Muerte de las Estrellas Enanas Blancas: Vida y Evolucion
Muerte de las Estrellas Enanas Blancas: Vida y Evolucion
ESTRELLAS MORIBUNDAS: Enanas blancas:
Cuando la estrella agota su combustible no tiene con quéeluchar contra la contracción gravitatoria, por lo que entra en colapso y se convierte en enana blanca.
Sin embargo, la compresión que puede sufrir la materia tiene un limite dado por el llamado principio de exclusión de Pauli.
Las altas densidades observadas en las enanas blancas son difíciles de encontrar en otros cuerpos celestes o en la Tierra.
En verdad, la posibilidad de existencia de materia más densa que la observada en el sistema solar no fue considerada hasta que se desarrolló la mecánica cuántica.
La comprensión de la naturaleza atómica de la materia permitió considerar la existencia de materia degenerada, mucho más concentrada que la materia ordinaria.
El Sol tiene una densidad promedio semejante a la del agua: cerca de 1 gr/cm3 y se comporta como un gas, con sus partículas moviéndose libremente.
El Hidrógeno (H) en su interior, a una temperatura de 15 millones de grados, está en su mayoría ionizado.
Los electrones se han separado de sus núcleos y la alta temperatura reinante les impide acercarse a ellos.
Como consecuencia, 1 cm3 de materia solar ordinaria es esencialmente vacío.
Los protones y electrones pueden moverse libremente casi sin chocar entre sí.
En una enana blanca en cambio, una masa como la del Sol puede estar comprimida en un volumen no mayor que el de la Tierra.
La densidad asciende a 1.000 kg/cm3.
Aun cuando la temperatura ha disminuido por debajo de la temperatura de ionización, los átomos permanecen disociados por la enorme presión de la gravedad.
Las fuerzas gravitatorias actuantes en un cuerpo celeste masivo pueden comprimir su materia hasta un estado de degeneración electrónica y no más, ya que el principio de exclusión impide a dos electrones ocupar el mismo nivel de energía.
Este efecto cuántico se llama presión de degeneración electrónica y es el limite que impone la mecánica cuántica a la compresión de un gas de electrones.
Esto es lo que ha sucedido en las enanas blancas.
Su interior es “frío” (aunque la temperatura puede alcanzar hasta un millón de grados) en el sentido de que para mantener a la estrella en equilibrio, las fuerzas autogravítantes no están compensadas por movimientos térmicos como sucede en las estrellas de secuencia principal, sino por la presión ejercida por los electrones degenerados que llegan al limite de compresión.
El interior de una enana blanca no está en estado gaseoso sino que es como mi cristal gigante que se enfría lentamente.
Las partículas están superpuestas y ya casi no hay espacios vacíos entre ellas.
Por lo tanto, su posición y velocidad están determinadas cuánticamente.
El principio de exclusión impide que dos partículas ocupen el mismo estado de energía y mientras en un gas ordinario quedan niveles de energía libre (no ocupados por ninguna partícula), los electrones de un gas degenerado ocupan todas las posiciones cuánticamente admisibles.
Las enanas blancas se descubrieron en 1910, aunque entonces no se entendían.
Su temperatura superficial es muy alta y su luminosidad anormalmente baja.
Esto sólo podía explicarse si su radio era muy pequeño, comparable al radio de la Tierra (Ley de Stefan).
S. Chandrasekhar (nacido en 1910) fue quien elaboró la teoría de una esfera de gas degenerado y este trabajo le valió el Premio Nobel de Física de 1983.
Contrariamente a lo que podría suponerse, cuanto más grande es la masa de una enana blanca, menor es su radio.
Esto resulta de la necesidad de una presión del gas suficiente para balancear la presión gravitatoria.
La masa y el tamaño de una enana blanca están fijos por la composición de la estrella.
Los cálculos teóricos indican que si está compuesta esencialmente de H tendrá una masa máxima posible de 5,5 M0.
