Definición
Las enanas blancas son los restos de estrellas de tamaño medio, similares a nuestro Sol. Una vez que estas estrellas han consumido el combustible nuclear de su interior, expulsan sus capas exteriores y dejan un núcleo caliente que comienza a enfriarse.
Estos restos ultradensos continúan emitiendo radiación a medida que se enfrían y son visibles en forma de objetos tenues. Se calcula de hasta el 97 % de las estrellas de la Vía Láctea acabarán por convertirse en enanas blancas, mientras que las estrellas más masivas terminarán convirtiéndose en estrellas de neutrones o agujeros negros.
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| Escombros de rocas, que corresponden a los remanentes de un antiguo planeta rocoso que se ha destruido, se dirigen en espiral hacia la enana blanca en esta ilustración. Al estudiar las atmósferas de las enanas blancas que han sido "contaminadas" por estos escombros, un astrónomo y un geólogo de NOIRLab lograron identificar rocas únicas y que no existen en nuestro Sistema Solar. Los resultados sugieren que los exoplanetas rocosos cercanos deben ser aún más extraños y diversos de lo que se pensaba anteriormente. Créditos: NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva ; Image processing: M. Zamani and M. Kosari (NSF's NOIRLab) |
El enfriamiento de las enanas blancas dura miles de millones de años. Cuando alcanzan determinada temperatura, la materia inicialmente caliente del núcleo de la estrella empieza a cristalizarse y se solidifica. Este proceso es parecido al del agua líquida que se convierte en hielo en la Tierra cuando alcanza los cero grados Celsius, salvo por que la temperatura a la que se produce la solidificación de las enanas blancas es extremadamente alta: unos 10 millones de grados Celsius.
El calor liberado durante el proceso de cristalización, que dura miles de millones de años, parece ralentizar la evolución de las enanas blancas: las estrellas muertas dejan de atenuarse y, en consecuencia, parecen hasta 2.000 millones de años más jóvenes de lo que son. Esto, a su vez, influye en nuestra comprensión de los agrupamientos estelares de los que forman parte estas enanas blancas.
Proceso de formación
La "vejez" de una estrella comienza cuando la estrella ha agotado su combustible de hidrógeno, la evolución posterior de la estrella dependerá de la masa de la estrella. Cuando esto ocurre decimos que la estrella evoluciona de la secuencia principal.
El origen de estos cuerpos es progresivo y suave. En las estrellas maduras las capas más exteriores están muy expandidas en sus transformaciones a estrellas de la rama asintótica gigante 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 en su núcleo de entre 100 y 200 millones de grados Kelvin que se irá enfriando paulatinamente. El material desprendido formará, a su vez, una nebulosa planetaria en cuyo centro estará la enana blanca.
Evolución estelar de estrellas de 0,08 a 0,5 masas solares
Esta clase de estrella es la más abundante en la Vía Láctea o por lo menos en la vecindad de nuestro Sol. Son estrellas totalmente convectivas lo que produce una falta de acumulación de helio en su núcleo de tal manera que pueden quemar una proporción más grande de hidrógeno durante más tiempo que nuestro Sol, se calcula que la vida de una estrella de este tipo puede durar entre 200.000 millones a varios billones de años, son más longevas que la edad del universo. Las estrellas con menos de 0,5 masas solares no han abandonado todavía la secuencia principal por lo que su posterior evolución es una incógnita, se simula con modelos matemáticos. Se cree que esta clase de estrellas solo llegan a la fase de gigante roja no pudiendo evolucionar más por falta de masa estelar.
Evolución estelar de estrellas de 0,5 a 8-9 Masas Solares
Fase de Subgigante Roja (SUBG)
Una vez que la estrella agota el hidrógeno acaba la secuencia principal, la estrella se hincha y la superficie se enfría sin variar mucho su luminosidad pasando a una etapa de Subgigante Roja (SUBG), la estrella sigue quemando el hidrógeno que le queda en una cascara de nuez con un núcleo de helio inerte aunque la gravedad ha empezado a hacer su trabajo compactando cada vez más el núcleo de la estrella. A medida que el núcleo se compacta cada vez más van aumentando presión y temperatura.
Fase de Gigante Roja (GR)
Cuando la temperatura de superficie aumenta el brillo de la estrella también aumenta hinchándose más todavía y aumentando el radio de la estrella hasta alcanzar 100 millones de kilómetros pasando a una fase de Gigante Roja (GR), en esta fase aparece el primer dragado. Los materiales procesados en el interior de la estrella son transportados por convección hasta la superficie de la estrella siendo así detectables. El núcleo de la estrella formado por helio sigue en estado de latencia obteniendo su energía de la fusión del hidrógeno que le queda en capa.
