|
ESTRELLAS MORIBUNDAS: Enanas
blancas
Cuando la estrella agota su combustible no tiene con qué luchar contra la
contracción gravitatoria, por lo que entra en colapso y se convierte en enana
blanca. Sin embargo, la compresión que puede sufrir la materia tiene un limite
dado por el llamado principio de exclusión de Pauli.
Las altas densidades observadas en las enanas blancas son difíciles de encontrar
en otros cuerpos celestes o en la Tierra. En verdad, la posibilidad de
existencia de materia más densa que la observada en el sistema solar no fue
considerada hasta que se desarrolló la mecánica cuántica. La comprensión de la
naturaleza atómica de la materia permitió considerar la existencia de materia
degenerada, mucho más concentrada que la materia ordinaria.
 El
Sol tiene una densidad promedio semejante a la del agua: cerca de 1 gr/cm3 y se
comporta como un gas, con sus partículas moviéndose libremente. El H en su
interior, a una temperatura de 15 millones de grados, está en su mayoría
ionizado. Los electrones se han separado de sus núcleos y la alta temperatura
reinante les impide acercarse a ellos.
Como consecuencia, 1 cm3 de materia solar ordinaria es esencialmente vacío. Los
protones y electrones pueden moverse libremente casi sin chocar entre sí.
En
una enana blanca en cambio, una masa como la del Sol puede estar comprimida en
un volumen no mayor que el de la Tierra. La densidad asciende a 1.000 kg/cm3.
Aun cuando la temperatura ha disminuido por debajo de la temperatura de
ionización, los átomos permanecen disociados por la enorme presión de la
gravedad.
Las
fuerzas gravitatorias actuantes en un cuerpo celeste masivo pueden comprimir su
materia hasta un estado de degeneración electrónica y no más, ya que el
principio de exclusión impide a dos electrones ocupar el mismo nivel de energía.
Este efecto cuántico se llama presión de degeneración electrónica y es el limite
que impone la mecánica cuántica a la compresión de un gas de electrones. Esto es
lo que ha sucedido en las enanas blancas. Su interior es “frío” (aunque la
temperatura puede alcanzar hasta un millón de grados) en el sentido de que para
mantener a la estrella en equilibrio, las
fuerzas autogravítantes no están compensadas por movimientos térmicos como
sucede en las estrellas de secuencia principal, sino por la presión ejercida por
los electrones degenerados que llegan al limite de compresión. El interior de
una enana blanca no está en estado gaseoso sino que es como mi cristal gigante
que se enfría lentamente. Las partículas están superpuestas y ya casi no hay
espacios vacíos entre ellas. Por lo tanto, su posición y velocidad están
determinadas cuánticamente. El principio de exclusión impide que dos partículas
ocupen el mismo estado de energía y mientras en un gas ordinario quedan niveles
de energía libre (no ocupados por ninguna partícula), los electrones de un gas
degenerado ocupan todas las posiciones cuánticamente admisibles.
Las
enanas blancas se descubrieron en 1910, aunque entonces no se entendían. Su
temperatura superficial es muy alta y su luminosidad anormalmente baja. Esto
sólo podía explicarse si su radio era muy pequeño, comparable al radio de la
Tierra (recordemos la ley de Stefan: L oc R2T4).
S.
Chandrasekhar (nacido en 1910) fue quien elaboró la teoría de una esfera de gas
degenerado y este trabajo le valió el Premio Nobel de Física de 1983.
Contrariamente a lo que podría suponerse, cuanto más grande es la masa de una
enana blanca, menor es su radio. Esto resulta de la necesidad de una presión del
gas suficiente para balancear la presión gravitatoria. La masa y el tamaño de
una enana blanca están fijos por la composición de la estrella. Los cálculos
teóricos indican que si está compuesta esencialmente de H tendrá una masa máxima
posible de 5,5 M0. Pero si contiene elementos más pesados llegará sólo a 1,4 M0.
