La nueva biografía de las enanas blancas
En un futuro lejano, dentro de unos cinco a siete mil millones de años, tendrá lugar un espectáculo dramático en el cielo.
Nuestro sol, fuente de toda la vida en la Tierra, habrá agotado su reserva de combustible nuclear.
En una última explosión de energía, se convertirá en una gigante roja, engullendo los planetas interiores antes de expulsar sus capas exteriores al espacio en una violenta explosión en forma de nebulosa incandescente.
Lo único que quedará será su núcleo increíblemente caliente y denso, en forma de enana blanca.
Nuestro sol no es una excepción. Comparte su destino con más del noventa y siete por ciento de todas las estrellas de nuestra galaxia.
Las enanas blancas son, por lo tanto, los restos estelares más comunes y un elemento fundamental de la demografía galáctica.
Aunque a menudo se les denomina «cadáveres estelares» las enanas blancas no están muertas.
En su interior, la materia existe en estados inimaginables en otros lugares.
Los astrónomos las utilizan como relojes cósmicos precisos que permiten determinar la edad de las poblaciones estelares.
También son archivos astroarqueológicos que conservan los restos de sistemas planetarios destrozados en sus atmósferas.
En los sistemas estelares binarios, provocan violentas explosiones de novas o incluso supernovas de tipo Ia, los faros cósmicos que llevaron al descubrimiento de la expansión acelerada del universo.
Recientemente, los cosmólogos incluso las han considerado como candidatas sorprendentes en la búsqueda de zonas habitables en el universo, para cuando la vida en otros lugares se esté extinguiendo.
Me gustaría invitarte al mundo de estos fascinantes objetos.
Tras una breve descripción de su nacimiento, exploraremos la extraña física que se esconde en su interior, seguiremos su viaje desde el calor incandescente hasta un núcleo cristalino de diamante, examinaremos sus interacciones en los sistemas estelares binarios y arrojaremos luz sobre los últimos descubrimientos acerca de sus planetas y los posibles hábitats en sus órbitas.
La biografía de las enanas blancas no solo cuenta la historia de la vida de una estrella, sino que también revela mucho sobre las leyes fundamentales del universo y el último y lejano eco de la evolución cósmica.
EL TRAYECTO PARA CONVERTIRSE EN UNA ENANA BLANCA
El trayecto para convertirse en una enana blanca comienza cuando una estrella de masa baja o media (hasta unas diez masas solares) ha agotado el hidrógeno de su núcleo.
Sin la presión de la radiación hacia el exterior de la fusión, el núcleo colapsa bajo su propia gravedad.
Esto calienta tanto las capas circundantes que la fusión del hidrógeno comienza donde antes era demasiado frío.
Esto hace que la estrella se expanda hasta convertirse en una gigante roja.
El colapso también hace que el núcleo sea mucho más caliente.
Allí, el helio se fusiona ahora en carbono y oxígeno, hasta que el helio se agota por completo.
Entonces, la estrella expulsa sus capas gaseosas externas.
Esta capa en expansión se excita y brilla por el núcleo caliente y expuesto, y forma lo que se conoce como nebulosa planetaria.
El núcleo restante, ahora sin fuente de energía nuclear, es la nueva enana blanca, un objeto que comienza un largo y lento enfriamiento hasta la oscuridad total.
EL INTERIOR DE UNA ENANA BLANCA
Las enanas blancas son objetos que trascienden los límites de la física cotidiana.
Las condiciones en su interior solo pueden explicarse mediante las leyes de la mecánica cuántica.
Estas condiciones hacen que la estabilidad de una estrella no dependa necesariamente del calor emitido por la fusión nuclear en su núcleo.
Una vez que la fusión nuclear en el interior de una estrella se detiene debido a la falta de combustible, ya no existe presión térmica que contrarreste su inmensa gravedad.
Cabría esperar que la estrella se encogiera inexorablemente hasta convertirse en un agujero negro.
Sin embargo, en las enanas blancas, un fenómeno de la mecánica cuántica impide este colapso: la presión de degeneración de los electrones.
Se basa en el principio de exclusión formulado por Wolfgang Pauli: según este principio, dos fermiones idénticos (entre los que se incluyen los electrones) no pueden ocupar el mismo estado cuántico (definido por la ubicación, el momento y el espín) al mismo tiempo.
