A horcajadas en el Tiempo

Estrellas Enanas Blancas
En las últimas décadas, la articulación de la observación combinada con las revelaciones de la teoría nuclear han permitido a los
científicos modernos orientados al estudio del cosmos establecer el simple esquema subyacente en el universo estelar. Cada tipo de estrella -y
hay varios tipos- representa una fase temporal en el ciclo estándar de vida. Con unos pocos ajustes de instrumentalización científica, este ciclo
puede aplicarse a la totalidad de estrellas conocidas. Todas las estrellas, por ejemplo, empiezan como protoestrellas, concentraciones de gas
luminoso localizado entre mucho más grandes y difusas nubes de polvo y gas. Colapsándose hacia dentro bajo su propia gravedad, una
protoestrella se calienta y comprime su núcleo hasta que se encienden las reacciones de fusión del hidrógeno. En este punto, se considera que
la estrella está en la secuencia principal. Muchas estrellas permanecen en esa secuencia durante miles de millones de años. Pero para cada una
llega un momento en el que su stock de combustible se agota, causando a la estrella otro tipo de fase evolutiva.
Las estrellas que se encuentran dentro de un círculo en la imagen de la izquierda,
corresponden a un tipo que son muy difícil de observar en el universo: las «enanas
blancas». La fotografía, cubre una pequeña región cerca del centro de un cúmulo
globular conocido como M4. Los investigadores usando el Telescopio Espacial
Hubble descubrieron una gran concentración de enanas blancas en M4. Ello se
esperaba, ya que estrellas, que son numerosas en el cosmos como el Sol, en su
penúltima etapa de evolución final llegan a constituirse en enanas blancas. Esta
clase de estrella, en esa etapa de su vida final, tienen una evolución lentísima con
un enfriamiento gradual de su temperatura. En esto estudios se espera poder tener
una mejor comprensión de la edad de las estrellas, del ente cósmico que las generó
y, eventualmente, del propio universo.
La masa inicial de una estrella controla el inicio y desenlace de esta crisis. Las estrellas de poca masa, por ejemplo, tienen en
correspondencia poca gravedad, lo que les permite fusionar hidrógeno muy lentamente y permanecer en la secuencia principal casi
indefinidamente; las estrellas de gran masa tienen una gravedad tan fuerte, y por tanto reacciones tan rápidas, que consumen sus muchos más
grandes depósitos de hidrógeno propio en unas pocas decenas de millones de años. Después de acabarse el hidrógeno, la masa dicta cómo
cambia cada estrella. Las más pequeñas simplemente consumen los restos de su combustible y llegan a su fin. Las estrellas de tamaño
intermedio del orden de M ‹ 6 M atraviesan una desconcertante variedad de cambios, incluyendo un destello de helio de gran energía , antes de
volverse «enanas blancas». Las estrellas más masivas pasan apresuradamente por una intrincada serie de reacciones de fusión antes de sufrir
un espectacular colapso final.
A fin de cuentas, es la masa inicial (masa en vida normal) la variable determinante de las etapas evolutivas de la vida de una estrella,
estableciendo también para el final una división de límites.
Señalamos en página anterior que las estrellas, dentro de su proceso evolutivos, asumen una etapa de gigantes rojas. Una estrella en el
estado de gigante roja experimenta pérdida de masas de su superficie. En la etapa en que el helio de su núcleo se encuentra prácticamente
agotado la estrella procede a contraer su región central y eyecta al espacio una vaporosa nube de gases, transformándose en nebulosa
planetaria, en la cual los gases son ionizados, iluminados, durante un tiempo por el cuerpo aún caliente de la estrella moribunda debido a la
energía térmica almacenada. En este proceso de pérdida de masa de una gigante roja, una estrella con una M = 1 M expulsará
aproximadamente 0,4 M de materia estelar hacia el espacio exterior, formándose allí la nebulosa de que hemos hablado. Ahora bien, esta
nebulosa planetaria irá lentamente dejando ver el núcleo de la estrella y, cuando éste se va enfriando, se empieza a originar el tipo extraño de
estrella que es una enana blanca. Este tipo de estrellas, cuando fueron generadas por una que en su etapa normal de vida comportaba una masa
inicial de M= ‹ 6M , en esta fase final de existencia estelar adquiere un tamaño de un radio de R= 0,01R , cien veces menor que el Sol y casi
como la Tierra (10 mil km. de diámetro). Sin embargo, contiene una masa algo inferior que la del Sol, de una densidad aproximada de una
tonelada por centímetro cúbico, pese a que en la fase de gigante roja y como nebulosa planetaria la estrella ha tenido una importante merma de
la masa original.
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_05.htm (2 of 6)29/12/2004 23:18:01