Enana blanca
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Una enana blanca es el remanente estelar que resulta del agotamiento del combustible nuclear de una estrella de masa no mayor a unas 10 masas solares. Más allá, la estrella acabaría irremediablemente originando una supernova. Las estrellas que finalizan sus días como enanas blancas no han podido encender el combustible de la siguiente fase, normalmente la del carbono. Así, el 99% de las enanas blancas están constituidas básicamente por carbono y oxígeno que son los residuos de la fase de fusión del helio. Estos objetos, seguramente tendrán además sobre la superficie una capa de hidrógeno y helio prensados y poco degenerados. Solo unas pocas estarán formadas íntegramente por helio al no haber llegado a quemarlo (ver Enanas blancas de helio) o por oxígeno, neón y magnesio productos de la quema del carbono.
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[editar] Formación
El origen de estos cuerpos es progresivo y suave. En las estrellas maduras las capas más exteriores están muy expandidas en sus transformaciones a gigante roja y poco a poco se desprenden de su agotado núcleo. Cuando finalizan las reacciones de fusión el núcleo se contrae y se calienta aunque sin llegar a la temperatura de ignición de la siguiente fase. Antes de llegar a dicha temperatura los electrones degeneran y detienen el proceso. Se forma así una enana blanca con una temperatura de partida de entre 100 y 200 millones de grados que se irá enfriando paulatinamente. El material desprendido formará, a su vez, una nebulosa planetaria en cuyo centro estará la enana blanca.
[editar] Características
Para que los electrones degenerados puedan sostener a la estrella esta no debe superar el límite de Chandrasekhar que es de 1.44 masas solares. El valor del límite depende de la relación de electrones por nucleón. Esto no impide que estrellas de masas mayores puedan finalizar su ciclo como enanas blancas ya que los intensos vientos estelares de las estrellas más masivas y el desprendimiento final de la cubierta de gas rebajan en mucho la masa inicial de la estrella hasta dejarla dentro de los límites de Chandrasekhar.
Si por alguna razón una enana blanca llega a acretar masa adicional, lo cual puede ocurrir en los sistemas binarios, es posible que llegara a superar en algún momento el límite de Chandrasekhar. Producto de estos contactos violentos entre una estrella y una enana blanca son las novas y las supernovas termonucleares (tipo Ia).
Las enanas blancas son cuerpos compactos de enorme densidad (aprox. 10E6 - 10E7 g/cm³). Una enana blanca de una masa solar tiene un radio similar al de la Tierra. Como no sigue produciendo energía pero sigue radiando, se enfría. Sin embargo, dado que son relativamente pequeñas y tienen poca superficie, se enfrían muy lentamente. A esas densidades los iones tiene un recorrido libre medio extremadamente reducido; sin embargo, en el caso de los electrones es todo lo contrario: su recorrido es excepcionalmente grande ya que al estar degenerados existen muy pocos huecos libres en el espacio de momentos y posiciones a los que un electrón pueda ir. La opacidad conductiva es, por ello, muy inferior a la radiativa (kcond=3,8·10-4<<krad=0,4). Esto hace que el transporte por conducción sea extremadamente eficiente en el interior de estos objetos lo que hace que séan casi isotérmicas. Pero esto es solo en su interior ya que en la atmósfera los electrones ya no están degenerados por lo que el gradiente se acentúa extremadamente.
[editar] Cristalización
La presión de degeneración es un fenómeno cuántico independiente de la temperatura por lo que las enanas blancas seguirán enfriándose toda su vida hasta igualar su temperatura con el entorno es decir hasta llegar casi al cero absoluto.
Si se enfrían lo suficiente las interacciones entre iones se tornan relevantes y estos dejan de comportarse como un gas ideal pasando a ser un líquido de Coulomb. Pero por debajo de cierta temperatura (~ 1,7E7K)¹ los iones se disponen en forma de red cristalina de tipo bcc, por lo que se dice que la enana blanca ha cristalizado. Al cristalizar se libera calor latente ya que es un proceso de cambio de fase y eso afecta a la función de luminosidad. Esta transición de fase libera esa energía latente ralentizando un poco el enfriamiento.
