Download ENANA BLANCA_Lonnie_..

ENANAS BLANCAS: ESTRELLAS DE ALTA DENSIDAD
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
[email protected]
UNA ENANA BLANCA EN EL VECINDARIO
Las noches de invierno se ven adornadas por la estrella más brillante del cielo. Debajo de Orion, los destellos
luminosos de Sirius llaman la atención de cualquier observador en un cielo despejado. Sirius es una estrella blanca
de magnitud visual –1.46 y se ve brillante por su cercanía (8.6 años-luz) pero además es una estrella
intrínsecamente luminosa. Si nos acercáramos a ella tanto como al Sol, sería casi 20 veces más brillante que el
astro Rey.
En 1844, Bessel –quien fue el primer hombre en medir la distancia a una estrella- sugirió que Sirius tenía una
compañera oscura, invisible. Sus motivos eran muy simples: Sirius se bamboleaba periódicamente, pues era
aparentemente arrastrada por una estrella secundaria. Tomando en cuenta que Sirius es 2.3 veces más masivo que
el Sol, la estrella invisible de Bessel debía tener una masa importante si había de influir sobre la estrella mayor. En
1862 Alvan Clark –reconocido constructor de refractores de alta calidad- logró vislumbrar por vez primera la
pequeña y débil estrella que hoy llamamos Sirius B.
Sirius B es una estrella diminuta. Mide cuando mucho unos 20,000 Km. de diámetro. Si es tan pequeña y
oscura...¿cómo es posible que tenga tanta influencia sobre Sirius? La única alternativa es que Sirius B sea una
estrella súper densa, a diferencia de las estrellas normales, que están hechas de gas. ¡Y vaya que Sirius B no es una
estrella normal!: en 1915 W.S. Adams analizó su espectro y reconoció que estaba ante un objeto nunca antes
identificado: una enana blanca.
¿QUÉ SON LAS ENANAS BLANCAS?
Son los restos “fríos” de lo que en otro tiempo fue el núcleo de una estrella semejante al Sol. Son “estrellas” muy
compactas y densas cuya masa no supera 1.4 M (Masas Solares). Su alta densidad es debido al colapso
gravitacional: como la enana blanca ya no tiene reacciones de fusión nuclear (por eso ya no es propiamente una
estrella) domina sobre ella la atracción gravitacional y ésta la comprime hasta donde los electrones –despojados de
sus núcleos atómicos- impiden una mayor compactación. El diámetro de una enana blanca es aproximadamente el
1% del diámetro de nuestro Sol (10,000 a 15,000 Km.) por lo que se consideran oscuras, sin embargo, cada m2 de
la enana blanca emite mucho mayor radiación que el Sol. El Sol tiene una temperatura superficial de unos 5,770
kelvin, mientras que una enana blanca esta temperatura puede ascender hasta 220,000 k. De cerca una enana blanca
es deslumbrante, pero son tan pequeñas, que la cantidad global de energía emitida es muy poca. Su magnitud
absoluta - como se verían a una distancia de 32.6 años luz - es de 10 a 15. La magnitud absoluta del Sol es de 4.85,
¡hasta 10,000 veces más brillante que una enana blanca!
Se dice que las enanas son blancas pues cuando están recién formadas son muy calientes y resplandecientes, pero
el nombre puede despistar a más de uno. La enana blanca ya no produce energía. Está literalmente apagada. Se
está enfriando. Por tanto, en la medida que vaya disipando su calor, su color cambiará: hay enanas amarillas,
naranjas, rojas y ultimadamente, negras –aunque nadie haya visto ninguna de éstas-.
Las enanas blancas provienen de estrellas cuya masa asciende hasta 8 M , mismas que al morir se despojan hasta
del 90% de su masa formando una nebulosa planetaria bellamente tejida alrededor del candente núcleo. Una vez
desnudo, el núcleo se contrae hasta que el rechazo de los electrones entre sí (tienen la misma carga –negativa-)
detiene el colapso gravitacional. Se dice que hay una degeneración de materia por electrones. Para cuando esto
sucede la enana blanca habrá alcanzado densidades de 107 a 1011 kg/m3 (de 10,000 hasta 100 millones de toneladas
por metro cúbico) A estas densidades el comportamiento de la materia es gobernado por el principio de
incertidumbre de la mecánica cuántica, en otras palabras, la física tradicional ya no aplica en este lugar. (Por
ejemplo: mayor presión no implica mayor temperatura).
No existen enanas blancas cuya masa exceda 1.4 M . Esto lo demostró Subramanyan Chandrasekhar –don’t
worry...sus amigos le llamaban Chandra- en 1918. Si la enana blanca es alimentada en exceso por alguna estrella
compañera y su masa excede el límite de Chandrasekhar la degeneración de los electrones será incapaz de evitar
que el colapso gravitacional se reanude. La enana blanca se colapsará y probablemente vuele en pedazos. La
explosión es conocida como supernova Tipo Ia.