Estos valores se conocen como limites de Chartdrasekhar. Una estrella más masiva
perdería masa o sufriría una catástrofe antes de transformarse en enana blanca.
Actualmente sólo se han identificado algunos cientos de enanas blancas. Como
tienen baja luminosidad intrínseca, sólo pueden observarse aquellas cercanas al
sistema solar. Los modelos indican que son la fase evolutiva final de las
estrellas de poca masa y, en ese caso, el 10% de las estrellas de nuestra
galaxia deberían ser enanas blancas.
Aunque la temperatura central de una enana blanca es menor al millón de grados
(compárese con los 15 millones de grados del Sol) su atmósfera es, por lo
general, más caliente que la de una estrella de secuencia principal. Los
electrones degenerados juegan también un rol muy importante en la determinación
de la estructura térmica de la estrella. Esta función es semejante a la de los
electrones exteriores de los átomos en los metales ordinarios:
SU
capacidad para moverse libremente es responsable de la capacidad de los metales
para conducir calor eficientemente. De la misma forma, los electrones
degenerados son excelentes conductores de calor en las enanas blancas. En
consecuencia, estas estrellas tienen casi la misma temperatura en todo su
volumen, son casi isotérmicas. Cerca de la superficie la presión es
suficientemente baja y los electrones no están degenerados, entonces las
propiedades de la materia son más normales. La temperatura superficial es de
unos 10.000°K.
Los
espectros de las enanas blancas presentan la sorprendente característica de
tener líneas correspondientes a un único elemento. Cerca de 80% de las enanas
blancas observadas muestran en sus espectros sólo líneas de absorción de
hidrógeno; la mayoría de las restantes tiene sólo líneas de He. El ciclo de
contracciones gravitatorias impuestas por su propia evolución, ha purificado las
capas exteriores de las enanas blancas más allá de la estratificación observada
en las estrellas normales. De la misma forma en que los espectros de las
estrellas ordinarias se clasifican en B, A, E y G de acuerdo a su temperatura
superficial, los de las enanas blancas se dividen en DB, DA, DF Y DG (D indica
dwarf :en inglés enana), correspondientes a temperaturas de 100.000 a 4.000 0K.
Las más calientes consumen energía a velocidades tan grandes y evolucionan tan
rápidamente que esto nos da la posibilidad de observar a estas estrellas
envejecer en el transcurso de unos pocos años.
La
evolución de las enanas blancas se ha estudiado intensamente en los últimos años
y el modelo aceptado actualmente postula que cerca de 10 millones de años
después de su formación, la luminosidad de una enana blanca se ha debilitado
hasta un décimo de la solar y su temperatura superficial ha disminuido hasta los
30.000 °K.
La
teoría sugiere que a una enana blanca le lleva cerca de mil millones de años
enfriarse hasta transformarse en una tibia esfera de gas degenerado. Los
cálculos indican que en esta etapa la estrella sufre un último cambio
importante: comienza a cristalizarse. A través de su evolución hasta este punto
permaneció en estado gaseoso.
A medida que se enfría cada ion del gas comienza a
sentir fuerzas eléctricas con sus vecinos, produciendo una fase líquida en la
materia. Mientras estas fuerzas comienzan a dominar a mayores distancias, más y
más núcleos se unen y forman un cristal. Dicho proceso se debe a la disminución
de la temperatura, pero es ayudado por la alta presión que comprime a los
núcleos.
Este
cambio de estado tiene un efecto importante en las etapas finales de evolución
de la estrella. Primero el cambio de liquido a sólido libera energía, pero una
vez que se ha cristalizado una fracción importante de su interior, la enana
blanca se enfría rápidamente. Como el tiempo necesario para que una enana blanca
llegue a la etapa de cristalización se calcula semejante a la edad de nuestra
galaxia, se puede estimar la época inicial de formación de estrellas en la Vía
Láctea observando las enanas blancas más frías.
Fuente Consultada:Notas Celestes de
Carmen Nuñez |
