A horcajadas en el Tiempo

Estrellas Enanas Blancas
el Sol, las capas exteriores no tienen en realidad peso suficiente para mantener comprimido el núcleo estelar. Y entonces lo que sucede es que el
calor intenso generado por la combustión del helio en el núcleo estelar empuja las capas exteriores hacia los espacios cósmicos donde el
hidrógeno residual forma la "nebulosa planetaria" como restos de la agonía de la estrella.
Al tiempo de ocurrido el drama mortuorio estelar, las nubes residuales se disipan en el espacio interestelar y lo único que queda de la
bonita estrella es el núcleo desnudo, de un tamaño aproximado al de la Tierra, que viene ser al final lo que hemos llamado enana blanca (EBs) .
Pero el proceso de extinción estelar continúa. La estrella enana blanca va perdiendo los restos de energía que aún le subsisten durante
millones y millones de años. La débil luz que emite es producida por la temperatura residual que queda después del fenómeno que la generó, ya
que ninguna cuenta con fuente interna de generación de energía. La contracción de ella continuará hasta que se encuentre un nuevo equilibrio
entre la fuerza de gravedad y la presión que ejercen los electrones degenerados. A través de los años las enanas blancas se van enfriando, pero
van manteniendo su radio en dimensiones constantes. La relación entre temperatura, luminosidad y radio va decreciendo en el tiempo (miles de
millones de años), por lo tanto, su trayectoria debería distinguirse , pasando del color blanco al amarillo; de éste al pardo y, por último, al negro.
Ahora, no sabemos cuanto tiempo demora en llegar al color final, ya que solamente hemos hallado en el espacio enanas blancas y nunca hemos
detectado, por medio alguno, a una enana negra. Por nuestras experiencias en experimentación y trabajos teóricos, existen; cuando se podrán
alguna vez observar en el espacio, es muy difícil predecirlo ahora.
Tal como lo hemos señalado anteriormente, en una estrella enana blanca, en el tiempo, la temperatura T disminuye y el radio R
permanece constante. En esto hay que subrayar que son los electrones degenerados los que sostienen a la estrella independientemente de la
temperatura que comporte; así se factibiliza la mantención pareja del equilibrio hidrostático en la medida que la enana blanca se va enfriando. Al
ir disminuyendo la temperatura T y R es constante, la luminosidad L decrece. Las más viejas y frías enanas blancas tienen una L = 0,0001 L y T
= 5.000°K. De estas observaciones extraemos el pronóstico descrito anteriormente sobre el destino final de una enana blanca como una estrella
negra, agreguemos muy fría y sostenida por la presión de electrones degenerados.
A principios del siglo XX, no habríamos tenido ninguna posibilidad de poder haber hecho el sucinto relato anterior sobre los últimos
años de una estrella común. Desde que se descubrió la compañera de Sirio en 1844, pocas explicaciones aceptables se podían presentar sobre
los fenómenos que se detectaban en las observaciones en esta estrella.
Normalmente, las estrellas tenues ( la compañera de Sirio es unos cuatrocientosavos la intensidad del Sol) se consideraban que debían
ser de color rojo, pero ésta ardía al rojo blanco. La única explicación que entonces se podía dar sobre el escaso brillo de la compañera de Sirio
era que fuese extremadamente pequeña. Pero si fuese así, no tendría masa suficiente para causar los efectos gravitatorios que se observan en
una estrella grande como Sirio. Una de las soluciones que se propugnaron para explicar este dilema era suponer que la compañera de Sirio era
ciertamente muy pequeña pero estaba compuesta de una materia 3.000 veces más densa que la de las estrellas ordinarias. Hasta la década de
los años '20 del siglo XX, dicha solución parecía un disparate, ya que no se sabía que existiese una forma tan densa de materia.
Es claro, era un disparate si el fenómeno de la compañera de Sirio era solamente interpretado en función de la física newtoniana. Para
entender por qué esa estrella era así, hubo que esperar a que se formulara la teoría cuántica de los átomos en 1927, y a las investigaciones que
realizó en 1930 un hindú de diecinueve años, Subrahmanyan Chandrasekhar. Partiendo de los trabajos previos que había realizado en Inglaterra
Ralph H. Fowler, que demostraban que cuando una estrella agota su combustible nuclear tiene que colapsarse, Chandrasekhar investigó en sus
estudios en qué se convertiría: en una nueva forma de materia superdensa, tanto que una pulgada cúbica de la misma pesaba diez toneladas.
Normalmente, ante esa afirmación la interrogante que salta es ¿cómo puede ser tanto y concebirse semejante materia?
Fowler había utilizado el «principio de exclusión» descubierto en 1925 por el físico cuántico Wolfgang Pauli. Según su enunciado, los
electrones no pueden solaparse uno encima de otro, se excluyen mutuamente, y si se intenta presionar a dos electrones en la misma órbita para
que se unan, ello no se consigue ya que se repelen. Esta fuerza de repulsión no se debe al hecho de que las cargas eléctricas correspondientes
de los electrones se repelan, sino que se trata de otra fuerza repulsiva, mucho más fuerte que la electromagnética. Esta fuerza, que la
conocemos como «fuerza de intercambio» sólo puede ser comprendida dentro del marco de la teoría cuántica y no hay nada parecido a ella en la
física clásica. Su existencia al nivel atómico es lo que impide que se colapsen las nubes eléctricas que rodean los núcleos atómicos.
Imaginamos un gas de electrones e imaginamos luego que aplicamos una presión sobre dicho gas, la fuerza de intercambio repelente
entre los electrones individuales creará una «presión de Fermi» opuesta que, en principio, no resistirá a la aplicada. Hay que presionar
intensamente un gas para percibir esta presión de resistencia de Fermi. Sólo actúa cuando los electrones se acercan tanto que sus ondas
asociadas comienzan a solaparse. Estas condiciones se dan en el interior de las estrellas. Lo que Chandrasekhar descubrió fue que la teoría de
la relatividad especial explicaba por qué la presión electrónica de Fermi, nacida del extraño mundo de la teoría cuántica, resistiría el colapso
gravitatorio y estabilizaría la estrella, siempre que su masa total no fuese demasiado grande. Según sus cálculos, esto se cumplía en estrellas de
masa inferior a 1,44 veces la del Sol (1,44M ), masa crítica denominada «límite de Chandrasekhar». En algunas de estas estrellas la densidad
de la materia precisa para que se alcance el equilibrio entre gravedad y presión de Fermi es de cuatro mil kilogramos por centímetro cúbico, justo
lo necesario para explicar la conducta de la compañera de Sirio. Esta estrella, una enana blanca, fue en sus tiempos una estrella normal, pero
agotó luego el combustible hidrogénico del núcleo y se estabilizó posteriormente por efecto de la presión de Fermi. Hoy los astrónomos han
localizado ya más de tres mil enanas blancas.
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_05.htm (4 of 6)29/12/2004 23:18:01