Enana blanca: características, composición, formación, tipos

¿Qué es una enana blanca?

Una enana blanca es una estrella en las últimas fases de su evolución, la cual ya ha agotado todo el hidrógeno de su núcleo, así como el combustible de su reactor interior. Bajo estas circunstancias, la estrella se enfría y se contrae asombrosamente debido a su propia gravedad.

Solo le queda el calor almacenado durante su existencia, así que en cierta forma, una enana blanca es como la brasa que queda después de apagar una hoguera colosal. Deberán pasar millones de años antes de que el último soplo de su calor la abandone, volviéndose un objeto frío y oscuro.

Descubrimiento

Aunque ahora se sabe que abundan, nunca fueron fáciles de detectar, ya que son extremadamente pequeñas.

La primera enana blanca fue descubierta por William Herschel en 1783, como parte del sistema estelar 40 Eridani, en la constelación de Eridano, cuya estrella más brillante es Achernar, visible hacia el sur (en el hemisferio norte) durante el invierno. 

40 Eridani está formado por tres estrellas, una de ellas, la 40 Eridane A. es visible a simple vista, pero la 40 Eridani B y 40 Eridani C son mucho menores. La B es una enana blanca, mientras que la C es una enana roja.

Años más tarde, después del descubrimiento del sistema 40 Eridani, el astrónomo alemán Friedrich Bessel descubrió en 1840 que Sirio, la estrella más brillante del Can Mayor, tiene una discreta acompañante. 

Bessel observó pequeñas sinuosidades en la trayectoria de Sirio, cuya explicación no podía ser sino la cercanía de otra estrella de menor tamaño. Fue llamada Sirio B, unas 10,000 veces menos brillante que la esplendorosa Sirio A.

Resultó que Sirio B era tan o más pequeña que Neptuno, pero con una densidad increíblemente alta y una temperatura superficial de 8000 K. Y como la radiación de Sirio B corresponde al espectro blanco, pasó a ser conocida como “enana blanca”.

Y a partir de entonces, a toda estrella con estas características se la denomina así, aunque las enanas blancas también pueden ser rojas o amarillas, pues tienen variedad de temperaturas, siendo las blancas las más comunes.

Características de las enanas blancas

Hasta la fecha se han documentado unas 9000 estrellas catalogadas como enanas blancas, según el Sloan Digital Sky Survey (SDSS), un proyecto dedicado a elaborar detallados mapas tridimensionales del universo conocido. Como hemos dicho, no son fáciles de descubrir debido a su débil luminosidad.

Hay bastantes enanas blancas en la vecindad del Sol, muchas de ellas descubiertas por los astrónomos G. Kuyper y W. Luyten a comienzos del siglo XX. Por eso, sus características principales han podido estudiarse con relativa facilidad, de acuerdo a la tecnología disponible. Las más resaltantes son: 

• Pequeño tamaño, comparable a un planeta.
• Elevada densidad.
• Baja luminosidad.
• Temperaturas en el rango de 100000 y 4000 K.
• Poseen campo magnético.
• Tienen atmósfera de hidrógeno y helio.
• Intenso campo gravitatorio.
• Escasa pérdida de energía por radiación, motivo por el cual se enfrían muy lentamente.

Radios pequeños

Gracias a la temperatura y la luminosidad se sabe que sus radios son muy pequeños. Una enana blanca cuya temperatura superficial es semejante a la del Sol, apenas emite una milésima parte de la luminosidad de este. Por lo tanto, la superficie de la enana tiene que ser muy pequeña.

Color blanco

Esta combinación de temperatura elevada y radio pequeño hace que la estrella luzca de color blanco, tal como se mencionó anteriormente. 

Estructura

En cuanto a su estructura, se especula que tienen un núcleo sólido de naturaleza cristalina, rodeado de materia en estado gaseoso. 

Ello es posible debido a las transformaciones sucesivas que tienen lugar en el reactor nuclear de una estrella: de hidrógeno a helio, de helio a carbono y de carbono a elementos más pesados. 

Es una posibilidad real, a causa de que la temperatura en el núcleo de la enana es lo bastante baja como para que exista tal núcleo sólido.

De hecho, recientemente se descubrió una enana blanca que se cree tiene un núcleo de diamante de 4000 km de diámetro, situada en la constelación Alfa Centauri, a 53 años luz de la Tierra.

Densidad

La cuestión de la densidad de las enanas blancas causó una gran consternación en los astrónomos de finales del siglo XIX y comienzos del XX. Los cálculos apuntaban a densidades muy elevadas.

Una enana blanca puede tener una masa de hasta de 1,4 veces respecto a la de nuestro Sol, comprimida a un tamaño como el de la Tierra. De esta forma, su densidad es un millón de veces más grande que la del agua y es precisamente lo que sustenta a la enana blanca. ¿Cómo es posible?

