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| Comparativa artística entre Sirio B, la enana blanca más cercana, y la Tierra |
Seguramente hayas oído hablar alguna vez de las enanas blancas. Estos cuerpos celestes tienen un nombre curioso, pero una definición bastante sencilla: Son lo que queda de una estrella de baja masa cuando esta ha agotado su combustible y, con ello, finalizado su vida activa. Las estrellas de baja masa representan la gran mayoría del Universo conocido, por lo que este final es de lo más habitual. Estos remanentes son objetos extremadamente compactos, con un volumen comparable al de la Tierra pero masa similar a la del Sol.
Una estrella se mantiene viva mientras está en equilibrio
Mientras una estrella está activa, se mantiene estable gracias al equilibrio entre dos fuerzas. La gravedad de su masa tiende a contraerla mientras que la presión que genera la energía liberada por las reacciones nucleares en su interior tiende a expandirla. El equilibrio entre estas fuerzas de signo opuesto es lo que hace que todo permanezca en su sitio, pero no dura para siempre. Cuando el combustible nuclear se agota, las reacciones cesan pero la masa de la estrella sigue estando ahí. La gravedad, entonces, es la que gana la partida y la estrella tiende al colapso.
¿Por qué solo las estrellas de baja masa terminan como enana blanca?
Las estrellas más masivas, aquellas que tienen más de 10 veces la masa del Sol, no terminan en forma de enanas blancas. Sus posibles destinos finales son mucho más violentos e incluso más famosos gracias a lo vistosos o enigmáticos que resultan. Cuando una estrella supera el límite de masa comentado entramos en un terreno en el que lo que se esperan son supernovas, estrellas de neutrones o agujeros negros, ya que las energías que entran en juego en estos casos son enormes y provocan unos finales mucho más catastróficos.
En las estrellas de baja masa no se llega a tales extremos, hay un mecanismo que lo impide. Ese mecanismo es la presión de degeneración de los electrones. Este es un fenómeno que tiene que ver con la física cuántica, concretamente con ese Principio de exclusión de Pauli cuyo nombre sonará a muchos y que establece que dos electrones de un mismo sistema no pueden ocupar el mismo estado cuántico.
Esto del estado cuántico puede sonar muy abstracto, pero podríamos buscar un ejemplo más mundano. Si nos imaginamos los electrones como jugadores de un equipo de fútbol genérico, está claro que ninguno puede tener el mismo dorsal durante un partido, hay 11 números y las normas prohíben que dos de ellos lleven el mismo, tienen que tener 11 estados diferentes. En el caso de la física no es algo tan sencillo como llevar una camiseta u otra, pero existen también solo unos cuantos estados disponibles, dependiendo de las características del sistema al que pertenecen, y en el momento en el que uno ocupa alguno de ellos los demás se ven obligados a acomodarse en otros en sentido de energía ascendente.
Según los electrones van llenando niveles de energía disponibles y únicos, los estados de más baja energía se van llenando y eso conlleva que los demás se tengan que situar en niveles más altos que la energía más baja posible, lo que lleva a una situación en la que incluso en temperaturas cercanas al cero absoluto, los electrones siguen teniendo energía y moviéndose. Ese movimiento genera una presión que no depende del calor, sino de la propia naturaleza cuántica del sistema, siendo esta la denominada presión de degeneración.
El nacimiento de la enana blanca
Cuando una estrella agota su combustible y la gravedad hace que comience a colapsar, este colapso dura hasta que la mencionada presión de degeneración de los electrones se equilibra con la presión gravitatoria actuando en el otro sentido. Dicha presión de degeneración es más débil que la debida a las reacciones nucleares, por ello es que el equilibrio se alcanza cuando la estrella es mucho más pequeña de lo que era originalmente, porque los electrones empujan con menos fuerza hacia fuera de lo que lo hacían las reacciones.
En cuanto a la composición, cabe destacar que la materia que compone una enana blanca dependerá de la masa original de la estrella, pero lo más común es que esté hecha de carbono y oxígeno, pudiendo contener también elementos más pesados hasta llegar al hierro. Lo que queda al final es, en esencia, el núcleo de la estrella anterior, comprimido y sin las capas externas de gas que tenía durante el ciclo de vida previo.
A mayor masa, menor tamaño
En términos físicos tiene todo el sentido del mundo, pero un hecho que puede resultar curioso a quien se acerque por primera vez al conocimiento de estos sistemas es el hecho de que cuanto más masivas son las enanas blancas más pequeñas son. Esto ocurre debido a algo que ya se dejó entrever en el apartado anterior, y es que para resistir una mayor gravedad el sistema necesitará una mayor presión de degeneración, lo que se consigue comprimiendo aún más la materia.
Sin embargo, existe un límite a esto. Los electrones no pueden moverse más rápido que la luz, y cuando compensar la masa del sistema implica que necesitarían moverse a una velocidad superior, la situación llega a un límite que no puede alcanzar. Ese límite de masa se llama límite de Chandrasekhar, y está en torno a 1,4 veces la masa del Sol. A partir de ahí, por definición, una estrella no podrá alcanzar nunca la estabilidad como enana blanca y entonces colapsará en algo más violento, como podría ser un agujero negro o una supernova, dependiendo de su rango de masa.
¿Qué actividad tiene una enana blanca?
Una vez estabilizada, la enana blanca no genera más energía. Simplemente se limita a enfriarse lentamente durante miles de millones de años. En lo que le quede de existencia será simplemente una esfera casi perfecta de material degenerado con una finísima capa exterior por la que va perdiendo calor hacia el espacio.
Inicialmente, su interior es un líquido caliente, pero con el paso del tiempo se enfría tanto que cristaliza y provoca una situación muy curiosa. Como ya se mencionó, muchas enanas blancas están hechas de carbono, y sabemos que el carbono cristalizado se convierte en diamante, convirtiéndose por tanto en piedras preciosas del tamaño que la Tierra. Hay que matizar, eso sí, que aunque sería un diamante en el sentido físico estará lleno de impurezas y características exóticas.
Cuando una enana blanca termina de enfriarse completamente, acaba por convertirse en una enana negra, un objeto que ya no emite luz ni calor. No obstante, hay un detalle importante, y es que el tiempo que se estima que tarda una enana blanca en enfriarse del todo supera a la edad actual del Universo. Esto provoca algo evidente, y es que no puede sorprender a nadie que no se haya observado hasta ahora ninguna enana negra y no se espera que se consiga ver ninguna en muchísimo tiempo. Una consecuencia positiva de esto es que el estudio de las enanas blancas y su enfriamiento permite poner límites observacionales a la edad del Universo.
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