lunes, 21 de diciembre de 2009

11 Estrellas Enanas Blancas

Evolución del Sol
Ilustración de la estimada evolución de nuestro Sol, desde una estrella gigante roja a una enana blanca.
NASA

En las últimas décadas, la articulación de la observación combinada con las revelaciones de la teoría nuclear han permitido a los científicos modernos orientados al estudio del cosmos establecer el simple esquema subyacente en el universo estelar. Cada tipo de estrella -y hay varios tipos- representa una fase temporal en el ciclo estándar de vida. Con unos pocos ajustes de instrumentalización científica, este ciclo puede aplicarse a la totalidad de estrellas conocidas. Todas las estrellas, por ejemplo, empiezan como protoestrellas, concentraciones de gas luminoso localizado entre mucho más grandes y difusas nubes de polvo y gas. Colapsándose hacia dentro bajo su propia gravedad, una protoestrella se calienta y comprime su núcleo hasta que se encienden las reacciones de fusión del hidrógeno. En este punto, se considera que la estrella está en la secuencia principal. Muchas estrellas permanecen en esa secuencia durante miles de millones de años. Pero para cada una llega un momento en el que su stock de combustible se agota, causando a la estrella otro tipo de fase evolutiva.

Enanas Blancas

Las estrellas que se encuentran dentro de un círculo en la imagen de la izquierda, corresponden a un tipo que son muy difícil de observar en el universo: las «enanas blancas». La fotografía, cubre una pequeña región cerca del centro de un cúmulo globular conocido como M4. Los investigadores usando el Telescopio Espacial Hubble descubrieron una gran concentración de enanas blancas en M4. Ello se esperaba, ya que estrellas, que son numerosas en el cosmos como el Sol, en su penúltima etapa de evolución final llegan a constituirse en enanas blancas. Esta clase de estrella, en esa etapa de su vida final, tienen una evolución lentísima con un enfriamiento gradual de su temperatura. En esto estudios se espera poder tener una mejor comprensión de la edad de las estrellas, del ente cósmico que las generó y, eventualmente, del propio universo.



La masa inicial de una estrella controla el inicio y desenlace de esta crisis. Las estrellas de poca masa, por ejemplo, tienen en correspondencia poca gravedad, lo que les permite fusionar hidrógeno muy lentamente y permanecer en la secuencia principal casi indefinidamente; las estrellas de gran masa tienen una gravedad tan fuerte, y por tanto reacciones tan rápidas, que consumen sus muchos más grandes depósitos de hidrógeno propio en unas pocas decenas de millones de años. Después de acabarse el hidrógeno, la masa dicta cómo cambia cada estrella. Las más pequeñas simplemente consumen los restos de su combustible y llegan a su fin. Las estrellas de tamaño intermedio del orden de M < 6 M atraviesan una desconcertante variedad de cambios, incluyendo un destello de helio de gran energía , antes de volverse «enanas blancas». Las estrellas más masivas pasan apresuradamente por una intrincada serie de reacciones de fusión antes de sufrir un espectacular colapso final.

A fin de cuentas, es la masa inicial (masa en vida normal) la variable determinante de las etapas evolutivas de la vida de una estrella, estableciendo también para el final una división de límites.

Señalamos en página anterior que las estrellas, dentro de su proceso evolutivos, asumen una etapa de gigantes rojas. Una estrella en el estado de gigante roja experimenta pérdida de masas de su superficie. En la etapa en que el helio de su núcleo se encuentra prácticamente agotado la estrella procede a contraer su región central y eyecta al espacio una vaporosa nube de gases, transformándose en nebulosa planetaria, en la cual los gases son ionizados, iluminados, durante un tiempo por el cuerpo aún caliente de la estrella moribunda debido a la energía térmica almacenada. En este proceso de pérdida de masa de una gigante roja, una estrella con una M = 1 Mexpulsará aproximadamente 0,4 M de materia estelar hacia el espacio exterior, formándose allí la nebulosa de que hemos hablado. Ahora bien, esta nebulosa planetaria irá lentamente dejando ver el núcleo de la estrella y, cuando éste se va enfriando, se empieza a originar el tipo extraño de estrella que es una enana blanca. Este tipo de estrellas, cuando fueron generadas por una que en su etapa normal de vida comportaba una masa inicial de M= ‹ 6M , en esta fase final de existencia estelar adquiere un tamaño de un radio de R= 0,01R, cien veces menor que el Sol y casi como la Tierra (10 mil km. de diámetro). Sin embargo, contiene una masa algo inferior que la del Sol, de una densidad aproximada de una tonelada por centímetro cúbico, pese a que en la fase de gigante roja y como nebulosa planetaria la estrella ha tenido una importante merma de la masa original.

