Enana blanca para niños
Las enanas blancas son lo que queda de una estrella, como el Sol, después de que ha usado todo su "combustible" y ha expulsado gran parte de su material al espacio. Son muy comunes en el universo, junto con las enanas rojas.
Imagina que una estrella es como un motor gigante que quema combustible nuclear. Cuando ese combustible se acaba, la estrella no tiene energía para evitar que su propia gravedad la aplaste. Entonces, se encoge mucho y se convierte en una enana blanca. El famoso científico Stephen Hawking las describió como estrellas estables que se mantienen firmes gracias a una fuerza especial entre sus partículas más pequeñas.
Contenido
- Composición de las enanas blancas
- Descubrimiento de las enanas blancas
- Cómo se forman y qué les espera
- Características de las enanas blancas
- Cristalización
- Enanas blancas pulsantes
- Tipos de enanas blancas según la estrella original
- Estrellas de masa baja (menos de 0.5 veces la masa del Sol): Enanas blancas de helio
- Estrellas de masa media (entre 0.5 y 8 veces la masa del Sol): Enanas blancas de carbono y oxígeno
- El límite entre estrellas de masa media y masa alta (entre 8 y 10 veces la masa del Sol): ¿Enanas blancas de oxígeno y neón?
- Interacciones con el sistema estelar
- Posible habitabilidad
- Véase también
Composición de las enanas blancas
Las enanas blancas están hechas de átomos en un estado especial llamado plasma. Como ya no producen energía en su centro, la gravedad las comprime mucho. Esto hace que los electrones dentro de ellas tengan muy poco espacio para moverse.
Cuando los electrones están tan apretados, se ven obligados a moverse a velocidades muy altas. Esto crea una fuerza llamada "presión de degeneración electrónica", que es lo que evita que la estrella se siga aplastando. Esta presión es diferente a la que mantiene a las estrellas normales.
Las enanas blancas son increíblemente densas. ¡Una cucharadita de su material podría pesar varias toneladas! Son tan densas que una masa como la del Sol podría caber en un volumen similar al de la Tierra. Solo las estrellas de neutrones y los agujeros negros son más densos. Las enanas blancas brillan muy poco porque solo emiten el calor que han guardado.
La mayoría de las enanas blancas están compuestas de carbono y oxígeno. Esto es lo que queda después de que la estrella original quemó helio. Sin embargo, en su superficie tienen una capa muy delgada de hidrógeno y helio.
Cuando una enana blanca se forma, está muy caliente. Pero como no produce más energía, se va enfriando poco a poco. Se cree que, con el tiempo, se enfriarán tanto que dejarán de brillar y se convertirán en "enanas negras". Pero el universo no es lo suficientemente viejo como para que esto haya ocurrido todavía. Las enanas blancas más frías que conocemos aún tienen temperaturas de miles de grados. El nombre "enana blanca" lo inventó Willem Luyten en 1922.
Descubrimiento de las enanas blancas
La primera enana blanca se encontró en un sistema de tres estrellas llamado 40 Eridani. Una de esas estrellas, 40 Eridani B, era una enana blanca. Fue descubierta por William Herschel en 1783. Más tarde, en 1910, los científicos Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering y Williamina Fleming se dieron cuenta de que, aunque era una estrella débil, era de color blanco.
En el siglo XIX, los astrónomos pudieron medir con mucha precisión los movimientos de las estrellas. En 1844, Friedrich Bessel notó que las estrellas Sirio y Procyon se movían de forma extraña. Dedujo que esto se debía a una estrella invisible que las estaba afectando.
Esa estrella invisible era Sirio B, también conocida como "el Cachorro", la segunda enana blanca descubierta. En 1862, Alvan Graham Clark la vio por primera vez. Sirio B es mucho menos brillante que su compañera, Sirio A, pero tiene una temperatura superficial muy alta. Los cálculos mostraron que Sirio B tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero una masa parecida a la del Sol. Esto significaba que era cientos de veces más densa que el plomo, ¡algo que parecía imposible en ese momento!