La mecánica cuántica afirma que las partículas como los electrones solamente pueden ocupar ciertos niveles de energía. Además existe un principio que limita la disposición de los electrones alrededor del núcleo atómico: el principio de exclusión de Pauli. 

De acuerdo a esta propiedad de la materia, para dos electrones es imposible tener idéntico estado cuántico dentro del mismo sistema. Y además, en la materia ordinaria no todos los niveles energéticos permitidos suelen estar ocupados, solamente algunos lo están.

Esto explica por qué las densidades de las sustancias terrestres son apenas del orden de unos pocos gramos por centímetro cúbico.

Materia degenerada

Cada nivel de energía ocupa un cierto volumen, de manera que la región que ocupa un nivel no se solapa con la de otro. De esta forma, dos niveles con la misma energía pueden coexistir sin problema, mientras no se solapen, ya que existe una fuerza de degeneración que lo impide. 

Esto crea una suerte de barrera cuántica que limita la contracción de la materia en una estrella, originando una presión que compensa el colapso gravitatorio. Así se mantiene la integridad de la enana blanca.

Mientras tanto, los electrones van llenando todas las posiciones de energía posibles, llenando rápidamente las más bajas y quedando disponibles solo las de mayor energía. 

Bajo estas circunstancias, con todos los estados energéticos ocupados, la materia se encuentra en un estado que en Física se denomina estado degenerado. Es el estado de máxima densidad posible, según el principio de exclusión. 

Pero como la incertidumbre en la posición △x de los electrones es mínima, a causa de la elevada densidad, por el principio de incertidumbre de Heisenberg, la incertidumbre en el momento lineal △p será muy grande, para compensar la pequeñez de △x y cumplir así:

△x△p ≥ ћ/2

Donde ћ es h/2π, siendo h la constante de Planck. Así, la velocidad de los electrones se acerca a la velocidad de la luz y aumenta la presión que ejercen, ya que las colisiones se incrementan también. 

Esta presión cuántica, llamada presión de Fermi, es independiente de la temperatura. Por esto una enana blanca puede disponer de energía a cualquier temperatura, incluyendo el cero absoluto.

Evolución de las enanas blancas

Gracias a las observaciones astronómicas y las simulaciones por computadora, la formación de una estrella típica como nuestro Sol, se lleva a cabo de la siguiente manera:

• En primer lugar, gas y polvo cósmico abundantes en hidrógeno y helio se condensan gracias a la gravedad, para dar origen a la protoestrella, un objeto estelar joven. La protoestrella es una esfera en rápida contracción, cuya temperatura aumenta paulatinamente en el transcurso de millones de años.
• Una vez se llega a una masa crítica y con la temperatura en aumento, se enciende el reactor nuclear en el interior de la estrella. Cuando esto sucede, se inicia la fusión de hidrógeno y la estrella se incorpora a la llamada secuencia principal.
• Al cabo del tiempo el hidrógeno del núcleo se agota y comienza la ignición del hidrógeno de las capas más externas de la estrella, así como la del helio en el núcleo.
• La estrella se expande, aumentando en brillo, disminuyendo su temperatura y volviéndose roja. Esta es la fase de gigante roja.
• Las capas más externas de la estrella se desprenden gracias al viento estelar y forman una nebulosa planetaria, aunque en ella no hay planetas. Esta nebulosa envuelve al núcleo de la estrella (mucho más caliente), que agotada la reserva de hidrógeno comienza a quemar helio para formar elementos más pesados.
• La nebulosa se disipa y queda el núcleo en contracción de la estrella original, que se convierte en una enana blanca. Aunque la fusión nuclear ha cesado a pesar de seguir teniendo material, la estrella todavía posee una increíble reserva de calor, que emite muy lentamente por radiación. Esta fase dura por un largo tiempo (unos 10¹⁰ años, edad estimada del universo).
• Una vez fría, la luz que emitía desaparece por completo y la enana blanca se convierte en una enana negra.

La evolución del Sol

Lo más probable es que nuestro Sol, por sus características, pase por las etapas descritas. En la actualidad el Sol es una estrella adulta que se encuentra en la secuencia principal, pero todas las estrellas la abandonan en algún punto, tarde o temprano, aunque la mayor parte de su vida transcurre allí.

Pasarán muchos millones de años aún para que entre en la siguiente etapa de gigante roja. Cuando eso suceda, la Tierra y los demás planetas interiores serán engullidos por el Sol creciente, pero antes, lo más seguro es que los océanos se hayan evaporado y la Tierra se haya convertido en un desierto.

No todas las estrellas pasan por estas etapas. Depende de su masa. Las que son muchísimo más masivas que el Sol tienen un final mucho más espectacular porque terminan como supernovas. El remanente en este caso puede ser un objeto astronómico peculiar, como un agujero negro o una estrella de neutrones.