Fase de apelotonamiento al rojo (AR) o rama horizontal (RH)
Esta etapa comienza cuando el núcleo de helio de la estrella se activa mediante el denominado proceso triple-alfa, tres núcleos de helio se fusionan en uno de carbono, las estrellas de menos de 0,5 hasta 0,08 masas solares este proceso no ocurre siendo la etapa de GR la última etapa de dichas estrellas. Durante este proceso del helio se pasa al carbono y al oxigeno, dichos elementos se forman en el interior de las estrellas, otros elementos intermedios que intervienen en la fusión se descomponen por ser altamente inestables a las presiones y las temperaturas de la estrella como el berilio, el boro y el litio. La estrella en esta fase disminuye un poco su luminosidad y tamaño. El proceso triple-alfa se inicia cuando el núcleo de la estrella formado por helio se colapsa o contrae por la gravedad interior de la estrella hasta alcanzar la temperatura necesaria para fusionar el helio a 100 millones de grados Kelvin. La etapa AR se produce en estrellas de metalicidad alta y la etapa RH en estrellas de metalicidad baja. La metalicidad de una estrella se mide por la cantidad de elementos más pesados que el hielo y el hidrógeno que la componen.
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| NGC 6891 es una nebulosa planetaria asimétrica y brillante en la constelación Delphinus, el Delfín. Esta imagen del Hubble revela una gran cantidad de estructuras, que incluyen un halo exterior esférico que se expande más rápido que la nebulosa interior y al menos dos capas elipsoidales orientadas de manera diferente. La imagen también revela filamentos y nudos en el interior de la nebulosa, que rodean a la estrella enana blanca central. A partir de sus movimientos, los astrónomos estiman que una de las conchas tiene 4.800 años, mientras que el halo exterior tiene unos 28.000 años, lo que indica una serie de estallidos de la estrella moribunda en diferentes momentos. Hubble estudió NGC 6891 como parte de los esfuerzos para medir las distancias a las nebulosas y para aprender más sobre cómo se formaron y evolucionaron sus estructuras. NGC 6891 está compuesta de gas ionizado por la estrella enana blanca central, que extrajo electrones de los átomos de hidrógeno de la nebulosa. A medida que los electrones energizados vuelven de su estado de mayor energía a un estado de menor energía al recombinarse con los núcleos de hidrógeno, emiten energía en forma de luz, lo que hace que el gas de la nebulosa brille. Créditos de imagen: NASA, ESA, A. Hajian (Universidad de Waterloo), H. Bond (Universidad Estatal de Pensilvania) y B. Balick (Universidad de Washington); Procesamiento: Gladys Kober (NASA / Universidad Católica de América) |
Rama asintótica de las gigantes (AGB de sus siglas en inglés)
Llegado el momento la estrella agotará el combustible de helio hinchándose más hasta casi el doble y reduciendo la temperatura de su superficie, en este momento la estrella alcanzará su máximo brillo. El helio se quemará en capas quedando un núcleo de carbono y oxigeno, se realizará un segundo y tercer dragados de materiales del interior de la estrella. La estrella quemará en capas distintas tanto el hidrógeno y el helio que le quede produciendo una inestabilidad y provocando una perdida de la masa de la estrella. Como resultado final se formará una nebulosa planetaria ionizada por el núcleo que finalmente acabará convertida en una enana blanca. Las estrellas más cercanas a 9 masas solares podrán producir elementos más pesados como el neón, magnesio e incluso silicio. Este proceso dura unos diez mil años, un suspiro en la vida de una estrella.
Composición
Las enanas blancas están compuestas por átomos en estado de plasma; como en su núcleo ya no se producen reacciones termonucleares, la estrella no tiene ninguna fuente de energía que equilibre el colapso gravitatorio, por lo que la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma debido a su propio peso. La distancia entre los átomos en el seno de la misma disminuye radicalmente, por lo que los electrones tienen menos espacio para moverse (en otras palabras, la densidad aumenta mucho, hasta órdenes de 10^6 g/cm³, una tonelada por centímetro cúbico y aún más). A estas densidades entran en juego el principio de indeterminación de Heisenberg y el principio de exclusión de Pauli para los electrones, los cuales se ven obligados a moverse a muy altas velocidades, generando la llamada presión de degeneración electrónica, que es la que efectivamente se opone al colapso de la estrella. Esta presión de degeneración electrónica es un fenómeno radicalmente diferente de la presión térmica, que es la que generalmente mantiene a las «estrellas normales». Las densidades mencionadas son tan enormes que una masa similar a la del Sol cabría en un volumen como el de la Tierra (lo que daría una densidad aproximada de 2 t/cm³), y solamente son superadas por las densidades de las estrellas de neutrones y de los agujeros negros. Las enanas blancas emiten solamente energía térmica almacenada, y por ello tienen luminosidades muy débiles.
