Enanas Blancas
Las enanas blancas representan la fase final de la
evolución de las estrellas de masa inferior a 1,4 masas solares (limite
de Chandrasekar). Agotadas las reservas de combustible nuclear, solo el
colapso puede seguir produciendo energía, y dicho colapso no se
interrumpe hasta que en cualquier punto de la estrella se alcanza el
equilibrio entre la fuerza de la gravedad y la presión de los gases
estelares.
Al faltar el flujo de radiaciones procedentes del núcleo
estelar por el agotamiento de este, se vuelve a alcanzar el equilibrio
cuando bajo el extraordinario peso de los gases exteriores, los átomos se
dividen en sus componentes, perdiendo todos sus electrones, y el gas se
degenera. Los electrones libres son más rápidos cuanto mayor es la
densidad y ejercen una presión hacia el exterior que impide el colapso de
la estrella. Esta se reduce a proporciones mínimas, con un radio del
orden del de la Tierra.
¿Existen realmente las enanas blancas?
La historia de las enanas blancas comienza en 1844,
en el Observatorio de Koninberg (entonces en Rusia), cuando Friedich W.
Bessel vio que la imagen de Sirio (Alfa del Perro Mayor), la estrella más
brillante de nuestro firmamento, fluctuaba. ¿Cuál era la causa? Bessel
llego a la conclusión de que Sirio estaba acompañada de otra estrella
enorme y oscura que, al orbitar, tiraba de ella, generando una variación
ondulante de su posición en el cielo. Bessel no vio la estrella oscura,
pero diecinueve años después Alvan Clark, un fabricante de telescopios
estadounidense, demostró que su hipótesis era correcta. Clark localizo a
la compañera oscura de Sirio mientras probaba unas nuevas lentes de 18
pulgadas.
Pero había algo extraño en la compañera de Sirio.
En 1810, Henry Norris Russell, codescubridor del diafragma Hertzsprung-Russell,
percibió que esta estrella no se ajustaba a la secuencia principal, y tal
excepción le preocupo mucho. Quizá la correlación que había
descubierto entre el brillo superficial y la densidad de las estrellas
fuera erróneo. Así pues, pidió al astrónomo Edward Pickering que le
proporcionara el espectro de la compañera de Sirio. Pero veamos lo que
nos cuenta el propio Russell:
Como era propio de él, envío una nota a su oficina
del observatorio y al poco tiempo llego la respuesta... que el espectro de
la estrella era A. Yo sabia lo suficiente al respecto, incluso en aquellos
tiempos paleozoicos, para comprender de inmediato que había una
incoherencia extrema entre lo que nosotros habríamos denominado entonces
valores "posibles" del brillo superficial y de la densidad. Debí
demostrar que no solo estaba desconcertado, sino decepcionado ante aquella
excepción a lo que parecía una excelente propiedad de las características
estelares; pero Pickering sonrío y me dijo: "Son precisamente estas
excepciones las que nos permiten ampliar nuestros conocimientos".
En los siete años siguientes, se descubrieron dos
estrellas excepcionales del mismo tipo.
Normalmente, las estrellas tenues habrían de ser de
color rojo pero la compañera de Sirio ardía al rojo blanco. La única
explicación de su brillo era que fuera extremadamente pequeña. Pero si
era tan pequeña no tendría masa suficiente como para provocar en una
estrella tan grande como Sirio el movimiento que observaba. Una solución
a 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. Dicha solución parecía un disparate. En
las primeras décadas de este siglo no se sabia que existiese una forma
tan densa de materia. El astrónomo ingles Arthur Eddington dijo en 1927,
reflexionando sobre este desconcertante mensaje de la compañera de Sirio
: ¿Qué respuesta se puede dar a este mensaje? La respuesta que dio la
mayor parte de los astrónomos en 1914 fue: silencio, basta de tonterías.