El límite de Chandrasekhar

En 1930 un astrofísico hindú de apenas 19 años, llamado Subrahmanyan Chandrasekhar, determinó la existencia de una masa crítica en las estrellas. 

Una estrella cuya masa esté por debajo de este valor crítico sigue el camino de una enana blanca. Pero si su masa está por encima, sus días terminan en una explosión colosal. Este es el límite de Chandrasekhar y equivale aproximadamente a 1.44 veces la masa de nuestro Sol.

Se calcula de la siguiente manera:

Aquí N es el número de electrones por unidad de masa, ћ es la constante de Planck dividida por 2π, c es la velocidad de la luz en el vacío y G la constante de gravitación universal.

Esto no significa que estrellas de mayor tamaño que el del Sol no puedan convertirse en enanas blancas. A lo largo de su estancia en la secuencia principal, la estrella pierde continuamente masa. También lo hace en su etapa de gigante roja y nebulosa planetaria.

Por otro lado, una vez convertida en enana blanca, la poderosa gravedad de la estrella puede atraer masa de otra estrella cercana y aumentar la suya propia. Superado el límite de Chandrasekhar, puede que el final de la enana -y de la otra estrella- no sea tan lento como el descrito aquí. 

Esta cercanía puede reiniciar el extinto reactor nuclear y conducir a una tremenda explosión de supernova (supernovas Ia).

Composición de las enanas blancas

Cuando el hidrógeno del núcleo de una estrella se ha transformado en helio, pasa a fusionar átomos de carbono y oxígeno.

Y cuando la reserva de helio se termina a su vez, la enana blanca está compuesta fundamentalmente de carbono y oxígeno, y en algunos casos neón y magnesio, siempre que el núcleo tenga presión suficiente como para sintetizar estos elementos. 

Posiblemente a la enana le quede una delgada atmósfera de helio o hidrógeno, ya que como la gravedad superficial de la estrella es elevada, los elementos pesados tienen a acumularse en el centro, quedando los más livianos en la superficie. 

En algunas enanas se da incluso la posibilidad de fusionar átomos de neón y crear núcleos sólidos de hierro.

Formación

Tal como hemos dicho a lo largo de los párrafos anteriores, la enana blanca se forma después de que la estrella agota su reserva de hidrógeno. Entonces se hincha y expande para luego expulsar materia en forma de nebulosa planetaria, dejando al núcleo en su interior.

Este núcleo, formado por materia degenerada, es lo que se conoce como una estrella enana blanca. Una vez apagado su reactor de fusión, se contrae y enfría lentamente, perdiendo con ella toda su energía térmica y su luminosidad.

Tipos de enanas blancas

Para clasificar a las estrellas, incluyendo a las enanas blancas, se utiliza el tipo espectral, que a su vez depende de la temperatura. Para nombrar a las estrellas enanas se utiliza una D mayúscula, seguida de alguna de estas letras: A, B, C, O, Z, Q, X. Estas otras letras: P, H, E y V denotan otra serie de características mucho más particulares.

Cada una de estas letras denota una característica resaltante del espectro. Por ejemplo, una estrella DA es una enana blanca cuyo espectro posee una línea de hidrógeno. Y una enana DAV tiene la línea de hidrógeno y, además, la V indica que es una estrella variable o pulsante.

Finalmente a la serie de letras se añade un número comprendido entre 1 y 9 para indicar el índice de temperatura n:

n = 50400 /T efectiva de la estrella

Otra clasificación de las enanas blancas se hace en función a su masa:

• Alrededor de 0.5 M Sol
• Masa media: entre 0.5 y 8 veces M Sol
• Entre 8 y 10 veces la masa del Sol.

Ejemplos de enanas blancas

– Sirio B en la constelación de Can Mayor, la acompañante de Sirio A, la estrella más brillante en los cielos nocturnos. Es la enana blanca más cercana de todas.

– AE Aquarii es una enana blanca que emite pulsos de rayos X.

– 40 Eridani B, distante 16 años luz. Es observable con telescopio.

– HL Tau 67 pertenece a la constelación de Tauro y es una enana blanca variable, la primera de su clase en ser descubierta.

– DM Lyrae forma parte de un sistema binario y es una enana blanca que explotó como nova en el siglo XX.

– WD B1620 es una enana blanca que también pertenece a un sistema binario. La estrella compañera es una estrella pulsante. En este sistema hay un planeta que las orbita a ambas.

– Procyon B, compañera de Procyon A, en la constelación del Can Menor.

Referencias

1. Carroll, B. An Introduction to Modern Astrophysics. 2nd. Edition. Pearson. 
2. Martínez, D. La evolución estelar. Recuperado de: Google Books.
3. Olaizola, I. Las enanas blancas. Recuperado de: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Astronomía Moderna. Editorial Reverté.
5. Wikipedia. Enanas Blancas. Recuperado de: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. List of White Dwarfs. Recuperado de en.wikipedia.org.