Enanas Blancas

La imagen anterior corresponde a la Nebulosa Planetaria del Anillo en la constelación de La Lira (Lyr). La luz azul en el centro de la nebulosa es emitida por helio ionizado. La parte exterior de la nebulosa se ha enfriado y los elementos ahí dominantes son oxígeno e hidrógeno neutro. El centro caliente de la estrella enana blanca se puede distinguir como un punto de luz en medio de la nebulosa.

Mediciones Doppler que se han efectuado últimamente revelan cambios en expansión de la nebulosa. Una medida típica de una nebulosa planetaria es de alrededor de 10.000 UA, y su tiempo de vida visible es de aproximadamente 50.000 años, despejándose para dejar a la vista a la enana blanca en su configuración plena.

Pese al tiempo que transcurre en despejarse una nebulosa planetaria, las enanas blancas siguen siendo visibles, ya que brillan por que se encuentran aún muy calientes; aunque las enanas blancas no tienen fuentes de poder interna, su enfriamiento interior dura miles de millones de años. El brillo que generan es producto de la conducción hacia la superficie de la estrella de la energía térmica residual que se encuentra almacenada en el interior profundo del núcleo de la enana blanca.


Cuando se está señalando una estimación de densidad para las enanas blancas de aproximadamente una tonelada por centímetro cúbico, se está definiendo para ellas una estructura física sorprendente y fuera de lo común. Se consigna para las enanas blancas una materia que se encuentra degenerada, ya que está tan comprimida que los átomos han perdido todos sus electrones y estos forman un mar de electrones libres que se mueven entre los núcleos pero no los orbitan, ya que en este estado de la materia los electrones no perciben la presencia de éstos (electrones degenerados). En un gas normal, no degenerado, si la temperatura disminuye, el movimiento medio de las moléculas y con ello la presión del gas también disminuye. En un gas degenerado los electrones libres están tan comprimidos que no pueden estar en reposo pues violarían las reglas de la mecánica cuántica (el principio de exclusión de Pauli). Así el gas degenerado puede enfriarse todo lo que quiera, pero la presión del gas no se modificará pues depende de la presión proporcionada por los electrones y ésta a su vez depende de la densidad y no de la temperatura. El Sol morirá como una enana blanca y se quedará como una esfera de unos 10.000 kilómetros de diámetro y totalmente frío.

Cuando nos referimos a «gas degenerado» estamos señalando de que se trata de una materia cuyos átomos han sido sometidos a fuertes presiones y temperaturas altísimas y que se han despojado de sus electrones. En otras palabras, ellos han sido ionizados. La presión que genera el gas dentro de una estrella se debe a los electrones. Si la densidad de un entorno de materia es muy alta las partículas de ésta son forzadas a juntarse. Por otro lado, conocemos una ley de la física que determina los límites de movimiento de los electrones a un nivel seguro de energía y ello no permite su existencia en un mismo nivel, salvo que se muevan en sentido contrario o a velocidades distintas, por lo tanto, en un gas denso en el cual se compacta la materia los electrones tienden a alojarse en los niveles inferiores de energía apretujándose unos con otros degenerándose. Es, la consecuencia de lo anterior en que se genera un gas que llamamos de materia degenerada. En ese estado, los electrones del gas degenerado son los que producen la resistencia para buscar el equilibrio frente a la fuerza de gravedad que trata de desplazarlos para juntarlos aun más en un espacio de nivel de energía que se encuentra absolutamente copado (los electrones al ser empujados a juntarse su energía cambia lo que los obliga a desplazarse a otro nivel de energía que ya se encuentra ocupado).