En 1917, Adriaan Van Maanen descubrió la estrella de Van Maanen, la tercera enana blanca. Estas tres son conocidas como las "enanas blancas clásicas". Después de esto, se encontraron muchas más estrellas con características similares: se movían rápido, brillaban poco y tenían un tamaño parecido al de la Tierra.
El nombre "enana blanca" se debe a que las primeras que se vieron tenían un color blanco. Aunque ahora sabemos que pueden tener diferentes colores, las más comunes son blancas. El término lo popularizó Arthur Stanley Eddington.
Desde entonces, se han descubierto miles de enanas blancas. En 1999, se conocían unas 2000, y el Sloan Digital Sky Survey ha encontrado 9000 más.
Cómo se forman y qué les espera
Las enanas blancas se forman de manera gradual. Cuando una estrella "vieja" se convierte en una rama asintótica gigante, sus capas exteriores se expanden y se desprenden poco a poco de su núcleo. Cuando las reacciones de fusión nuclear terminan, el núcleo se encoge y se calienta, pero no lo suficiente como para empezar nuevas reacciones.
En ese momento, los electrones se "degeneran" (se aprietan mucho) y detienen el colapso. Así se forma una enana blanca, con un núcleo muy caliente que se irá enfriando lentamente. El material que se desprende de la estrella forma una nebulosa planetaria, con la enana blanca en su centro.
Una vez formada, la enana blanca se enfría y se apaga poco a poco. Pasará de un color azul intenso a rojizo, y luego al infrarrojo. Con el tiempo, su temperatura se igualará con la del espacio que la rodea, y se convertirá en una "enana negra" que vagará por el espacio para siempre.
Para que te hagas una idea de lo lento que es este proceso, se calcula que las enanas blancas podrían sobrevivir incluso después de que las galaxias se dispersen en el universo, lo que se estima que ocurrirá en billones de años. Si los protones se desintegran (algo que algunas teorías sugieren), la enana blanca se iría haciendo más pequeña hasta desaparecer por completo.
Características de las enanas blancas
Para que los electrones degenerados puedan sostener a la estrella, su masa no debe superar un límite llamado límite de Chandrasekhar, que es aproximadamente 1.44 veces la masa del Sol. La mayoría de las enanas blancas tienen entre 0.5 y 0.7 veces la masa del Sol.
El tamaño de una enana blanca es similar al de la Tierra. Esto significa que una masa parecida a la del Sol está comprimida en un volumen un millón de veces más pequeño. Por eso, su densidad es un millón de veces mayor que la del Sol. Son de los objetos más densos que conocemos, solo superadas por las estrellas de neutrones y los agujeros negros.
Cuando se descubrieron, los astrónomos se sorprendieron por su enorme densidad. Arthur Eddington lo describió así: "El mensaje que nos envió la compañera de Sirio decía: 'Estoy compuesta de un material 3000 veces más denso que cualquier cosa que hayáis visto; una tonelada de mi material tendría el tamaño de un pequeño lingote que podríais colocar en una caja de cerillas'. ¿Qué se podría responder a este mensaje? La respuesta que la mayoría de nosotros dimos en 1914 fue: 'Cállate. No digas tonterías'".
Estas densidades son posibles porque la materia en una enana blanca no está formada por átomos normales que se unen. Está en estado de plasma, donde los núcleos y los electrones están separados. Esto permite que se acerquen mucho entre sí. Ralph Fowler explicó esto usando la mecánica cuántica: los electrones se acercan tanto que su posición es muy limitada, y para no ocupar el mismo espacio, deben moverse muy rápido, creando la presión que las sostiene.
A medida que una enana blanca se comprime, más electrones hay en un espacio pequeño. Esto aumenta la energía de los electrones y, por lo tanto, la presión. Esta presión de los electrones degenerados es la que permite que la enana blanca resista el colapso gravitatorio. Cuanto más pesada es una enana blanca, más pequeña es.
El hecho de que una enana blanca no pueda superar cierto límite de masa es una consecuencia de esta presión. Este límite, el límite de Chandrasekhar, fue calculado por Subrahmanyan Chandrasekhar en 1931, quien ganó el Premio Nobel de Física por este y otros trabajos.