El límite de Chandrasekhar varía de acuerdo con la composición de la estrella:
Para una enana blanca abundante en helio, el límite de Chandrasekhar es de 1.44 M .
Para una enana blanca abundante en carbono, el límite de Chandrasekhar es de 1.40 M .
Para el núcleo de una estrella abundante en hierro, el límite de Chandrasekhar es de 1.11 M .
Este límite aumentará en la medida que una estrella rote a mayor velocidad: la fuerza centrífuga se opone al
colapso.
La luz observada en una enana blanca es emitida en una delgada atmósfera que disipa el calor residual del núcleo.
La atracción gravitacional es tal en la superficie de la enana blanca que su espectro sufre irregularidades. La
mayoría de las enanas blancas (más del 75%) poseen atmósferas ricas en hidrógeno y son clasificadas como enanas
tipo DA. Otras enanas muestran una ausencia total de hidrógeno. Algunas aparecen ricas en helio, carbono y
calcio. En algunos casos se detectan fuertes campos magnéticos (105 Tesla) y también se han observado casos en
los que se manifiesta una alta velocidad rotacional. Otras enanas blancas son variables pulsantes (Tipo ZZ Ceti).
Es generalmente aceptado que las enanas blancas son las protagonista principales de las variables cataclísmicas:
novas, novas recurrentes, novas enanas, estrellas simbióticas, supernovas tipo Ia, etc.
CLASIFICACION DE ENANAS BLANCAS
Considerando la variedad observada en la composición superficial de las enana s blancas, resulta difícil
clasificarlas espectralmente. En 1983, E. Sion y otros astrofísicos propusieron el siguiente esquema de
clasificación:
TIPO
DA
DB
DC
DO
DZ
DQ
CARACTERISTICAS DEL ESPECTRO
Aparecen exclusivamente líneas de hidrógeno neutral ( H I )
Sin hidrógeno ni elementos pesados (metales). Aparece helio neutral ( He I )
Espectro continuo
Aparece Helio Ionizado ( He II ) sin helio neutral ni hidrógeno
Aparecen elementos pesados (metales) sin helio ni hidrógeno
Hay carbono presente
Así como sucede con la clasificación según el tipo espectral de las estrellas comunes, se aplica un índice de
temperatura del 0 al 9 (0 frío / 9 caliente). Se agrega también a la nomenclatura de la enana blanca comentarios
sobre sus campos magnéticos o polarización ( H / P ), variabilidad (V) y la aparición de características espectrales
peculiares o desconocidas (X).
Se estima que 10,000 millones (1010) de enanas blancas se encuentran distribuidas por toda la Galaxia y es
probable que un porcentaje de ellas se haya enfriado ya tanto, que son ahora enanas negras.
Por algún tiempo se creyó que era imposible encontrar objetos con una densidad mayor que la de las enanas
blancas. Sin embargo, existe otra alternativa: las estrellas de neutrones.
HACIA LAS ESTRELLAS DE NEUTRONES
Chandra –y no es que presuma su amistad- había demostrado en 1918 que si una enana blanca excedía una masa de
1.4 M , la carga sobre ella sería tan aplastante que nada podría impedir que continuara el colapso gravitacional, es
decir, que la gravedad pudiera contraer más a la enana blanca hacia densidades aún más altas. Chandra aseguró que
no existían enanas blancas súper masivas, pero no dijo qué sucedería con la enana blanca que se atreviera a cruzar
el límite por él establecido.
En la década de 1930 un grupo de astrónomos -entre quienes destacaron Zwicky y Landau- sugirió que después de
las enanas blancas, las estrellas de neutrones llevarían la delantera como los objetos más densos del Universo. La
propuesta fue que las estrellas de neutrones resultarían del colapso gravitacional de una estrella masiva súper
gigante tras la implosión de su núcleo ferroso en una compacta y densa masa de neutrones. El núcleo ferroso está
también sujeto al límite de Chandrasekhar. Tras el colapso, el resto de la estrella explotaría violentamente a modo
de supernova. (Supernova Tipo II).
La estrella de neutrones puede –en teoría- resultar de dos procesos distintos pero relacionados al límite de
Chandrasekhar. En ambos casos hay una explosión de supernova involucrada: Por la muerte de una estrella súper
masiva o por la adición de masa a una enana blanca.
Si la enana blanca excede 1.4 M , explota (Supernova Tipo Ia) ¿qué sucede después de la explosión? ¿Queda algo
de la enana blanca? Aparentemente no. No se ha detectado sobreviviente tras la explosión de una supernova tipo Ia.
Sin embargo, los astrónomos han encontrado que las supernovas tipo II -la explosión de estrellas súper masivas- sí
dejan atrás un remanente: una estrella de neutrones, un cuerpo aún más pequeño que una enana blanca. La estrella
de neutrones puede ser 2 o 3 veces más masiva que el Sol y estar contenida en un diámetro de 10 a 15 Km.
únicamente.