nivel teórico, que solo eran capaces de resistir al colapso si su masa era inferior a 1,4 veces la del Sol.

Teniendo en cuenta las pérdidas de materia por viento estelar, esto significa que una estrella ordinaria de la secuencia principal sólo puede alcanzar el estado de enana blanca si su masa antes de su colapso final es inferior aproximadamente a ocho veces la del Sol.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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