Si imaginamos un gas de electrones e imaginamos que
luego aplicamos una presión sobre dicho gas, la fuerza de intercambio
repelente entre los electrones individuales creara 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. Solo 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 que la presión electrónica
de Fermi, nacida del extraño mundo de la teoría cuántica, resistirá el
colapso gravitatorio y estabilizara la estrella, siempre que su masa total
no fuera demasiado grande. Según sus cálculos esto se cumplía en las
estrellas de masa inferior a 1,4 veces la del Sol, masa critica denominada
"limite de Chandrasekhar". En algunas de estas estrellas la
densidad de la materia precisa, para que se alcance el equilibrio entre la
gravedad y la presión de Fermi, de diez toneladas por pulgada cúbica,
justo lo necesario para explicar la conducta de la compañera de Sirio.
Esta estrella, una enana blanca, fue en tiempos una estrella normal, pero
agoto luego el combustible hidrogenico del núcleo y se estabilizo
posteriormente por efecto de la presión de Fermi. Hoy los astrónomos han
localizado ya mas de trescientas enanas blancas.
Algunas de las enanas blancas forman parte, como la
compañera de Sirio, de un sistema estelar binario cuyo otro elemento es
una estrella normal. La enana puede orbitar muy cerca de la estrella
normal y extraer gas de ella. El gas, principalmente hidrogeno, cae en la
enana y empieza a acumularse y, tras un periodo de tiempo suficiente,
alcanza una cuantía critica. Entonces, al fundirse el hidrogeno en helio,
explota sobre la superficie de la enana como millones de bombas de
hidrogeno. Es lo que conocemos como novas. Se han observado cientos de
explosiones de tipo nova de este genero, que aportan una confirmación
suplementaria de las extrañas propiedades de las enanas blancas.
Si las teorías hasta ahora son exactas, el estado de
enana blanca es la ultima fase de la evolución de las estrellas de poca
masa. Posteriormente se produce lentamente la muerte térmica. Al cesar la
contracción gravitacional y agotarse las reservas de combustible nuclear,
la enana blanca, aun muy caliente, empieza a enfriarse como una barra de
hierro recién sacada del fuego. Pero el proceso de enfriamiento es muy
lento, porque la estrella irradia poca energía (al ser tan pequeña la
superficie fotosférica ), cada vez menos a medida que su temperatura
disminuye. Una enana blanca tarda muchísimo tiempo en morir. Ya se han
hecho algunos cálculos. Para que la temperatura superficial, que al
principio es de unos treinta mil grados, descienda hasta los siete mil
tienen que pasar unos tres mil millones de años; para pasar de siete mil
a cuatro mil grados una enana blanca necesita cinco mil millones de años.
El tiempo necesario para que se produzca un descenso de la temperatura en
pocos grados es prácticamente infinito. Como, según las teorías mas
acreditadas, la edad del Universo no es superior a veinte mil millones de
años, probablemente ninguna enana blanca ha alcanzado la muerte térmica.
Por otra parte, una estrella colapsada o degenerada
probablemente es enana, aunque podría no ser blanca. En efecto, a medida
que la estrella se enfría su color cambia: con siete mil grados el color
es amarillento, con cuatro mil es naranja y de tres mil hacia abajo es
roja. Por tanto se podría dar el caso de una enana blanca roja. Al decir
enana blanca no nos referimos al color de la estrella colapsada: es un sinónimo
de estrella degenerada, aunque es cierto que la mayoría que conocemos son
de color blanco.
Para observar una enana blanca vieja tendríamos que
buscarla en los cúmulos globulares, donde debería haber cientos de
miles, al menos en teoría. Pero por ahora no podemos observarlas por la
enorme distancia de dichos cúmulos y la débil luminosidad de las enanas
blancas. Por ahora nos limitaremos a estudiar las enanas blancas más
cercanas, como Sirio B o 40 Eridani B. El espectro de estas estrellas
presenta rayas ensanchadas que a menudo se confunden con el fondo
continuo. Esto se debe, al menos en parte, a que cuando una estrella se
contrae, su velocidad de rotación aumenta. Las enanas blancas, que
inicialmente eran estrellas mayores que el Sol o de masa similar a este
para acabar siendo del tamaño de la Tierra, giran vertiginosamente en
torno a su propio eje, lo que provoca el ensanchamiento de las rayas. De
todas formas, también contribuye a ello otros fenómenos que ahora no
podemos describir.