Pero si contiene elementos más pesados llegará sólo a 1,4 M0.
Estos valores se conocen como limites de Chartdrasekhar.
Una estrella más masiva perdería masa o sufriría una catástrofe antes de transformarse en enana blanca.
Actualmente sólo se han identificado algunos cientos de enanas blancas.
Como tienen baja luminosidad intrínseca, sólo pueden observarse aquellas cercanas al sistema solar.
Los modelos indican que son la fase evolutiva final de las estrellas de poca masa y, en ese caso, el 10% de las estrellas de nuestra galaxia deberían ser enanas blancas.
Aunque la temperatura central de una enana blanca es menor al millón de grados (compárese con los 15 millones de grados del Sol) su atmósfera es, por lo general, más caliente que la de una estrella de secuencia principal.
Los electrones degenerados juegan también un rol muy importante en la determinación de la estructura térmica de la estrella.
Esta función es semejante a la de los electrones exteriores de los átomos en los metales ordinarios:
SU capacidad para moverse libremente es responsable de la capacidad de los metales para conducir calor eficientemente.
De la misma forma, los electrones degenerados son excelentes conductores de calor en las enanas blancas.
En consecuencia, estas estrellas tienen casi la misma temperatura en todo su volumen, son casi isotérmicas.
Cerca de la superficie la presión es suficientemente baja y los electrones no están degenerados, entonces las propiedades de la materia son más normales.
La temperatura superficial es de unos 10.000°K.
Los espectros de las enanas blancas presentan la sorprendente característica de tener líneas correspondientes a un único elemento.
Cerca de 80% de las enanas blancas observadas muestran en sus espectros sólo líneas de absorción de hidrógeno; la mayoría de las restantes tiene sólo líneas de He.
El ciclo de contracciones gravitatorias impuestas por su propia evolución, ha purificado las capas exteriores de las enanas blancas más allá de la estratificación observada en las estrellas normales.
De la misma forma en que los espectros de las estrellas ordinarias se clasifican en B, A, E y G de acuerdo a su temperatura superficial, los de las enanas blancas se dividen en DB, DA, DF Y DG (D indica dwarf :en inglés enana), correspondientes a temperaturas de 100.000 a 4.000 ºK.
Las más calientes consumen energía a velocidades tan grandes y evolucionan tan rápidamente que esto nos da la posibilidad de observar a estas estrellas envejecer en el transcurso de unos pocos años.
La evolución de las enanas blancas se ha estudiado intensamente en los últimos años y el modelo aceptado actualmente postula que cerca de 10 millones de años después de su formación, la luminosidad de una enana blanca se ha debilitado hasta un décimo de la solar y su temperatura superficial ha disminuido hasta los 30.000 °K.
La teoría sugiere que a una enana blanca le lleva cerca de mil millones de años enfriarse hasta transformarse en una tibia esfera de gas degenerado.
Los cálculos indican que en esta etapa la estrella sufre un último cambio importante: comienza a cristalizarse.
A través de su evolución hasta este punto permaneció en estado gaseoso.
A medida que se enfría cada ion del gas comienza a sentir fuerzas eléctricas con sus vecinos, produciendo una fase líquida en la materia.
Mientras estas fuerzas comienzan a dominar a mayores distancias, más y más núcleos se unen y forman un cristal.
Dicho proceso se debe a la disminución de la temperatura, pero es ayudado por la alta presión que comprime a los núcleos.
Este cambio de estado tiene un efecto importante en las etapas finales de evolución de la estrella.
Primero el cambio de liquido a sólido libera energía, pero una vez que se ha cristalizado una fracción importante de su interior, la enana blanca se enfría rápidamente.
Como el tiempo necesario para que una enana blanca llegue a la etapa de cristalización se calcula semejante a la edad de nuestra galaxia, se puede estimar la época inicial de formación de estrellas en la Vía Láctea observando las enanas blancas más frías.
Fuente Consultada:Notas Celestes de Carmen Nuñez
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