El Sol, pese a estar en su edad media, quemará todo su hidrógeno hasta convertirlo en helio, el cual también podrá quemar gracias a la masa que mantendrá y lo convertirá en carbono, después ya no tendrá más fuentes adicionales de producción de energía disponible; ello nada lo evitará. Entonces, ahí se transformará en una estrella enana blanca fría y degenerada.

El proceso y degeneración de una enana blanca es, aparentemente -a escala astronómica- larguísimo, como lo comprobaría estudios recientemente realizados. Los astrónomos chilenos Dante Minninti y René Méndez midieron 15 enanas blancas muy viejas -con unos 10 mil millones de años de antigüedad- en los límites de la Vía Láctea. Comprobaron que ni se enfrían ni debilitan tan raudamente. Ello, implicaría que seguramente la existencia de estas enanas sería abundante en el cosmos, implicando con ello que parte de la materia que buscamos que debería existir en los halos galácticos estaría compuesta por estos astros.

Lo que frena el colapso gravitatorio en una enana blanca es la presión de Fermi de los electrones. Ello se caracteriza porque los electrones que giran alrededor del átomo tratan de mantener su órbita, impidiendo que otro entre en ella, para lo cual oponen resistencia. Esa es la presión que, finalmente, sostiene a la estrella y que impide que colapse producto de la gravedad. Ahora bien, si la estrella comporta una masa superior a M › 6M, su ciclo de combustión nuclear continúa hasta producirse en ella un núcleo de hierro y que, al alcanzar este una masa de aproximadamente 1,44 M, entonces esa estrella alcanza una gravedad lo bastante fuerte como para que los electrones se compriman hasta desplomarse sobre los protones (partículas que se hallan en el núcleo atómico) y los convierte en neutrones (otro elemento constituyente del núcleo), los que se repelan mutuamente debido a la interacción fuerte (que es la fuerza que mantiene los neutrones y protones unidos pero que se vuelve repulsiva en materia formada casi exclusivamente de neutrones), produciéndose una catástrofe en la estrella que se queda sin su fuente de sustentación mecánica.

Las estrellas de gran masa se convierten en estrellas de neutrones o agujeros negros. En el caso de estrellas de masa intermedia como el Sol, las capas exteriores no tienen en realidad peso suficiente para mantener comprimido el núcleo estelar. Y entonces lo que sucede es que el calor intenso generado por la combustión del helio en el núcleo estelar empuja las capas exteriores hacia los espacios cósmicos donde el hidrógeno residual forma la "nebulosa planetaria" como restos de la agonía de la estrella.
Al tiempo de ocurrido el drama mortuorio estelar, las nubes residuales se disipan en el espacio interestelar y lo único que queda de la bonita estrella es el núcleo desnudo, de un tamaño aproximado al de la Tierra, que viene ser al final lo que hemos llamado enana blanca (EBs) .

Pero el proceso de extinción estelar continúa. La estrella enana blanca va perdiendo los restos de energía que aún le subsisten durante millones y millones de años. La débil luz que emite es producida por la temperatura residual que queda después del fenómeno que la generó, ya que ninguna cuenta con fuente interna de generación de energía. La contracción de ella continuará hasta que se encuentre un nuevo equilibrio entre la fuerza de gravedad y la presión que ejercen los electrones degenerados. A través de los años las enanas blancas se van enfriando, pero van manteniendo su radio en dimensiones constantes. La relación entre temperatura, luminosidad y radio va decreciendo en el tiempo (miles de millones de años), por lo tanto, su trayectoria debería distinguirse , pasando del color blanco al amarillo; de éste al pardo y, por último, al negro. Ahora, no sabemos cuanto tiempo demora en llegar al color final, ya que solamente hemos hallado en el espacio enanas blancas y nunca hemos detectado, por medio alguno, a una enana negra. Por nuestras experiencias en experimentación y trabajos teóricos, existen; cuando se podrán alguna vez observar en el espacio, es muy difícil predecirlo ahora.