El 99% de las enanas blancas está constituido básicamente por carbono y oxígeno, que son los residuos de la fusión del helio. Sin embargo, sobre la superficie hay una capa de hidrógeno y helio prensados y parcialmente degenerados, que forman la atmósfera de la enana blanca. Solo unas pocas están formadas íntegramente por helio al no haber llegado a quemarlo, o por oxígeno, neón y magnesio, productos del quemado nuclear (fusión) del carbono.
Recién formadas, las enanas blancas poseen temperaturas muy altas, pero al no producir energía, se van enfriando gradualmente. En teoría, las enanas blancas se enfriarán con el tiempo hasta que ya no emitan radiación detectable, para entonces convertirse en enanas negras. Sin embargo, el proceso de enfriamiento es tan lento que la edad del universo desde el Big Bang es demasiado corta para albergar, en este momento, a una de estas enanas negras. De hecho, las enanas blancas más frías que se conocen poseen temperaturas de varios miles de K. El término enana blanca fue acuñado por Willem Luyten en 1922, aunque el nombre más apropiado para objetos de esta naturaleza es el de estrellas degeneradas.
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| Sistema planetario formado por una enana blanca y un planeta gaseoso. / W. M. Keck |
Tipos de enanas blancas
Estrellas de masa baja ( < 0,5 MSol): Enanas blancas de helio
Las estrellas de baja masa (< 0,5 MSol) no pasan por ninguna fase posterior a la de combustión del hidrógeno. Agotado este, los electrones de su núcleo degeneran mucho antes de alcanzar las temperaturas de ignición del helio por lo que, al final de sus días, estas estrellas se acaban convirtiendo en enanas blancas de helio. Solamente las estrellas de menos de media masa solar pueden dar lugar a este tipo de estrellas, y una estrella de esta masa viviría unos 80.000 millones de años. Si tenemos en cuenta que la edad del universo es de 13 700 millones de años, parece lógico pensar que estas estrellas no se hayan podido formar aún. Sin embargo, se han encontrado algunos objetos que se corresponden con las características de las enanas blancas de helio. La formación de estas estrellas se puede explicar por la interacción de dos estrellas en sistemas binarios, una estrella arrebata la capa externa de hidrógeno a una estrella roja en crecimiento hasta dejar solamente la capa de helio, dejando el objeto compacto desnudo. El fenómeno también puede ser explicado por la pérdida de masa debido a un gran planeta cercano.
Estrellas de masa media (0,5 MSol < M < 8 MSol): Enanas blancas de carbono y oxígeno
Si la masa de la estrella se sitúa entre 0,5 y 8 MSol, al agotar todo el hidrógeno, su núcleo posee una temperatura tal que permite la fusión de helio en carbono y oxígeno mediante el proceso triple-alfa. Primero es consumido el helio del núcleo, y, una vez agotado, comienza a consumirse el helio disponible en una capa situada a su alrededor. Esto provoca que la estrella se expanda por última vez: comienza la fase de la rama asintótica gigante, se forma una nebulosa planetaria. A medida que aumenta la cantidad de carbono resultante de las reacciones triple alfa aumentan también las posibilidades de formar oxígeno, pero se desconoce la proporción de carbono y oxígeno ya que sus secciones eficaces no están bien definidas. Llegados a los momentos finales de la estrella, esta intensificará cada vez más sus vientos estelares, expulsando progresivamente su cubierta de hidrógeno hasta dejar un núcleo desnudo y degenerado de carbono y oxígeno. Una estrella como el Sol expulsará en sus espasmos finales el 40% de su masa antes de finalizar sus días como una enana blanca. La nebulosa resultante de la expulsión de las capas exteriores recibe el nombre de nebulosa planetaria.
El límite entre estrellas de masa media y masa alta (8 MSol < M < 10 MSol): ¿Enanas blancas de oxígeno y neón?
