A horcajadas en el Tiempo
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Estr<strong>el</strong>las Enanas Blancas<br />
El radio de una <strong>en</strong>ana blanca está determinado por su masa. Mi<strong>en</strong>tras más d<strong>en</strong>sa es la estr<strong>el</strong>la, m<strong>en</strong>or es su radio. Si buscamos <strong>el</strong><br />
límite d<strong>el</strong> radio (radio de factor 0), la masa máxima que puede t<strong>en</strong>er una <strong>en</strong>ana blanca es de 1,44M (límite de Chandrasekhar).<br />
Hay un límite máximo de cantidad de masa, que de acuerdo a nuestros conocimi<strong>en</strong>tos, permite la exist<strong>en</strong>cia de las estr<strong>el</strong>las <strong>en</strong>anas<br />
blancas. Mi<strong>en</strong>tras mayor es la masa de estas estr<strong>el</strong>la, como lo hemos señalado, m<strong>en</strong>or es <strong>el</strong> radio. La presión equilibrante <strong>en</strong> una <strong>en</strong>ana blanca<br />
dep<strong>en</strong>de solam<strong>en</strong>te de la d<strong>en</strong>sidad de la composición de la materia, no de la temperatura que se de <strong>en</strong> sus interiores; para mant<strong>en</strong>er las<br />
presiones que se requier<strong>en</strong> para sost<strong>en</strong>er a una estr<strong>el</strong>la <strong>en</strong>ana blanca, ésta debe ser ricam<strong>en</strong>te d<strong>en</strong>sa. A una masa de M = 1,44M , <strong>el</strong> radio de la<br />
estr<strong>el</strong>la se <strong>en</strong>coge hacia, prácticam<strong>en</strong>te, la nada, increm<strong>en</strong>tándose la d<strong>en</strong>sidad a cifras supra-m<strong>en</strong>surables. En términos prácticos, <strong>el</strong>lo significa<br />
que una <strong>en</strong>ana blanca más masiva que 1,44 masas solares no ti<strong>en</strong>e la cantidad sufici<strong>en</strong>te de <strong>el</strong>ectrones deg<strong>en</strong>erados para g<strong>en</strong>erar la presión<br />
necesaria que se requiere para mant<strong>en</strong>er <strong>el</strong> equilibrio hidrostático.<br />
En función de nuestros conocimi<strong>en</strong>tos no se pued<strong>en</strong> dar estr<strong>el</strong>las <strong>en</strong>anas blancas más masivas<br />
que 1,44M<br />
Hemos señalado que las estr<strong>el</strong>las <strong>en</strong> la fase de gigantes rojas pierd<strong>en</strong> una cantidad importante de materia que eyectan hacia <strong>el</strong> espacio<br />
interest<strong>el</strong>ar. Estr<strong>el</strong>las de masas de M = › 6M , también lo hac<strong>en</strong>. Estr<strong>el</strong>las supergigantes y estr<strong>el</strong>las gigantes masivas pierd<strong>en</strong> materia <strong>en</strong> <strong>el</strong><br />
espacio de manera ac<strong>el</strong>erada. Es posible que estr<strong>el</strong>las masivas <strong>en</strong> su derrumbe est<strong>el</strong>ar qued<strong>en</strong> con una masa residual igual o inferior al límite de<br />
Chandrasekhar, colapsándose posteriorm<strong>en</strong>te <strong>en</strong> una <strong>en</strong>ana blanca. Una estr<strong>el</strong>la de la secu<strong>en</strong>cia principal de M = 6M , por ejemplo, perderá<br />
sobre 4,6 M y terminará como una <strong>en</strong>ana blanca de 1,4 M . Estr<strong>el</strong>las más masivas por sobre 6M <strong>en</strong> sus vidas d<strong>en</strong>tro de la secu<strong>en</strong>cia<br />
principal, no deberían ser capaces de perder masa sufici<strong>en</strong>te para llegar a ser <strong>en</strong>anas blancas. No se ti<strong>en</strong>e claro cuál es la cantidad de masa que<br />
puede perder una estr<strong>el</strong>la. Algunos cálculos estarían indicando la posibilidad de que estr<strong>el</strong>las con masas superiores a 9 M podrían reducirse a<br />
tamaños ubicados <strong>en</strong> los alrededores d<strong>el</strong> límite de Chandrasekhar, lo que abre la alternativa que al final de su exist<strong>en</strong>cia se transform<strong>en</strong> <strong>en</strong><br />
<strong>en</strong>anas blancas.<br />
Algunas de las <strong>en</strong>anas blancas forman parte, como la compañera de<br />
Sirio, de un sistema est<strong>el</strong>ar binario cuyo otro miembro es una estr<strong>el</strong>la gigante roja<br />
o super gigante con débil atracción gravitatoria sobre sus capas externas . La<br />
<strong>en</strong>ana puede orbitar muy cerca de ese tipo de estr<strong>el</strong>la y extraer gas de <strong>el</strong>la. El gas,<br />
principalm<strong>en</strong>te hidróg<strong>en</strong>o, cae <strong>en</strong> la <strong>en</strong>ana y empieza a acumularse y, tras un<br />
período de tiempo sufici<strong>en</strong>te, alcanza un niv<strong>el</strong> crítico que supera al límite de<br />