Tal como lo hemos señalado anteriormente, en una estrella enana blanca, en el tiempo, la temperatura T disminuye y el radio R permanece constante. En esto hay que subrayar que son los electrones degenerados los que sostienen a la estrella independientemente de la temperatura que comporte; así se factibiliza la mantención pareja del equilibrio hidrostático en la medida que la enana blanca se va enfriando. Al ir disminuyendo la temperatura T y R es constante, la luminosidad L decrece. Las más viejas y frías enanas blancas tienen una L = 0,0001 L y T = 5.000°K. De estas observaciones extraemos el pronóstico descrito anteriormente sobre el destino final de una enana blanca como una estrella negra, agreguemos muy fría y sostenida por la presión de electrones degenerados.

A principios del siglo XX, no habríamos tenido ninguna posibilidad de poder haber hecho el sucinto relato anterior sobre los últimos años de una estrella común. Desde que se descubrió la compañera de Sirio en 1844, pocas explicaciones aceptables se podían presentar sobre los fenómenos que se detectaban en las observaciones en esta estrella.

Normalmente, las estrellas tenues ( la compañera de Sirio es unos cuatrocientosavos la intensidad del Sol) se consideraban que debían ser de color rojo, pero ésta ardía al rojo blanco. La única explicación que entonces se podía dar sobre el escaso brillo de la compañera de Sirio era que fuese extremadamente pequeña. Pero si fuese así, no tendría masa suficiente para causar los efectos gravitatorios que se observan en una estrella grande como Sirio. Una de las soluciones que se propugnaron para explicar este dilema era suponer que la compañera de Sirio era ciertamente muy pequeña pero estaba compuesta de una materia 3.000 veces más densa que la de las estrellas ordinarias. Hasta la década de los años '20 del siglo XX, dicha solución parecía un disparate, ya que no se sabía que existiese una forma tan densa de materia.

Es claro, era un disparate si el fenómeno de la compañera de Sirio era solamente interpretado en función de la física newtoniana. Para entender por qué esa estrella era así, hubo que esperar a que se formulara la teoría cuántica de los átomos en 1927, y a las investigaciones que realizó en 1930 un hindú de diecinueve años, Subrahmanyan Chandrasekhar. Partiendo de los trabajos previos que había realizado en Inglaterra Ralph H. Fowler, que demostraban que cuando una estrella agota su combustible nuclear tiene que colapsarse, Chandrasekhar investigó en sus estudios en qué se convertiría: en una nueva forma de materia superdensa, tanto que una pulgada cúbica de la misma pesaba diez toneladas. Normalmente, ante esa afirmación la interrogante que salta es ¿cómo puede ser tanto y concebirse semejante materia?

Fowler había utilizado el «principio de exclusión» descubierto en 1925 por el físico cuántico Wolfgang Pauli. Según su enunciado, los electrones no pueden solaparse uno encima de otro, se excluyen mutuamente, y si se intenta presionar a dos electrones en la misma órbita para que se unan, ello no se consigue ya que se repelen. Esta fuerza de repulsión no se debe al hecho de que las cargas eléctricas correspondientes de los electrones se repelan, sino que se trata de otra fuerza repulsiva, mucho más fuerte que la electromagnética. Esta fuerza, que la conocemos como «fuerza de intercambio» sólo puede ser comprendida dentro del marco de la teoría cuántica y no hay nada parecido a ella en la física clásica. Su existencia al nivel atómico es lo que impide que se colapsen las nubes eléctricas que rodean los núcleos atómicos.