Si una enana blanca supera el límite de Chandrasekhar, la presión de los electrones no puede con la gravedad, y colapsará en un objeto aún más denso, como una estrella de neutrones o un agujero negro. Sin embargo, las enanas blancas pueden "robar" material de estrellas cercanas en sistemas binarios. Si esto ocurre, pueden explotar como supernovas de tipo Ia antes de alcanzar el límite.
Las enanas blancas tienen una luminosidad muy baja, por eso se encuentran en la parte inferior izquierda del diagrama de Hertzsprung-Russell.
Radiación y enfriamiento
Las enanas blancas emiten luz de muchos colores, desde azul intenso hasta rojizo. Su temperatura superficial puede variar mucho, desde 150,000 grados K hasta menos de 4,000 K.
Las enanas blancas más calientes emiten rayos X suaves, lo que ayuda a los científicos a estudiar su composición. La luz de una enana blanca proviene del calor que ha almacenado. Como su superficie es pequeña, el calor se escapa muy lentamente, por lo que se mantienen calientes durante mucho tiempo. A medida que se enfrían, su luz se vuelve más rojiza y su brillo disminuye.
El proceso de enfriamiento se vuelve más lento con el tiempo. Por ejemplo, una enana blanca puede tardar 1,500 millones de años en enfriarse un poco, pero luego necesitará mucho más tiempo para enfriarse la misma cantidad. La mayoría de las enanas blancas que vemos son relativamente calientes. Esto se debe a que el universo no es lo suficientemente viejo como para que se hayan enfriado por completo. Estudiar cómo se enfrían las enanas blancas nos ayuda a calcular la edad de las estrellas en diferentes partes del espacio.
Con el tiempo, las enanas blancas se enfriarán tanto que dejarán de emitir luz y se convertirán en "enanas negras", alcanzando la misma temperatura que el espacio que las rodea. Pero, como ya dijimos, no hay pruebas de que existan enanas negras todavía.
Clasificación del espectro de las enanas blancas
| Características principales | |
|---|---|
| A | Líneas de H. No hay líneas de metales o de He I |
| B | Líneas de He I. No hay líneas de metales o de H |
| C | Espectro continuo. No hay líneas |
| O | Líneas de He II, acompañadas por líneas de H o de He I |
| Z | Líneas de metales. No hay líneas de H o de He I |
| Q | Líneas del carbono |
| X | Espectro inclasificable |
| Características secundarias | |
| P | Enana blanca magnética con polarización detectable |
| H | Enana blanca magnética sin polarización detectable |
| E | Líneas de emisión |
| V | Enana blanca Variable |
Los científicos clasifican las enanas blancas según la luz que emiten, lo que se llama su "espectro". En 1983, Edward M. Sion y otros crearon el sistema actual. Este sistema usa una letra "D" al principio, seguida de otras letras que indican qué elementos químicos se ven en su atmósfera y un número que indica su temperatura.
Por ejemplo, una enana blanca que solo tiene hidrógeno en su atmósfera y una temperatura de 15,000 K se clasificaría como DB3. Si tiene un campo magnético y helio, sería una DBAP3.
Atmósfera
Aunque la mayoría de las enanas blancas están hechas de oxígeno y carbono, la luz que emiten nos dice que su atmósfera (la capa más externa) está casi toda hecha de hidrógeno o helio. Esto se debe a que la fuerte gravedad de la enana blanca atrae los elementos más pesados hacia su centro, dejando los más ligeros en la superficie.
La atmósfera es la única parte de la enana blanca que podemos ver. Es una capa muy delgada que determina cómo se enfría la estrella. Los electrones degenerados conducen muy bien el calor, por lo que el interior de la enana blanca tiene una temperatura bastante uniforme.
La mayoría de las enanas blancas (80%) tienen atmósferas ricas en hidrógeno (tipo DA). El resto tienen atmósferas ricas en helio (tipos DB, DC, DO, DZ). Solo un pequeño porcentaje tiene atmósferas de carbono (tipo DQ).