Chandrasekhar (1,44M ). Entonces, al fundirse <strong>el</strong> hidróg<strong>en</strong>o <strong>en</strong> h<strong>el</strong>io, explota<br />
sobre la superficie de la <strong>en</strong>ana como millares de bombas de hidróg<strong>en</strong>o. Se han<br />
observado ci<strong>en</strong>tos de explosiones tipo «nova» de este género, que aportan una<br />
confirmación suplem<strong>en</strong>taria de las extrañas propiedades de las <strong>en</strong>anas blancas.<br />
Poder haber distinguido la pres<strong>en</strong>cia de <strong>en</strong>anas blancas como<br />
compon<strong>en</strong>tes de sistemas binarios, ha sido un paso muy importante para empezar<br />
a compr<strong>en</strong>der mejor las razones por que se produc<strong>en</strong> erupciones viol<strong>en</strong>tas <strong>en</strong><br />
sistemas est<strong>el</strong>ares. Supernovas de tipo I, novas, y cataclismos de estr<strong>el</strong>las<br />
variables, a veces, son la consecu<strong>en</strong>cia de la pres<strong>en</strong>cia de una <strong>en</strong>ana blanca que <strong>en</strong> su traslado orbital alrededor de la estr<strong>el</strong>la compañera<br />
mayor, ha atraído gas de las capas superiores de esa estr<strong>el</strong>la almac<strong>en</strong>ándolo <strong>en</strong> un disco de acreción sobre su superficie aum<strong>en</strong>tando con <strong>el</strong>lo<br />
su masa que, al final, termina produci<strong>en</strong>do las erupciones y viol<strong>en</strong>tas explosiones, debido a la necesidad de volver al límite de equilibrio.<br />
La observación d<strong>el</strong> espectro de supernovas de tipo I se caracteriza por no mostrar rasgos de exist<strong>en</strong>cia de hidróg<strong>en</strong>o y, comúnm<strong>en</strong>te, se<br />
<strong>en</strong>cu<strong>en</strong>tran cohabitando viejas poblaciones est<strong>el</strong>ares (como galaxias <strong>el</strong>ípticas) y, como las EBs tampoco ti<strong>en</strong><strong>en</strong> hidróg<strong>en</strong>o, la deducción de la<br />
participación de las <strong>en</strong>anas blancas como ag<strong>en</strong>tes percuci<strong>en</strong>tes <strong>en</strong> la explosión de esas supernovas aparece como bastante realista.<br />
Recordemos que las supernovas de tipo II que comportan hidróg<strong>en</strong>o, se dan <strong>en</strong> regiones de estr<strong>el</strong>las jóv<strong>en</strong>es (como brazos de espirales)<br />
En las reacciones nucleares que ocurr<strong>en</strong> <strong>en</strong> un ev<strong>en</strong>to de supernova d<strong>el</strong> tipo I se pued<strong>en</strong> producir cantidades considerables de<br />
<strong>el</strong>em<strong>en</strong>tos pesados. El carbono C 12 se transmuta <strong>en</strong> O 16 (oxíg<strong>en</strong>o 16), luego se pued<strong>en</strong> fusionar para formar Si 28 (silicio 28), y luego dos<br />
núcleos de silicio pued<strong>en</strong> formar Ni 56 (níqu<strong>el</strong> 56). Esta es una forma <strong>en</strong> que los <strong>el</strong>em<strong>en</strong>tos pesados se sintetizan y son expulsado hacia <strong>el</strong><br />
espacio est<strong>el</strong>ar, donde <strong>el</strong>los reinician <strong>el</strong> camino de la formación de nuevas estr<strong>el</strong>las, planetas y la vida.<br />
Un tipo de <strong>en</strong>anas blancas de reci<strong>en</strong>te descubrimi<strong>en</strong>to son las «<strong>en</strong>anas blancas magnéticas <strong>en</strong> sistemas binarios». Estas estr<strong>el</strong>las<br />
<strong>en</strong>anas recién descubiertas por satélites de segunda g<strong>en</strong>eración, constituy<strong>en</strong> una nueva fu<strong>en</strong>te de emisión de rayos X <strong>en</strong> la galaxia, debido al<br />
proceso de acreción que desarrollan estas <strong>en</strong>anas blancas. Las d<strong>en</strong>sas pero pequeñas estr<strong>el</strong>las atra<strong>en</strong> gas de su compañera <strong>en</strong> <strong>el</strong> sistema<br />
binario, lo canalizan a través de un campo magnético que puede alcanzar hasta 10 7 Gauss, y lo alojan <strong>en</strong> acreción <strong>en</strong> columnas sobre sus polos.<br />
Al caer <strong>el</strong> gas sobre la <strong>en</strong>ana blanca se produce una colisión <strong>en</strong> la cual se g<strong>en</strong>era una conversión de la <strong>en</strong>ergía cinética d<strong>el</strong> gas <strong>en</strong> <strong>en</strong>ergía<br />
térmica, <strong>el</strong>lo produce sobre la superficie de la estr<strong>el</strong>la un f<strong>en</strong>óm<strong>en</strong>o de mancha cali<strong>en</strong>te o tipo solar que emite <strong>en</strong>ergía a altas temperaturas, de<br />
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_05.htm (5 of 6)29/12/2004 23:18:01