A horcajadas en el Tiempo

Estrellas Enanas Blancas
El radio de una enana blanca está determinado por su masa. Mientras más densa es la estrella, menor es su radio. Si buscamos el
límite del radio (radio de factor 0), la masa máxima que puede tener una enana blanca es de 1,44M (límite de Chandrasekhar).
Hay un límite máximo de cantidad de masa, que de acuerdo a nuestros conocimientos, permite la existencia de las estrellas enanas
blancas. Mientras mayor es la masa de estas estrella, como lo hemos señalado, menor es el radio. La presión equilibrante en una enana blanca
depende solamente de la densidad de la composición de la materia, no de la temperatura que se de en sus interiores; para mantener las
presiones que se requieren para sostener a una estrella enana blanca, ésta debe ser ricamente densa. A una masa de M = 1,44M , el radio de la
estrella se encoge hacia, prácticamente, la nada, incrementándose la densidad a cifras supra-mensurables. En términos prácticos, ello significa
que una enana blanca más masiva que 1,44 masas solares no tiene la cantidad suficiente de electrones degenerados para generar la presión
necesaria que se requiere para mantener el equilibrio hidrostático.
En función de nuestros conocimientos no se pueden dar estrellas enanas blancas más masivas
que 1,44M
Hemos señalado que las estrellas en la fase de gigantes rojas pierden una cantidad importante de materia que eyectan hacia el espacio
interestelar. Estrellas de masas de M = › 6M , también lo hacen. Estrellas supergigantes y estrellas gigantes masivas pierden materia en el
espacio de manera acelerada. Es posible que estrellas masivas en su derrumbe estelar queden con una masa residual igual o inferior al límite de
Chandrasekhar, colapsándose posteriormente en una enana blanca. Una estrella de la secuencia principal de M = 6M , por ejemplo, perderá
sobre 4,6 M y terminará como una enana blanca de 1,4 M . Estrellas más masivas por sobre 6M en sus vidas dentro de la secuencia
principal, no deberían ser capaces de perder masa suficiente para llegar a ser enanas blancas. No se tiene claro cuál es la cantidad de masa que
puede perder una estrella. Algunos cálculos estarían indicando la posibilidad de que estrellas con masas superiores a 9 M podrían reducirse a
tamaños ubicados en los alrededores del límite de Chandrasekhar, lo que abre la alternativa que al final de su existencia se transformen en
enanas blancas.
Algunas de las enanas blancas forman parte, como la compañera de
Sirio, de un sistema estelar binario cuyo otro miembro es una estrella gigante roja
o super gigante con débil atracción gravitatoria sobre sus capas externas . La
enana puede orbitar muy cerca de ese tipo de estrella y extraer gas de ella. El gas,
principalmente hidrógeno, cae en la enana y empieza a acumularse y, tras un
período de tiempo suficiente, alcanza un nivel crítico que supera al límite de
Chandrasekhar (1,44M ). Entonces, al fundirse el hidrógeno en helio, explota
sobre la superficie de la enana como millares de bombas de hidrógeno. Se han
observado cientos de explosiones tipo «nova» de este género, que aportan una
confirmación suplementaria de las extrañas propiedades de las enanas blancas.
Poder haber distinguido la presencia de enanas blancas como
componentes de sistemas binarios, ha sido un paso muy importante para empezar
a comprender mejor las razones por que se producen erupciones violentas en
sistemas estelares. Supernovas de tipo I, novas, y cataclismos de estrellas
variables, a veces, son la consecuencia de la presencia de una enana blanca que en su traslado orbital alrededor de la estrella compañera
mayor, ha atraído gas de las capas superiores de esa estrella almacenándolo en un disco de acreción sobre su superficie aumentando con ello
su masa que, al final, termina produciendo las erupciones y violentas explosiones, debido a la necesidad de volver al límite de equilibrio.
La observación del espectro de supernovas de tipo I se caracteriza por no mostrar rasgos de existencia de hidrógeno y, comúnmente, se
encuentran cohabitando viejas poblaciones estelares (como galaxias elípticas) y, como las EBs tampoco tienen hidrógeno, la deducción de la
participación de las enanas blancas como agentes percucientes en la explosión de esas supernovas aparece como bastante realista.
Recordemos que las supernovas de tipo II que comportan hidrógeno, se dan en regiones de estrellas jóvenes (como brazos de espirales)
En las reacciones nucleares que ocurren en un evento de supernova del tipo I se pueden producir cantidades considerables de
elementos pesados. El carbono C 12 se transmuta en O 16 (oxígeno 16), luego se pueden fusionar para formar Si 28 (silicio 28), y luego dos
núcleos de silicio pueden formar Ni 56 (níquel 56). Esta es una forma en que los elementos pesados se sintetizan y son expulsado hacia el
espacio estelar, donde ellos reinician el camino de la formación de nuevas estrellas, planetas y la vida.
Un tipo de enanas blancas de reciente descubrimiento son las «enanas blancas magnéticas en sistemas binarios». Estas estrellas
enanas recién descubiertas por satélites de segunda generación, constituyen una nueva fuente de emisión de rayos X en la galaxia, debido al
proceso de acreción que desarrollan estas enanas blancas. Las densas pero pequeñas estrellas atraen gas de su compañera en el sistema
binario, lo canalizan a través de un campo magnético que puede alcanzar hasta 10 7 Gauss, y lo alojan en acreción en columnas sobre sus polos.
Al caer el gas sobre la enana blanca se produce una colisión en la cual se genera una conversión de la energía cinética del gas en energía
térmica, ello produce sobre la superficie de la estrella un fenómeno de mancha caliente o tipo solar que emite energía a altas temperaturas, de
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_05.htm (5 of 6)29/12/2004 23:18:01