Campo magnético
En la década de 1960, se propuso que las enanas blancas deberían tener campos magnéticos muy fuertes. Esto se debe a que, cuando una estrella se encoge para convertirse en una enana blanca, su campo magnético original se concentra mucho. Si una estrella normal tiene un campo magnético de 100 gauss, al reducir su tamaño 100 veces, su campo magnético se volvería 1 millón de gauss.
La primera enana blanca con un campo magnético confirmado fue GJ 742 en 1970. Se calculó que su campo magnético era de 300 millones de gauss. Desde entonces, se han encontrado campos magnéticos en más de 100 enanas blancas. Se estima que al menos el 10% de las enanas blancas tienen campos magnéticos muy fuertes.
Cristalización
La presión que mantiene a las enanas blancas es independiente de la temperatura, por lo que seguirán enfriándose hasta casi el cero absoluto.
Aunque al principio el material de las enanas blancas es plasma, en la década de 1960 se predijo que, en una fase avanzada de enfriamiento, el interior de la enana blanca debería cristalizar, es decir, volverse sólido, como un diamante gigante.
Cuando se enfrían lo suficiente, los iones (átomos con carga eléctrica) se organizan en una red cristalina. Este proceso libera calor, lo que ralentiza un poco el enfriamiento de la estrella. Se cree que el oxígeno cristaliza antes que el carbono, formando un núcleo sólido de oxígeno rodeado de carbono líquido.
En 2004, un equipo de investigadores estimó que aproximadamente el 90% de la masa de la enana blanca BPM 37093 ya se había cristalizado.
Enanas blancas pulsantes
| Distintos tipos de enanas blancas pulsantes | |
| DAV (GCVS: ZZA) | Tipo espectral DA, solo tiene líneas de absorción de hidrógeno en su espectro. |
| DBV (GCVS: ZZB) | Tipo espectral DB, su espectro solo tiene líneas de absorción correspondientes al helio. |
| GW Vir (GCVS: ZZO) | Atmósfera compuesta por C, He y O; este grupo puede subdividirse en: DOV y PNNV. |
Algunas enanas blancas son "pulsantes", lo que significa que su brillo cambia un poco. Esto se debe a que la estrella vibra. Observar estas pequeñas variaciones de luz nos ayuda a entender lo que ocurre dentro de las enanas blancas, usando una técnica llamada astrosismología.
Hay tres grupos principales de enanas blancas pulsantes:
- Estrellas DAV (o ZZ Ceti): Tienen atmósferas ricas en hidrógeno. La primera fue HL Tau 76 en 1968. Estas estrellas pulsan cuando su temperatura está entre 10,700 y 12,500 K. Sus cambios de brillo duran entre 30 segundos y 25 minutos.
- Estrellas DBV (o V777 Her): Tienen atmósferas con mucho helio. La primera fue GD 358 en 1982.
- Estrellas GW Vir: Tienen atmósferas compuestas principalmente por helio, carbono y oxígeno. La estrella PG 1159-035 es el ejemplo principal. Estas estrellas son muy calientes (entre 75,000 K y 200,000 K) y se consideran "pre-enanas blancas" porque aún no han llegado a la fase de enana blanca completa.
Tipos de enanas blancas según la estrella original
Las enanas blancas son el final de la vida de estrellas con una masa inicial de entre 0.07 y 10 veces la masa del Sol. La composición de la enana blanca depende de la masa de la estrella de la que provienen.
Estrellas de masa baja (menos de 0.5 veces la masa del Sol): Enanas blancas de helio
Las estrellas muy pequeñas no queman helio en su núcleo. Cuando se les acaba el hidrógeno, sus electrones se degeneran y se convierten en enanas blancas de helio. Como estas estrellas viven muchísimo tiempo (más que la edad actual del universo), las enanas blancas de helio que vemos hoy se formaron en sistemas binarios, donde una estrella le "robó" la capa de hidrógeno a la otra.
