Enanas blancas

Enanas blancas

El nacimiento de una estrella dura aproximadamente 1 millón de años. Después de  una fase inicial intranquila, una estrella, cuando su masa no es mayor de 1,4 veces la masa solar, puede existir por un lapso de 8 mil millones de años como estrella en le serie principal sin mayores alteraciones. Después de esto la reserva de Hidrógeno en el núcleo se ha consumido y comienza la fusión nuclear del Helio formado anteriormente.

Pero antes comienza a densificarse el núcleo, ya que debido a la disminución de las presiones de radiación y gas sobre pesa ahora la gravitación. Esta siempre esta dirigida hacia el interior y comprime cada vez más la materia en el centro, con lo cual la temperatura aumenta constantemente, hasta que finalmente se fusiona el Helio. De esta manera poco a poco se fusionan elementos cada vez más pesados, hasta que el núcleo,  en casos de estrellas muy masivas, sólo se compone de Hierro. Estos procesos dependen de la masa estelar, en el caso de las estrellas enanas, como nuestro Sol, el final llega cuando el núcleo ya sólo se compone de Carbono y Oxígeno. Otras fusiones ya no son posibles, ya que la gravitación de la estrella ya no alcanza para aumentar la temperatura por compresión.

Con el término de la combustión del Hidrógeno en el núcleo  (sólo aun se fusiona Hidrógeno en una delgada cáscara que rodea al núcleo) también se libera menor cantidad de energía. Esto lleva a que la gravitación el núcleo sigue contrayéndose, con lo cual este se calienta enormemente. De esto, finalmente, resulta que la estrella se infla hasta adquirir un tamaño enrome,  que a su vez  origina un enfriamiento del envoltorio exterior. La estrella se transforma en una gigante roja. Naturalmente este también es el destino de nuestro Sol, en algún día lejano evaporará los planetas internos y quizás también la Tierra.

 Esta fotografía del satélite de rayos X Chandra  muestra la nebulosa planetaria BD+30  3639 a una distancia de 5000 años luz. Se puede ver una burbuja de gas caliente en expansión de 300 millones [K] con un diámetro 100 veces el diámetro del sistema solar, ella se originó de una gigante roja, que al final de su vida expulsó toda su envoltorio exterior. La onda de choque  causada hiso que se calentara la burbuja de gas. En el interior se encuentra oculto el resto de la ex estrella similar a nuestro Sol, una enana blanca.

 Con la gentil autorización de NASA/RIT/J.Kastner et al.

Una vez consumido el Helio en el núcleo, la estrella se contrae algo, hasta que comienza la combustión del Carbono. Después de esto se expande nuevamente, ya que en el centro se libera más energía. Durante unos miles de años la estrella pulsará así y liberar la energía en la zona central. Si ya no pueden producirse más reacciones nucleares, la zona interior de la estrella colapsará, debido a que ya no hay obstáculos que se oponen a la gravitación, lo que sucede bastante rápido. En el centro ya no se libera energía, que hasta ahora  que entregaba la suficiente presión  de energía y gas para la mantención del equilibrio frente a la gravbitación.

Sirio, la estrella más luminosa en el cielo (-1ˆm 5)

 tiene una acompañante (Sirio B) que es 10 clases de tamaño más débil. Esta enana blanca tiene una temperatura de 25 000 [K], su tamaño es apenas la 3/4ª parte del diámetro del la Tierra y orbita a Sirio A a una distancia muy estrecha. Di uno se pasearía sobre Sirio B, entonces uno sería 40 000 veces más pesado que en la Tierra. Esta fotografía del satélite Chandra muestra a ambas estrella en la luz de rayos X.

  Con la gentil autorización de NASA/SAO/CXC

La zona central se derrumba en cosas de segundos, hasta que la materia se haya comprimido tanto que se degenera. En este momento el colapso se detiene de golpe, ya que la presión degenerada de los electrones no  permite una continuación de la compresión. Hasta ahora el envoltorio de la estrella Aun no se ha “dado cuenta” de los sucesos en el interior. Pero ahora se precipita  en caída libre sobre el núcleo, pero este es totalmente duro e inflexible.

 A veces pareciera, que las estrellas después de su “muerte” ofrecen una imágen más hermosa en su vida. Aquí el final de una estrella similar al Sol (aunque en el centro orbitan entre sí dos estrellas). Esta estrella tiene la llamada nebulosa mariposa (Una nebulosa planetaria) con la designación M2-9, el envoltorio expulsado nos ofrece una vista impresionante

 

Con la gentil autorización de B. Balick (U. Washington) et al., WFPC2, HST, NASA

A veces pareciera, que las estrellas después de su “muerte” ofrecen una imágen más hermosa en su vida. Aquí el final de una estrella similar al Sol (aunque en el centro orbitan entre sí dos estrellas). Esta estrella tiene la llamada nebulosa mariposa (Una nebulosa planetaria) con la designación M2-9, el envoltorio expulsado nos ofrece una vista impresionante. 

