EL UNIVERSO: SU TAMAÑO Y COMPONENTES

enana blanca

Las enanas blancas son estrellas muy pequeñas y calientes, pero de masas comparables a la del Sol. Típicamente su radio es del orden de una centésima parte del radio solar, su temperatura unos 10 000 K (por lo que se ven de color blanco) y su masa la mitad del Sol. No obstante, al ser tan pequeñas, su brillo total es también escaso, y son difíciles de observar. Las enanas blancas representan la fase última de la vida de las estrellas similares al Sol. Algún día, al agotar toda su energía nuclear, el Sol comenzará a colapsarse y brillará sólo por la energía que genere al contraerse (a diferencia de su estado actual, en que brilla por la energía nuclear liberada en su centro). Conforme se contraiga, su brillo irá decreciendo. El destino de una enana blanca, pues, es ir enfriándose y apagándose lentamente, mientras su densidad aumenta. Su densidad llega a ser enorme: un pedazo de materia del centro de una enana blanca del tamaño de un terrón de azúcar pesaría fácilmente cien toneladas en la superficie terrestre. A tales densidades se producen efectos físicos muy complejos que no podemos estudiar en nuestros laboratorios, lo que convierte las enanas blancas en objetos de estudio muy interesantes. La única forma que tiene una enana blanca de escapar a su destino consiste en incorporar materia nueva por acreción (procedente, por ejemplo, de una estrella compañera). Si ello ocurre, la enana blanca puede llegar a sufrir una explosión de supernova que la destruirá por completo.
Responsable: Artemio Herrero


Nebulosa planetaria M27 o nebulosa Haltera. La pequeña estrella central es una enana blanca cuyo radio se estima en 0,055 radios solares aproximadamente. Esto la convierte en la enana blanca más grande conocida.
Créditos: Red de Telescopios Robóticos del Centro de Astrobiología

ENANAS BLANCAS Las enanas blancas son estrellas calientes y pequeñas, generalmente como del tamaño de la Tierra, por lo que su luminosidad es muy baja. Se cree que las enanas blancas son los residuos presentes en el centro de las nebulosas planetarias. Dicho de otra manera, las enanas blancas son el núcleo de las estrellas de baja masa que quedan después de que la envoltura se ha convertido en una nebulosa planetaria. El núcleo de una enana blanca consiste de material de electrones degenerados. Sin la posibilidad de tener nuevas reacciones nucleares, y probablemente después de haber perdido sus capas externas debido al viento solar y la expulsión de una nebulosa planetaria, la enana blanca se contrae debido a la fuerza de gravedad. La contracción hace que la densidad en el núcleo aumente hasta que se den las condiciones necesarias para tener un material de electrones degenerados. Este material genera presión de degeneración, el cual contrarresta la contracción gravitacional.   Al ser estudiadas más a fondo las propiedades de las enanas blancas se encontró que al aumentar su masa, su radio disminuye. A partir de esto es que se encuentra que hay un límite superior para la masa de una enana blanca, el cual se encuentra alrededor de 1.4 masas solares (MS). Si la masa es superior a 1.4 MS la presión de degeneración del núcleo no es suficiente para detener la contracción gravitacional. Este se llama el límite de Chandrasekhar (Ver: Supernovas →Explosión de una Supernova). Debido a la existencia de este límite es que las estrellas de entre 1.4 MS y 11 MS deben perder masa para poder convertirse en enanas blancas. Ya explicamos que dos medios de pérdida de masa son los vientos estelares y la expulsión de nebulosas planetarias.   Después de que una estrella se ha convertido en enana blanca, lo más probable es que su destino sea enfriarse y perder brillo. Debido a que las enanas blancas tienen una baja luminosidad, pierden energía lentamente, por lo que pueden permanecer en esta etapa en el orden de  años. Una vez que se enfrían, se vuelven rocas que se quedan vagando por el Universo. Este es el triste destino de nuestro Sol. La detección de enanas blancas es difícil, ya que son objetos con un brillo muy débil. Por otro lado, hay ciertas diferencias en las enanas blancas según su masa. Las enanas blancas menos masivas sólo alcanzan a quemar hidrógeno en helio. Es decir, el núcleo de la estrella nunca se comprime lo suficiente como para alcanzar la temperatura necesaria para quemar helio en carbono. Las enanas blancas más masivas sí llevan a cabo reacciones nucleares de elementos más pesados, es decir, en su núcleo podemos encontrar carbono y oxígeno.   Las enanas blancas son estrellas calientes y pequeñas, generalmente como del tamaño de la Tierra, por lo que su luminosidad es muy baja. Se cree que las enanas blancas son los residuos presentes en el centro de las nebulosas planetarias. Dicho de otra manera, las enanas blancas son el núcleo de las estrellas de baja masa que quedan después de que la envoltura se ha convertido en una nebulosa planetaria.  El núcleo de una enana blanca consiste de material de electrones degenerados. Sin la posibilidad de tener nuevas reacciones nucleares, y probablemente después de haber perdido sus capas externas debido al viento solar y la expulsión de una nebulosa planetaria, la enana blanca se contrae debido a la fuerza de gravedad. La contracción hace que la densidad en el núcleo aumente hasta que se den las condiciones necesarias para tener un material de electrones degenerados. Este material genera presión de degeneración, el cual contrarresta la contracción gravitacional.  Al ser estudiadas más a fondo las propiedades de las enanas blancas se encontró que al aumentar su masa, su radio disminuye. A partir de esto es que se encuentra que hay un límite superior para la masa de una enana blanca, el cual se encuentra alrededor de 1.4 masas solares (MS). Si la masa es superior a 1.4 MS la presión de degeneración del núcleo no es suficiente para detener la contracción gravitacional. Este se llama el límite de Chandrasekhar.  Debido a la existencia de este límite es que las estrellas de entre 1.4 MS y 11 MS deben perder masa para poder convertirse en enanas blancas. Ya explicamos que dos medios de pérdida de masa son los vientos estelares y la expulsión de nebulosas planetarias.  Después de que una estrella se ha convertido en enana blanca, lo más probable es que su destino sea enfriarse y perder brillo. Debido a que las enanas blancas tienen una baja luminosidad, pierden energía lentamente, por lo que pueden permanecer en esta etapa en el orden de años. Una vez que se enfrían, se vuelven rocas que se quedan vagando por el Universo. Este es el triste destino de nuestro Sol.  La detección de enanas blancas es difícil, ya que son objetos con un brillo muy débil. Por otro lado, hay ciertas diferencias en las enanas blancas según su masa. Las enanas blancas menos masivas sólo alcanzan a quemar hidrógeno en helio. Es decir, el núcleo de la estrella nunca se comprime lo suficiente como para alcanzar la temperatura necesaria para quemar helio en carbono. Las enanas blancas más masivas sí llevan a cabo reacciones nucleares de elementos más pesados, es decir, en su núcleo podemos encontrar carbono y oxígeno.