La nueva biografía de las enanas blancas #2
A lo largo de miles de millones de años, la enana blanca irradia lentamente este calor al espacio.
Su temperatura desciende y su color pasa de un deslumbrante blanco azulado a amarillo y rojo, hasta que finalmente se vuelve demasiado tenue para ser visible.
Wolf 489, por ejemplo, más de cinco mil millones de años después de su nacimiento como enana blanca, ya no brilla con un blanco intenso, sino con un tono ligeramente amarillento.
Actualmente no hay enanas blancas que brillen en amarillo o incluso en rojo (lo que corresponde a una temperatura de solo tres o cuatro mil kelvin).
Por lo tanto, no es posible confundirlas con las enanas rojas, que son de naturaleza completamente distinta.
Sin embargo, las enanas rojas también se convierten en enanas blancas al final de su vida.
No obstante, el proceso de enfriamiento se comprende bien en términos físicos y es muy predecible.
Por esta razón, las enanas blancas son excelentes relojes cósmicos.
Midiendo la temperatura de una enana blanca, los astrónomos pueden determinar su edad con gran precisión.
Esto permite estimar la edad de los cúmulos estelares e incluso la edad mínima de nuestra galaxia, la Vía Láctea.
La idea de que el interior de una enana blanca pudiera congelarse fue expresada en la década de 1960 por astrofísicos como Hugh Van Horn.
Cuando la temperatura en el centro ultradenso desciende a unos diez millones de grados kelvin, la energía de los núcleos de carbono y oxígeno ya no es suficiente para soportar la inmensa presión.
Los núcleos abandonan entonces su movimiento caótico, típico de los líquidos, y se organizan en una red fija, un cristal.
El núcleo se cristaliza desde dentro hacia afuera.
¿Y qué es un cristal de carbono? En la Tierra, es bastante caro y solo se puede encontrar en joyerías.
Dado que el núcleo está compuesto principalmente por carbono, este estado cristalizado se compara a menudo con un diamante gigante.
Una de las candidatas más conocidas para ser una estrella diamante es la enana blanca BPM 37093, apodada Lucy en honor a la canción de los Beatles Lucy in the Sky with Diamonds.
Sin embargo, como suele ocurrir, la comparación con una gema es engañosa. Lo que tenemos aquí es más bien una gigantesca red cristalina de núcleos de carbono y oxígeno que se formó en condiciones físicas extremas y que solo puede sobrevivir en estas circunstancias.
Si se raspara un trozo de este material del tamaño de un diamante de 1 quilate (equivalente a 0,2 gramos), este diminuto diamante pesaría por sí solo 57 kilogramos.
Sin embargo, seguiría faltándole la capa esencial que imita la presión dentro de la estrella.
Esta capa no debe prescindirse bajo ninguna circunstancia, porque de lo contrario el diminuto diamante explotaría con una fuerza de más de 600 toneladas de TNT, lo que corresponde a la energía de un arma nuclear táctica.
Un efecto físico crucial acompaña a esta transición de fase al cristal: la liberación de calor.
De forma similar a como el agua libera calor a su entorno cuando se congela, el plasma cristalizado en la enana blanca también libera energía.
Esta fuente de calor adicional ralentiza considerablemente el proceso de enfriamiento de la estrella, hasta en dos mil millones de años en algunos objetos.
La prueba definitiva de este proceso la proporcionaron los datos del telescopio espacial Gaia de la ESA.
Al analizar el brillo y el color de miles de enanas blancas, los astrónomos descubrieron una acumulación estadística de estrellas con determinadas luminosidades.
Esta congestión en el diagrama de Hertzsprung-Russell se encontró exactamente donde los modelos teóricos predecían el retraso en el enfriamiento causado por la cristalización, lo que constituye una prueba observacional directa de la congelación de las estrellas.
La cristalización no es un proceso estático, sino que impulsa otros procesos en el interior de la estrella.
Los modelos detallados muestran que, durante la cristalización, los iones de oxígeno más pesados se incorporan preferentemente a la red cristalina sólida.
Esto enriquece la capa líquida restante que rodea el núcleo cristalino en crecimiento con el carbono más ligero.
Esta separación química da lugar a una diferencia de densidad entre las capas, lo que genera corrientes, como en una olla de agua hirviendo.
Sin embargo, dado que este líquido es conductor de la electricidad, su movimiento induce corrientes.
Este efecto dínamo es una de las principales causas de los campos magnéticos extremadamente fuertes que poseen algunas enanas blancas, que a veces son millones de veces más intensos que el campo magnético de la Tierra.
LA ETAPA FINAL TEÓRICA: LAS ENANAS NEGRAS
El enfriamiento de una enana blanca solo termina cuando su temperatura coincide con la de la radiación cósmica de fondo, es decir, cerca del cero absoluto.
Sin embargo, este proceso lleva un tiempo inimaginablemente largo.
Según las estimaciones, una enana blanca necesita hasta mil billones de años para irradiar todo su calor residual.
El producto final de este proceso, actualmente hipotético, es una enana negra: un remanente estelar frío, oscuro y prácticamente invisible que ya no emite ninguna radiación significativa.
Dado que el tiempo necesario para este proceso supera con creces la edad actual del universo (aproximadamente 13.
800 millones de años), las enanas negras solo existen en teoría.
Las enanas blancas más antiguas de nuestra galaxia se encuentran apenas al comienzo de su largo viaje hacia la oscuridad.
¿UNA SEGUNDA VIDA?
Sin embargo, si una enana blanca aún tiene una estrella compañera, su existencia futura puede tomar un rumbo drásticamente diferente.
Si las distancias son lo suficientemente pequeñas, su fuerte gravedad puede atraer materia de la capa exterior de su compañera.
Este gas, en su mayoría rico en hidrógeno, no cae directamente sobre la enana blanca.
Debido al momento angular, se acumula en un disco plano y giratorio alrededor de la estrella compacta, conocido como disco de acreción.
La fricción dentro de este disco calienta el gas, que emite energía en forma de radiación, a menudo en el rango de los rayos X.
Debido a la pérdida de energía, el material cae lentamente hacia el interior y finalmente impacta en la superficie de la enana blanca.
Este proceso de transferencia de materia es el punto de partida de uno de los fenómenos más energéticos del universo.
Cuando se ha acumulado suficiente hidrógeno del disco de acreción en la superficie caliente de la enana blanca, la presión y la temperatura de esta capa aumentan bruscamente.
Cuando se alcanza una densidad y temperatura críticas, se produce una reacción de fusión termonuclear que hace que el hidrógeno se queme de forma explosiva y se convierta en helio.
Este evento se denomina nova (del latín nuevo , porque aparece como una nueva estrella en el cielo).
El estallido de brillo es enorme: una nova puede brillar brevemente cien mil veces más que nuestro sol.
En esta explosión, la capa de materia acumulada es lanzada al espacio a gran velocidad.
Sin embargo, es crucial que la enana blanca sobreviva a esta explosión.
Si la transferencia de masa desde la estrella compañera continúa, el ciclo de acreción y explosión puede repetirse.
Un ejemplo extremo es el sistema M31N 2008-12a en la galaxia de Andrómeda, que estalla casi anualmente y se considera un candidato prometedor para una futura supernova.
Es importante distinguir entre las novas clásicas y las novas enanas.
Mientras que las novas clásicas se alimentan de explosiones termonucleares en la superficie de la estrella, las explosiones más débiles y frecuentes de las novas enanas son causadas por inestabilidades en el propio disco de acreción, que provocan un aumento repentino del flujo de materia hacia la enana blanca.
Sin embargo, en determinadas circunstancias, la transferencia de masa a una enana blanca también puede provocar su completa destrucción.
Si la tasa de acreción es lo suficientemente alta, la masa de la enana blanca crece de forma constante.
A medida que su masa total se aproxima al límite crítico de Chandrasekhar, de aproximadamente 1,44 masas solares, la presión de degeneración cuántica ya no es suficiente para estabilizar la estrella.
La gravedad provoca un colapso que calienta repentinamente el núcleo de carbono y oxígeno, lo que desencadena una reacción termonuclear en cadena.
En cuestión de segundos, la mayor parte de la estrella se fusiona en elementos más pesados, como el níquel.
La energía liberada es tan enorme que destroza completamente la estrella.
Esta explosión es una supernova de tipo Ia.
A diferencia de una nova, una supernova de tipo Ia no deja ningún remanente estelar; la enana blanca queda completamente destruida.
La destrucción de una enana blanca en una explosión de tipo Ia ha demostrado ser una de las herramientas más importantes de la cosmología moderna.
Dado que estas explosiones, en teoría, siempre se producen cuando se alcanza un límite de masa fijo, la cantidad de energía liberada (y, por lo tanto, su brillo absoluto máximo) es notablemente constante.
Su brillo absoluto típico es aproximadamente equivalente al de 5. 000 millones de soles.