Enanas Blancas

Royal Greenwich Observatory

Cuaderno de Información No. 68: 'Enanas Blancas'.
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Estabilidad Estelar y Evolución:

Las estrellas en la secuencia principal, como el Sol, representan un balance entre la fuerza de la gravedad, que está tratando de comprimir la estrella, y la presión de radiación, que está tratando de hacer que la estrella se expanda. En casi todas las estrellas estas fuerzas están en perfecto balance a través de toda la estrella.

Cuando la estrella agota su combustible nuclear, al convertir el hidrógeno cerca de su centro en helio, este balance es alterado, y en estrellas de baja masa, donde no hay otra fuente de energía disponible, la contracción gravitatoria vence a la presión de radiación. De modo que el centro de la estrella se contrae, liberando energía gravitacional que calienta el gas y provee estabilidad a corto plazo.

El tiempo de vida de una estrella en esta etapa de 'quemado de hidrógeno' es muy largo (el Sol durará por millones de años antes convertirse en una Enana Blanca), pero eventualmente todo el hidrógeno en su interior se agotará y no estará disponible otra fuente para la producción de energía. Entonces la gravedad vencerá y la estrella se contraerá a un tamaño pequeño.

Degeneración de Electrones:

Si la masa de la estrella es menor que un cierto valor crítico, llamado el 'Límite de Chandrasekhar' en honor a su descubridor, entonces esta contracción hacia un tamaño pequeño es detenida por un efecto de la mecánica cuántica llamado 'Degeneración de Electrones'.

La mecánica cuántica muestra que si ponemos electrones dentro de una caja con dimensiones fijas, los electrones sólo podrán tomar un conjunto de estados definidos, cada uno de los cuales es diferente del de cualquier otro electrón. Estos estados estarán definidos por el tamaño de la caja. La caja podrá ser llenada con electrones, cada uno de los cuales tendrá una energía particular, pero cualquier electrón adicional deberá tomar energías mayores que las de los que ya están en la caja. El límite para cuántos electrones podrán ser añadidos, se alcanzará cuando el momento de del último electrón corresponda a que se mueva a la velocidad de la luz.

En el muy caliente centro de una estrella evolucionada, todos los átomos han perdido sus electrones, y estos entonces corresponden con el ejemplo de los electrones en la caja, que está definida por el campo gravitacional de la estrella. El tamaño de la caja, y el número de electrones, están ambos gobernados por la masa de la estrella, y el valor crítico de 1,44 veces la masa del Sol, es el máximo que puede alcanzar la masa de una Enana Blanca. Si la masa fuese mayor que esto, la presión desarrollada por la Degeneración de Electrones sería insuficiente para prevenir el colapso gravitacional hacia una estrella de neutrones (vea el Cuaderno sobre Pulsares).

Observaciones de Enanas Blancas:

La primera Enana Blanca en ser encontrada, fue la compañera de la brillante estrella Sirio. Sirio y su compañera están en una órbita mutua, una alrededor de la otra, y esto permitió que se determinaran las masas de cada una. A partir del brillo y temperatura de la compañera, podemos determinar su tamaño, que es de 10.000 Km de diámetro, menos que el de la Tierra!

Las Enanas Blancas son intrínsecamente muy poco brillantes, y son por lo tanto difíciles de detectar. Aún así, ellas son el estado final de todas las estrellas de masa mediana, y por ello podríamos esperar que halla muchas Enanas Blancas. Los astrónomos han logrado encontrar muchas, usando técnicas que dependen ya sea de que son compañeras de otras estrellas, o de que son estrellas calientes con grandes movimientos relativos a las otras estrellas (indicando que ellas están mucho más cercanas que otras estrellas de la Secuencia Principal con la misma temperatura), y a partir de su emisión de radiación de alta energía, tal como luz ultravioleta.

Evolución de las Enanas Blancas:

La Presión de Degeneración en las Enanas Blancas, depende sólo de la masa de la estrella, y no de su temperatura, de modo que ellas son estables. Algo de energía reside en las partículas nucleares que están presentes junto con los electrones. El calor asociado con las partículas nucleares será gradualmente irradiado hacia afuera, y las estrellas se enfriarán gradualmente en el curso de millones de años. Al final de este proceso, la estrella remanente dejará de emitir radiación y se convertirá en una 'Enana Negra'.

La presencia de Enanas Blancas en sistemas binarios ha sido muy importante para entender muchos violentos estallidos en sistemas estelares. Supernovas del Tipo I, Novas, y estrellas variables cataclísmicas, son todos casos en los que la compañera de una Enana Blanca ha alcanzado un punto en su evolución en el que está aumentando en diámetro y perdiendo masa hacia la Enana Blanca. La deposición de material en un disco de acreción alrededor de la Enana Blanca, o en la superficie de la Enana Blanca, determinará la naturaleza de cualquier estallido (vea el Cuaderno sobre Supernovas).

La Enana Blanca Sirio B:

La estrella aparentemente más brillante en cielo, Sirio, fue observada por Bessell en 1844 mostrando un 'bamboleo' en su movimiento a través del cielo. Bessell atribuyó esto a la presencia de una compañera, pero no se observó compañera alguna hasta que Alvan Clark, mientras probaba un nuevo telescopio, vio una tenue estrella compañera. En 1925, el espectro de la estrella compañera confirmó que era una estrella con aproximadamente la misma temperatura de Sirio A.

La binaria tiene un período de 50 años, con una máxima separación en el cielo de 7,6 arcosegundos. La diferencia en luminosidad entre Sirio A y B llega a un factor de más de 8.000. La solución de su movimiento orbital arrojó para A y B, masas de 2,3 y 1 veces la masa del Sol. Sirio A tiene un radio de cerca de 1.000.000 Km, mientras que Sirio B tiene un radio de sólo 10.000 Km.

Producido por el Departamento de Servicios de Información del Royal Greenwich Observatory.

PJA Miércoles Mayo 8 10:26:06 GMT 1996

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Actualizada: Octubre 22 '97, Junio 26 '14

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