Ocurre que el oxígeno cristaliza antes que el carbono por lo que en la enana blanca empezará a diferenciarse un núcleo de oxígeno cristalizado rodeado por un fluido de carbono cada vez más empobrecido en oxígeno. La emisión de radiación latente contribuirá a frenar el enfriamiento y alargar la vida de las enanas blancas unas decenas de millones de años.
Otra consecuencia de este curioso fenómeno es que en las enanas blancas cristalizadas el potencial a romper para que se dé la fusión completa del carbono es mayor por lo que son potencialmente más explosivas en caso de tener una compañera cercana.
- ¹La temperatura umbral se calcula mediante el parámetro que se indica a continuación el cual no es más que una relación entre las interacciones colombianas y la agitación térmica. Mientras la energía colombiana sea inferior a la térmica el comportamiento de los iones será de gas. Cuando sus valores sean comparables se comportará como un líquido y cuando la energía colombiana sea claramente dominante la estrella tendrá un comportamiento sólido. El umbral de cristalización se considera normalmente que es: Γ0 ~170
- Parámetro de cristalización:
- Donde Z es el número atómico que para una enana blanca de carbono (Z=6) y oxígeno (Z=8) será 7 suponiendo que haya un 50% de cada elemento. K es la constante de Boltzmann, T la temperatura y di es la distancia entre iones que está relacionada con la densidad de la estrella por la ecuación: (4/3)πdi~1/ni=(μimH)/ρ
-
- Donde ρ es la densidad, mH la masa del hidrógeno y μi el número másico medio que viene a ser 14 para las enanas de carbono y oxígeno (12+16)/2.
[editar] Historia de su descubrimiento
En 1862 Alvan Graham Clark descubrió una compañera oscura de la estrellas Sirius en la constelación del Can Mayor. La compañera recibió el nombre de Sirius B o el Cachorro, tiene una temperatura superficial de unos 25.000 K lo que la incluye dentro de las estrellas calientes. A pesar de todo, Sirius B resultó ser 10.000 veces menos luminosa que la estrella principal, Sirius A. Dado que tenía que tener un alto brillo por unidad de superficie, Sirius B tenía que ser, por fuerza, mucho más pequeña que Sirius A. Los cálculos arrojaron un radio aproximadamente igual al de la Tierra.
El análisis de la órbita del sistema estelar Sirius mostró que la masa de la extraña compañera era aproximadamente la misma que la del Sol. Esto implicaba que Sirius B debía de ser cientos de veces más densa que el plomo algo que no se explicaba hidrostáticamente. El misterio quedó sin resolver durante bastante tiempo considerándose a Sirius B como una rareza imposible de explicar. En 1917 Adriaan Van Maanen descubrió la estrella de Van Maanen que se convirtió en la segunda enana blanca en ser descubierta. A medida que se fueron descubriendo nuevas enanas blancas los astrónomos se dieron cuenta de que estos tenues cuerpos eran comunes en nuestra galaxia. Las nuevas teorías de la evolución estelar basadas en la nueva ciencia de la física nuclear darían con la explicación científica que faltaba.
El peculiar nombre de enana blanca se debe a que sus descubridores observaron que tenían un espectro situado en el blanco. Cuando realmente se conocieron las características de esos objetos se vio que no son solo blancas pero las más comunes tienen espectro blanco. En realidad, pueden ir desde el rojo más caliente hasta el negro más frío.
El hecho de que se vean con más frecuencia las situadas en la zona blanca del espectro es debido, principalmente, a dos motivos:
- Las estrellas más apagadas son menos luminosas y se ven menos, llegando hasta las "enanas blancas" totalmente enfriadas que, paradójicamente, son cuerpos totalmente negros y carentes de luminosidad alguna. Estas enanas oscuras reciben el nombre de enanas negras.
- Las enanas más rojizas también son raras ya que son muy recientes y además el enfriamiento de cualquier cuerpo es más rápido a altas temperaturas. Así, ambos aspectos se conjugan para disminuir su existencia.
Véase también:
