Una enana blanca es un objeto celeste de alta densidad, resultado de la evolución de una estrella de masa moderada (de tres a cuatro masas solares como máximo) después de la fase en la que ocurren las reacciones termonucleares . Este objeto tiene entonces un tamaño muy pequeño, en comparación con una estrella, y mantiene una temperatura superficial alta durante mucho tiempo , de ahí su nombre "enana blanca".
Una enana blanca suele tener una masa menor , aunque comparable a la del Sol en un volumen similar al de la Tierra . Su densidad es, por tanto, del orden de una tonelada por centímetro cúbico , varias decenas de miles de veces mayor que la de los materiales observados en la Tierra. Su temperatura superficial, que inicialmente puede superar los 100.000 Kelvin , proviene del calor almacenado por su estrella madre, calor cuya transferencia térmica es muy lenta debido a la pequeña superficie de la estrella. También es debido a esta pequeña superficie que, a pesar de su alta temperatura, la luminosidad de una enana blanca permanece limitada a un valor del orden de una milésima parte de la luminosidad solar , y disminuye con el tiempo.
A principios de 2009, el proyecto del Consorcio de Investigación sobre Estrellas Cercanas contó ocho enanas blancas en los 100 sistemas estelares más cercanos al Sistema Solar , pero dada la escasez de estrellas de gran masa, representan el destino del 96% de las estrellas en nuestra galaxia .
Debido a la evolución de su estrella madre (dictada por su masa), las enanas blancas que existen en la actualidad suelen estar compuestas de carbono y oxígeno . Cuando la estrella madre es lo suficientemente masiva (probablemente entre ocho y diez masas solares), es posible que dé lugar a una enana blanca sin carbono, pero que comprenda neón y magnesio además de oxígeno. También es posible que una enana blanca esté compuesta principalmente de helio , si su estrella madre ha estado sujeta a transferencia de materia en un sistema binario . En ambos casos, la enana blanca corresponde al núcleo desnudo de la estrella madre, mientras que sus capas externas han sido expulsadas y formaron una nebulosa planetaria . No hay enanas blancas de estrellas de menos de la mitad de la masa solar, porque la vida útil de estas es mayor que la edad del Universo . Es muy probable que estas estrellas se conviertan en enanas blancas compuestas de helio.
La estructura interna de una enana blanca está determinada por el equilibrio entre la gravedad y las fuerzas de presión , aquí producido por un fenómeno de la mecánica cuántica llamado presión de degeneración . Los cálculos indican que este equilibrio no puede existir para estrellas de más de 1,4 de masa solar ( ). Es por tanto la masa máxima que puede tener una enana blanca durante su formación o su evolución. Es esta masa máxima la que fija la masa máxima inicial de ocho masas solares que puede tener una estrella para que evolucione a una enana blanca, correspondiendo la diferencia entre estos dos valores a las pérdidas de masa que sufre la estrella durante su evolución. Una enana blanca aislada es un objeto de gran estabilidad, que simplemente se enfriará con el tiempo y, a muy largo plazo, se convertirá en una enana negra . Si, por el contrario, una enana blanca tiene un compañero estelar, eventualmente podrá interactuar con este compañero, formando así una variable cataclísmica . Se manifestará de diferentes formas dependiendo del proceso de interacción: nova clásica, fuente super suave , nova enana , polar o polar intermedia . Estas interacciones tienden a aumentar la masa de la enana blanca por acreción . En el caso de que alcance la masa crítica de 1,4 (por acreción o incluso por colisión con otra enana blanca), terminará su vida de forma paroxística en una gigantesca explosión termonuclear denominada supernova tipo Ia .
En espectroscopía , las enanas blancas forman la clase D de la clasificación espectral de estrellas y sus residuos. Se distribuyen entre varias subclases - DA, DB, DC, DO, DQ y DZ - según las características de su espectro.