Imaginamos un gas de electrones e imaginamos luego que aplicamos una presión sobre dicho gas, la fuerza de intercambio repelente entre los electrones individuales creará una «presión de Fermi» opuesta que, en principio, no resistirá a la aplicada. Hay que presionar intensamente un gas para percibir esta presión de resistencia de Fermi. Sólo actúa cuando los electrones se acercan tanto que sus ondas asociadas comienzan a solaparse. Estas condiciones se dan en el interior de las estrellas. Lo que Chandrasekhar descubrió fue que la teoría de la relatividad especial explicaba por qué la presión electrónica de Fermi, nacida del extraño mundo de la teoría cuántica, resistiría el colapso gravitatorio y estabilizaría la estrella, siempre que su masa total no fuese demasiado grande. Según sus cálculos, esto se cumplía en estrellas de masa inferior a 1,44 veces la del Sol (1,44M), masa crítica denominada «límite de Chandrasekhar». En algunas de estas estrellas la densidad de la materia precisa para que se alcance el equilibrio entre gravedad y presión de Fermi es de cuatro mil kilogramos por centímetro cúbico, justo lo necesario para explicar la conducta de la compañera de Sirio. Esta estrella, una enana blanca, fue en sus tiempos una estrella normal, pero agotó luego el combustible hidrogénico del núcleo y se estabilizó posteriormente por efecto de la presión de Fermi. Hoy los astrónomos han localizado ya más de tres mil enanas blancas.

El radio de una enana blanca está determinado por su masa. Mientras más densa es la estrella, menor es su radio. Si buscamos el límite del radio (radio de factor 0), la masa máxima que puede tener una enana blanca es de 1,44M (límite de Chandrasekhar).

Hay un límite máximo de cantidad de masa, que de acuerdo a nuestros conocimientos, permite la existencia de las estrellas enanas blancas. Mientras mayor es la masa de estas estrella, como lo hemos señalado, menor es el radio. La presión equilibrante en una enana blanca depende solamente de la densidad de la composición de la materia, no de la temperatura que se de en sus interiores; para mantener las presiones que se requieren para sostener a una estrella enana blanca, ésta debe ser ricamente densa. A una masa de M = 1,44M, el radio de la estrella se encoge hacia, prácticamente, la nada, incrementándose la densidad a cifras supra-mensurables. En términos prácticos, ello significa que una enana blanca más masiva que 1,44 masas solares no tiene la cantidad suficiente de electrones degenerados para generar la presión necesaria que se requiere para mantener el equilibrio hidrostático.

En función de nuestros conocimientos no se pueden dar estrellas enanas blancas más masivas
que 1,44M

Hemos señalado que las estrellas en la fase de gigantes rojas pierden una cantidad importante de materia que eyectan hacia el espacio interestelar. Estrellas de masas de M = › 6M, también lo hacen. Estrellas supergigantes y estrellas gigantes masivas pierden materia en el espacio de manera acelerada. Es posible que estrellas masivas en su derrumbe estelar queden con una masa residual igual o inferior al límite de Chandrasekhar, colapsándose posteriormente en una enana blanca. Una estrella de la secuencia principal de M = 6M, por ejemplo, perderá sobre 4,6 M y terminará como una enana blanca de 1,4 M. Estrellas más masivas por sobre 6M en sus vidas dentro de la secuencia principal, no deberían ser capaces de perder masa suficiente para llegar a ser enanas blancas. No se tiene claro cuál es la cantidad de masa que puede perder una estrella. Algunos cálculos estarían indicando la posibilidad de que estrellas con masas superiores a 9 M podrían reducirse a tamaños ubicados en los alrededores del límite de Chandrasekhar, lo que abre la alternativa que al final de su existencia se transformen en enanas blancas.

Ilustración C-Estelar

Algunas de las enanas blancas forman parte, como la compañera de Sirio, de un sistema estelar binario cuyo otro miembro es una estrella gigante roja o super gigante con débil atracción gravitatoria sobre sus capas externas . La enana puede orbitar muy cerca de ese tipo de estrella y extraer gas de ella. El gas, principalmente hidrógeno, cae en la enana y empieza a acumularse y, tras un período de tiempo suficiente, alcanza un nivel crítico que supera al límite de Chandrasekhar (1,44M). Entonces, al fundirse el hidrógeno en helio, explota sobre la superficie de la enana como millares de bombas de hidrógeno. Se han observado cientos de explosiones tipo «nova» de este género, que aportan una confirmación suplementaria de las extrañas propiedades de las enanas blancas.