Imagina que sobre la superficie de una enana blanca
una pelota, por ejemplo, ciaría a una velocidad aproximada de 6.400
Km./s. , mientras que si esa misma pelota cayera sobre la Tierra apenas
alcanzaría una velocidad de 11,2 Km./s. Otro dato: un cuerpo que sobre la
superficie terrestre pesara un kilo, a nivel de la fotosfera de una enana
blanca pesaría 300 toneladas. Por eso se comprende que una enana blanca
es excepcional en todos los sentidos: por la increíble densidad de su
materia, su intensísimo campo gravitacional y la presencia de campos magnéticos
muy intensos.
Sobre la superficie de una enana blanca un oscilador
vibra mas lentamente que en la Tierra por un efecto relativista (contracción
del tiempo). Los átomos (hay una fina capa de átomos neutros en la parte
exterior de una estrella de este tipo) son como osciladores y por eso
vibran. La luz que emiten o absorben tiene menos energía y es más roja
de lo normal. En términos técnicos se suele decir que a causa del
intenso campo gravitacional las rayas espectrales se han desplazado hacia
el rojo.
Por ultimo, hablemos del estado de agregación del
fluido que contienen a las enanas blancas. ¿Con esta temperatura y esta
densidad, pueden ser estas estrellas completamente gaseosas? Es muy difícil
responder. Con las altas densidades la materia adquiere propiedades
especiales, solo parcialmente conocidas porque es imposible reproducir en
un laboratorio las condiciones que se dan en este tipo de estrellas.
Puede parecer raro, porque hay grandes analogías
entre las propiedades de la materia del centro de una enana blanca
(superdensa) y de la materia ordinaria a bajas temperaturas, próximas al
cero absoluto (-273,15 grados centígrados). Los electrones libres se
mueven en línea recta a gran velocidad (o, como se dice en lenguaje técnico,
con velocidad relativista, próxima a la de la luz) casi sin encontrar
resistencia, como ocurre a temperaturas próximas al cero absoluto en los
fenómenos de superconductividad. En medio de este gas de electrones móviles
los núcleos (de helio, carbono o hierro) tienden a rechazarse, al tener
carga positiva, y buscan una posición de relativo equilibrio colocándose
en el vértice de una retícula cristalina, igual que los átomos de la
materia sólida ordinaria, aunque con la diferencia de que en la materia
ordinaria basta que la temperatura aumente cien mil grados para que la retícula
cristalina sea destruida y la materia sea liquida o gaseosa, mientras que
para destruir la retícula cristalina en el centro de las enanas blancas
se necesitan temperaturas de centenares de millones de grados.
En una estrella que originariamente haya tenido poca
masa (1.4 veces la masa del Sol) y el colapso gravitatorio se produce
cuando el hidrogeno se ha convertido en helio y el helio en carbono, al
ser la masa mayor, la sucesión de reacciones termonucleares puede llevar
a la constitución de un núcleo de hierro antes que el colapso de la
enana blanca se produzca. En ambos casos se piensa que es posible la
formación de un núcleo cristalino sólido en la región central de las
enanas blancas, sobre todo si el corazón de la estrella es rico en
carbono o hierro, al no ser la temperatura del centro de estas estrellas
lo bastante alta para que se destruya un posible núcleo sólido (en el
caso del hierro se necesitaran temperaturas del orden de los 100 millones
de grados, mientras que en el centro de las enanas blancas la temperatura
no debería ser mayor que diez millones de grados).
Las enanas blancas, o al menos una parte de ellas,
según las teorías de la actualidad tienen un núcleo sólido; pero en el
exterior, a una distancia del centro que depende de varias circunstancias,
la materia degenerada volvería a ser fluida, gaseosa. En la superficie
permanecería una capa no degenerada muy fina con hidrogeno y helio, a lo
que se deberían las rayas observadas en el espectro de estas estrellas.
Gran parte de lo que acabamos de decir resulta imposible de observar directamente. Lo que es seguro es la excepcional densidad de las enanas blancas, la degeneración de la materia súpercomprimida y la gran velocidad de rotación de estas estrellas. Todo lo demás son simples especulaciones, aunque basadas en rigurosas leyes físicas, que tendrán que ser confirmadas, por futuras observaciones.
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