 El impulso de las masas de gas que se precipitan al chocar con el núcleo colapsado, es revertido y por medio de una especia de estallido supersónico, la Estrella sopla gran parte de su envoltorio hacia el espacio. Esta pérdida de masa es compensada mediante el aumento de la fuerza de luminosidad y el constante aumento del viento estelar, un constante flujo de partículas, que por ejemplo, recorre todo el sistema planetario como viento solar. Al final de estos procesos casi todo el envoltorio es expulsado y que desde entonces nos maravilla  como la ya mencionada nebulosa planetaria. Con esto la estrella ha devuelto al espacio gran parte de su masa originaria en forma de Hidrógeno, Helio, Nitrógeno, Carbono, Oxígeno y otros elementos.

Esta es la razón por la cual muchas enanas blancas muestran un espectro de hidrógeno puro, por lo tanto nos encontramos en presencia las llamadas estrellas DA (D del inglés dwarf). Otras que ya no tienen Hidrógeno, solo muestran en su espectro Helio (estrellas DB)

Aclaración:
¿Cómo se llega a que la materia se puede comprimir tanto? Al fin y al cabo la masa solar, que es una esfera de 1,5 millones de [km] de diámetro, se comprime al tamaño de la Tierra. ¡Trate de comprimir a una locomotora hasta que quepa dentro de un dedal!
La razón de esto la debemos buscar en la estructura de la materia. Alguna vez aprendimos que un átomo se compone de un núcleo y de un envoltorio de electrones, pero mayoritariamente un átomo se compone de -  ¡nada! Incluso si tenemos a un yunque delante de nosotros  en el cual están densamente juntos los átomos de Hierro, mayoritariamente se compone de vacío. El envoltorio en el cual se mueven los electrones son ciento de veces más grandes que el núcleo del átomo, aquí puede aplicarla gravitación y los átomos (ionizados) se pueden comprimir a una fracción de su distancia normal.

¿Por qué el resto del núcleo sigue colapsando sobre sí mismo, ya que no puede emitir presión de energía y calor, si lo único que actúa es la presión del gas que actúa contrala gravitación? Ahora bien, el núcleo en el correr de la vida de la estrella fue constantemente comprimido, principalmente durante los últimos momentos. Con esto su temperatura interior puede llegar a 1 mil millones de [K], lo que también significa, que todos los átomos están ionizados, esto significa que están totalmente liberados  de sus electrones. Por lo tanta estamos frente a un tal llamado Plasma, que se compone de núcleos atómicos “desnudos” y de los electrones que ahora se pueden mover libremente.

En la física cuántica vale, que dos electrones (u otras partículas) [Fermiones] no se pueden acercar arbitrariamente (Ver al respecto el principio de Pauli). Ellos, bajo estas condiciones  en el altamente denso y ultra caliente centro de la estrella, sólo tienen una alternativa, que consisten en que deben diferenciarse  en su impulsos todas las demás cifras cuánticas están ocupadas, de modo que deben moverse cada vez más rápidos. ¡Y a ser hasta el ámbito de la velocidad de la luz! Estos electrones libres con esta loca aceleración ejercen la presión, que impide una siguiente compresión. A la materia en este estado se la llama degenerada; los electrones oponen su presión degenerada contra la gravitación y un siguiente colapso se detiene.

 Sin embargo, aquí también como en toda la naturaleza hay un límite:  Si la masa de la estrella residual sobre pasa 1,4 veces la masa solar – el llamado límite de Chandrasekhar – la presión de los electrones degenerados ya no puede evitar una continuación del colapso y según la masa residual o se transforma en una estrella de neutrones o incluso en un hoyo negro.

La estrella residual, ahora transformada en una enana blanca del tamaño de la Tierra con una temperatura de superficie de hasta 200 000 [K], irradia su energía por un lapso de unos varios miles de millones de años (Bien dicho: ¡Energía calórica, ya no hay fusión!), hasta que se haya enfriado totalmente. Ella vagará por el cosmos por el resto del tiempo como una enana negra. La fase de enfriamiento dura mucho tiempo – desde la existencia de nuestra Vía Láctea hasta ahora ninguna enana blanca se ha enfriado a menos de 4000 [k].

Con la gentil autorización de H. Bond (STScI), R. Ciardullo (PSU), WFPC2, HST, NASA

Una enorme cantidad de estas estrellas pueblan nuestra Vía Láctea, y también nuestro Sol algún día será un bolo de escoria. Lo extraño es, que esta esfera de gas degenerado al alcanzar una temperatura de 4000 [K] comienza a cristalizarse. Y tan extraño con suena esto la degeneración no desaparece, sólo podría ser regresada con un aumento de la temperatura, pero esto, le es privado por todo los tiempos a la estrella residual. Si la enana blanca parte de un sistema doble, entonces entre las dos puede producirse un violento intercambio de materia que tendría como consecuencia un final aun más catastrófico para la estrella. La pequeña estrella, debid al disco de acreción puede esperar un futura bastante movido. (Al respecto ver el, próximo capítulo  Nova.)

Última revisión: 14 de Octubre de 2011

Traducido del alemán por A. Gundelach, Junio 2012, con la gentil autorización de  Werner Kasper, Abenteuer-Universum (Aventura Universo),