Poder haber distinguido la presencia de enanas blancas como componentes de sistemas binarios, ha sido un paso muy importante para empezar a comprender mejor las razones por que se producen erupciones violentas en sistemas estelares. Supernovas de tipo I, novas, y cataclismos de estrellas variables, a veces, son la consecuencia de la presencia de una enana blanca que en su traslado orbital alrededor de la estrella compañera mayor, ha atraído gas de las capas superiores de esa estrella almacenándolo en un disco de acreción sobre su superficie aumentando con ello su masa que, al final, termina produciendo las erupciones y violentas explosiones, debido a la necesidad de volver al límite de equilibrio.

La observación del espectro de supernovas de tipo I se caracteriza por no mostrar rasgos de existencia de hidrógeno y, comúnmente, se encuentran cohabitando viejas poblaciones estelares (como galaxias elípticas) y, como las EBs tampoco tienen hidrógeno, la deducción de la participación de las enanas blancas como agentes percucientes en la explosión de esas supernovas aparece como bastante realista. Recordemos que las supernovas de tipo II que comportan hidrógeno, se dan en regiones de estrellas jóvenes (como brazos de espirales)

En las reacciones nucleares que ocurren en un evento de supernova del tipo I se pueden producir cantidades considerables de elementos pesados. El carbono C12 se transmuta en O16 (oxígeno 16), luego se pueden fusionar para formar Si28 (silicio 28), y luego dos núcleos de silicio pueden formar Ni56 (níquel 56). Esta es una forma en que los elementos pesados se sintetizan y son expulsado hacia el espacio estelar, donde ellos reinician el camino de la formación de nuevas estrellas, planetas y la vida.

Un tipo de enanas blancas de reciente descubrimiento son las «enanas blancas magnéticas en sistemas binarios». Estas estrellas enanas recién descubiertas por satélites de segunda generación, constituyen una nueva fuente de emisión de rayos X en la galaxia, debido al proceso de acreción que desarrollan estas enanas blancas. Las densas pero pequeñas estrellas atraen gas de su compañera en el sistema binario, lo canalizan a través de un campo magnético que puede alcanzar hasta 107 Gauss, y lo alojan en acreción en columnas sobre sus polos. Al caer el gas sobre la enana blanca se produce una colisión en la cual se genera una conversión de la energía cinética del gas en energía térmica, ello produce sobre la superficie de la estrella un fenómeno de mancha caliente o tipo solar que emite energía a altas temperaturas, de alrededor de 107K, y también radiación en forma cyclotrónica.

Ilustración Enana blanca magnética

A la fecha, se han descubierto dos estrellas enanas blancas con las características energéticas descritas, pero se identifican en la galaxia cerca de cuarenta lugares con fuentes de emisión de este tipo de rayos X, llamadas fuentes AM Herculis. Estas fuentes se encuentran ubicadas sólo a unos cientos de años luz de la Tierra y constituyen un laboratorio ideal para el estudio de los procesos de emisión de plasma caliente (T= 108) en la presencia de campos magnéticos fuertes.

En la medida que se intenta hacer descripciones sobre los distintos fenómenos que la humanidad va descubriendo sobre las características que nos muestran las estrellas, emerge la idea de que son éstas las que hacen interesante el universo. Pensemos que la energía del Sol hace posible la vida en la Tierra, y que probablemente toda la vida en el universo es energizada por estrellas. A excepción del hidrógeno y del helio, todo los demás elementos químicos que reconocemos provienen de los procesos de reacciones nucleares que se generan en las estrellas. Cada vez que muere una estrella, los elementos que ella acumulaba son eyectados hacia el espacio y pueden incorporarse en nuevas estrellas, planetas, etc. Paciente lector, piense que todo lo que se encuentra en su entorno, Ud. mismo, sus compañeros, sus familiares, y también yo, estamos unidos por un origen común gracias a las estrellas.


Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_05.htm

1 comentario:

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