Las estrellas de masa elevada alcanzan en su núcleo la temperatura necesaria para fusionar el carbono en neón, y, seguidamente, el neón en hierro. Su destino final no es una enana blanca, ya que superan la masa máxima permitida y la presión de degeneración de los electrones no puede hacer frente a la gravedad, por lo que el núcleo colapsa y la estrella explota en una supernova de tipo II, dejando como remanente una estrella de neutrones, un agujero negro, o una forma exótica de estrella compacta. Sin embargo, algunas estrellas comprendidas entre 8 y 10 MSol pueden ser capaces de fusionar carbono para producir neón, pero no ser lo suficientemente masivas para quemar neón. Si esto sucede, el núcleo no colapsa, y la fusión no llega a ser demasiado violenta, daría lugar a una enana blanca compuesta de oxígeno, neón, y magnesio. Estas estrellas proceden de las llamadas ONeMg o novas de neón, cuyo espectro muestra elevadas abundancias de neón y magnesio. El problema de determinar el rango de masas que da lugar a estos objetos procede de las elevadas tasas de pérdida de masa al final de la vida de las estrellas, lo que hace difícil de simular numéricamente con precisión qué estrellas se detienen en el carbono, cuáles en el oxígeno-neón y cuales llegan hasta el hierro. Así pues, es posible que el valor exacto dependa de la metalicidad de la estrella.
Supernovas de tipo Ia: ¿enanas con núcleo de hierro?
Las supernovas de tipo Ia han sido también propuestas como otra manera de formar (mejor dicho, transformar) enanas blancas. En este escenario, la explosión que se produce en este tipo de supernova no tiene la potencia suficiente como para destruir por completo la enana blanca y se limita a expulsar parte de su materia a grandes velocidades además de, al ser asimétrica, catapultar a la enana blanca a grandes velocidades convirtiéndola en una estrella hiperveloz. La materia que ha sido procesada en la supernova fallida es recapturada por la enana blanca, con los elementos más densos como el hierro cayendo al centro del astro y acumulándose allí. Estas enanas blancas de núcleo de hierro serían más pequeñas que sus equivalentes formadas de carbono y oxígeno y cristalizarían y enfriarían más rápido también.
Evolución final de las enanas blancas
Supernova tipo Ia
La masa de una enana blanca aislada y sin rotación no puede sobrepasar el límite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares, aunque este límite aumenta ligeramente si la enana blanca rota velozmente sobre su eje. Sin embargo, las enanas blancas que forman parte de los sistemas binarios pueden acretar material de su compañera, normalmente una gigante roja, aumentando así tanto en masa como en densidad. Una vez que la masa ha alcanzado el límite de Chandrasekhar, los electrones ya no son capaces de sostener la estrella, lo cual aumenta la presión, lo que dispara la temperatura hasta iniciar una fusión en el núcleo de la enana que produzca una ignición explosiva, o colapsa formando una estrella de neutrones. Según el modelo más común de formación de las supernovas de tipo Ia, una enana blanca de carbono y oxígeno acreta material de una compañera, aumentando así su masa y compactando su núcleo. El calor del núcleo permite iniciar la reignición del carbono cuando la masa supera el límite de Chandrasekhar. Las enanas blancas, como contrarrestan la gravedad mediante la presión de degeneración en vez de la presión térmica, al añadirles calor aumentan la temperatura pero no la presión, por lo que la enana blanca no se expande. En lugar de eso, la temperatura acelera la velocidad de fusión de la estrella. La llama termonuclear consume gran parte del carbono de la enana blanca en escasos segundos, causando una explosión de supernova de tipo Ia que acaba por destruir la estrella y expulsando su masa a velocidades cercanas a los 10.000 km/s, disipando grandes cantidades de polvo y gas. Pero este no es el único mecanismo válido para la formación de las supernovas de tipo Ia, si dos enanas blancas de carbono y oxígeno que conforman un sistema binario colisionan y se fusionan, formando un cuerpo de masa superior al límite de Chandrasekhar, el carbono puede iniciar su combustión, causando la explosión formándose una estrella de neutrones.
Nova
Cuando, a pesar de la acreción de material, la masa no alcanza el límite de Chandrasekhar, el hidrógeno acretado que se encuentra en la superficie puede inflamarse dando lugar a una explosión termonuclear. Como el núcleo de la enana blanca no sufre los efectos de dichas explosiones, la enana puede seguir acretando hidrógeno y continuar explosionando. Este fenómeno cataclísmico recibe el nombre de nova.
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