Estrellas de masa media (entre 0.5 y 8 veces la masa del Sol): Enanas blancas de carbono y oxígeno
Si una estrella tiene una masa entre 0.5 y 8 veces la del Sol, cuando agota su hidrógeno, su núcleo se calienta lo suficiente como para quemar helio y producir carbono y oxígeno. Al final de su vida, estas estrellas expulsan sus capas exteriores en forma de nebulosa planetaria, dejando un núcleo denso de carbono y oxígeno: la enana blanca. El Sol, por ejemplo, terminará su vida como una enana blanca de carbono y oxígeno. Este tipo de enanas blancas son las más comunes.
El límite entre estrellas de masa media y masa alta (entre 8 y 10 veces la masa del Sol): ¿Enanas blancas de oxígeno y neón?
Las estrellas muy masivas queman elementos más pesados, como el carbono en neón, y luego el neón en hierro. Estas estrellas no terminan como enanas blancas, sino que explotan como supernovas, dejando una estrella de neutrones o un agujero negro.
Sin embargo, algunas estrellas con masas entre 8 y 10 veces la del Sol podrían quemar carbono para producir neón, pero no ser lo suficientemente masivas como para quemar el neón. En este caso, su núcleo no colapsa violentamente, y podrían convertirse en enanas blancas compuestas de oxígeno, neón y magnesio.
Interacciones con el sistema estelar
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El sistema estelar o planetario de una enana blanca puede influir en su desarrollo. Por ejemplo, el Telescopio espacial Spitzer de la NASA observó una nube de polvo alrededor de la Nebulosa de la Hélice, que podría ser causada por colisiones entre cometas. También se ha visto una nube de polvo alrededor de la enana blanca G29-38, posiblemente por un cometa que se acercó demasiado.
Algunos científicos sugieren que las enanas blancas podrían tener restos de planetas de tipo terrestre orbitándolas, que sobrevivieron a la fase de gigante roja de la estrella. Esto implicaría que muchas estrellas podrían tener sistemas planetarios.
Si una enana blanca está en un sistema binario con otra estrella, pueden ocurrir varias cosas:
Supernova tipo Ia
Una enana blanca aislada no puede superar el límite de Chandrasekhar. Pero si una enana blanca en un sistema binario "roba" material de su compañera (normalmente una gigante roja), su masa y densidad aumentan. Cuando alcanza el límite de Chandrasekhar, los electrones ya no pueden sostenerla. Esto provoca un aumento de temperatura que inicia una explosión nuclear en su núcleo, causando una Supernova de tipo Ia. La enana blanca se destruye y expulsa su masa a velocidades altísimas.
Otra forma en que ocurre una supernova de tipo Ia es si dos enanas blancas en un sistema binario chocan y se fusionan, formando un objeto más masivo que el límite de Chandrasekhar.
Estrellas variables cataclísmicas
Si la enana blanca "roba" material pero no alcanza el límite de Chandrasekhar, el hidrógeno que se acumula en su superficie puede encenderse y causar una explosión termonuclear llamada nova. Como el núcleo de la enana blanca no se ve afectado, puede seguir robando hidrógeno y explotando una y otra vez. También existen las novas enanas, que son explosiones más débiles.
En general, una estrella variable cataclísmica es cualquier sistema binario donde una enana blanca "roba" material de otra estrella.
Posible habitabilidad
En 2011, se sugirió que las enanas blancas más frías podrían tener una "zona habitable" a su alrededor, donde podría haber planetas de tipo terrestre con agua líquida. Esta zona podría durar miles de millones de años. Se propuso buscar planetas alrededor de enanas blancas, ya que su tamaño similar al de la Tierra haría que los tránsitos (cuando un planeta pasa por delante de su estrella) fueran muy notables.
Sin embargo, estudios posteriores sugieren que un planeta tan cerca de una enana blanca estaría sujeto a fuerzas muy fuertes que podrían hacerlo inhabitable. Además, sería muy difícil que un planeta llegara a una órbita tan cercana sin ser destruido.
Véase también
En inglés: White dwarf Facts for Kids