En la densidad extrema de una enana blanca, los electrones se desprenden de sus átomos y forman lo que se conoce como gas degenerado.
Están tan comprimidos que se ven obligados a ocupar todos los niveles de energía disponibles, desde el más bajo hasta el más alto.
Pero entonces se detiene. Cualquier compresión adicional requeriría que los electrones fueran forzados a ocupar estados ya ocupados, lo que está prohibido por el principio de Pauli.
Esta resistencia cuántica crea una tremenda contrapresión que no depende de la temperatura.
La materia del interior de la estrella enana consiste entonces en una red rígida de núcleos atómicos de carbono y oxígeno, que está impregnada por un mar de estos electrones degenerados.
Las propiedades físicas de una enana blanca son, por lo tanto, extremas.
Una representante típica tiene una masa comparable a la de nuestro sol (la media es de aproximadamente 0,6 masas solares (M⊙)), pero esta masa está comprimida en un volumen equivalente al de la Tierra.
Una estrella de este tipo tiene un radio de solo unos 10 000 kilómetros.
Esta compresión extrema da como resultado una densidad inimaginable de aproximadamente 10 9 kg/m³.
Una sola cucharadita de materia de una enana blanca pesaría varias toneladas en la Tierra, lo que equivale al peso de varios elefantes.
La fuerza gravitatoria en la superficie es correspondientemente alta, unas cien mil veces más fuerte que la de la Tierra.
Estas condiciones hacen que la atmósfera de una enana blanca esté muy estratificada: los elementos más pesados se hunden rápidamente, mientras que los más ligeros, como el hidrógeno y el helio, forman una capa muy fina en la superficie.
Una de las propiedades más fascinantes de las enanas blancas es su relación masa-radio: cuanto más pesada es una enana blanca, más pequeña es.
Este comportamiento paradójico es una consecuencia directa de la naturaleza de la presión de degeneración.
Una masa mayor genera una gravedad más fuerte, que comprime la estrella.
Para soportar este aumento de gravedad, se requiere una mayor presión de degeneración.
Esto ocurre cuando los electrones se comprimen aún más, lo que finalmente da como resultado un volumen total menor.
Pero esto no puede continuar indefinidamente.
Existe un límite superior a la masa que puede tener una enana blanca antes de que falle la presión de degeneración.
Este límite, conocido como límite de Chandrasekhar, fue calculado en la década de 1930 por el astrofísico indio-estadounidense Subrahmanyan Chandrasekhar y es de aproximadamente 1,44 masas solares.
La razón física de este límite radica en la conexión entre la mecánica cuántica y la relatividad especial.
A medida que aumenta la masa de una enana blanca, los electrones se ven obligados a ocupar niveles de energía cada vez más altos, lo que aumenta su velocidad.
A medida que la masa se acerca al límite de Chandrasekhar, los electrones se mueven a velocidades cercanas a la de la luz.
Sin embargo, en este rango, la ecuación de estado del gas degenerado cambia.
La presión ya no aumenta lo suficientemente rápido como para contrarrestar la gravedad cada vez mayor.
Cuando se alcanza el límite de 1,44 masas solares, el colapso es inevitable y la estrella se transforma en una estrella de neutrones.
Como veremos más adelante, cruzar este límite también desencadena una de las explosiones más potentes del universo: una supernova de tipo Ia.
Por cierto, el valor exacto del límite depende ligeramente de la composición química.
Para un núcleo compuesto principalmente por hierro, por ejemplo, el límite es ligeramente inferior, alrededor de 1,26 masas solares.
DEL CALOR INTENSO A LOS DIAMANTES CÓSMICOS
El destino de la enana blanca es un proceso de enfriamiento imparable, pero extremadamente lento.
Se extiende a lo largo de períodos de tiempo que superan con creces la edad actual del universo.
Sin embargo, este lento envejecimiento no se produce sin incidentes: conduce a una notable transición de fase que transforma la estrella en una gigantesca bola de cristal.
Inmediatamente después de su formación, una enana blanca es extremadamente caliente.
Su temperatura superficial puede alcanzar los cien mil kelvin o más, lo que la convierte en una potente fuente de radiación ultravioleta.
Su luminosidad puede superar inicialmente la de nuestro sol en cien veces.
Sin embargo, dado que ya no se produce fusión nuclear, su luz se alimenta exclusivamente de la energía térmica almacenada en el núcleo.