La primera enana blanca fue descubierta en el sistema estelar triple 40 de Eridani . Éste está dominado visualmente por 40 Eridani A , un relativamente brillante secuencia principal estrella, a una cierta distancia desde la que órbita un sistema binario más apretado compone de un blanco 40 Eridani B enano y una enana roja de la secuencia. Principal 40 Eridani C . El par 40 Eridani B y C fue descubierto por William Herschel el31 de enero de 1783 ; fue observado de nuevo por Friedrich Georg Wilhelm von Struve en 1825 y por Otto Wilhelm von Struve en 1851. En 1910, Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering y Willina Fleming descubrieron que, aunque era una estrella débil, 40 Eridani B era una estrella de tipo espectral A, o incluso blanco. En 1939, Russell recordó el descubrimiento:
“Estaba visitando a mi amigo y generoso benefactor, el profesor Edward C. Pickering. Con su amabilidad característica, se había ofrecido voluntario para observar los espectros de todas las estrellas, incluidas las estrellas de referencia, que se habían observado en los estudios de paralaje estelar que Hinks y yo habíamos hecho en Cambridge, y yo estaba charlando. Este aparente trabajo de rutina resultó ser muy fructífero: condujo al descubrimiento de que todas las estrellas de magnitud absoluta muy baja eran de tipo espectral M. Al discutir este tema (según lo recuerdo), le pregunté a Pickering sobre algunas otras estrellas más débiles que no estaban en mi lista, mencionando en particular 40 Eridani B . A su manera característica, transmitió una nota a la oficina del Observatorio, y en poco tiempo llegó la respuesta (creo de la Sra. Fleming) que el espectro de esta estrella era tipo A. Yo sabía bastante, incluso en estos días. Tiempos paleozoicos , para darse cuenta instantáneamente de que había una inconsistencia extrema entre lo que entonces podríamos haber llamado valores "posibles" de brillo y densidad de la superficie. Tenía que demostrar que no sólo estaba desconcertado sino también decepcionado con esta excepción a lo que parecía una regla bastante elegante de caracterización estelar; pero Pickering me sonrió y dijo: "Son solo estas excepciones las que proporcionan avances en nuestro conocimiento", ¡y así las enanas blancas entraron en el ámbito del estudio! "
El tipo espectral de 40 Eridani fue descrito oficialmente en 1914 por Walter Adams .
Entonces se descubre al compañero de Sirius ( α Canis Majoris ), Sirius B. En el curso del XIX ° siglo, las mediciones de las posiciones de algunas estrellas se vuelven lo suficientemente precisa para medir pequeños cambios en su situación. Friedrich Bessel utiliza precisamente esta precisión en las mediciones para determinar las modificaciones de las posiciones de las estrellas Sirius y Procyon ( α Canis Minoris ). En 1844, predijo la existencia de compañeros invisibles de estas dos estrellas:
“Si tuviéramos que mirar a Sirius y Procyon como estrellas dobles, sus cambios de movimiento no nos sorprenderían: los consideraríamos necesarios y solo tendríamos que involucrarnos en su observación cuantitativa. Pero la luz no es una propiedad real de la masa. La existencia de un número incalculable de estrellas visibles no puede probar nada en contra de la existencia de un número incalculable de estrellas invisibles. "
Bessel estima el período del compañero de Sirio en medio siglo; CHF Peters calculó su órbita en 1851. No fue hasta el 31 de enero de 1862 que Alvan Graham Clark observó una estrella nunca antes vista, cercana a Sirio, identificada más tarde como la compañera predicha. Walter Adams anunció en 1915 que había descubierto que el espectro de Sirius B era similar al de Sirius.
En 1917, Adriaan Van Maanen descubrió la estrella de Van Maanen , una enana blanca aislada. Estas tres enanas blancas, las primeras en ser descubiertas, se denominan las “clásicas enanas blancas”. Con el tiempo, se descubren muchas estrellas con poca luz con movimientos propios elevados , lo que indica que es probable que sean estrellas con poca luz cercanas a la Tierra y, por lo tanto, enanas blancas. Willem Luyten parece haber sido el primero en utilizar el término "enana blanca" cuando examinó esta clase de estrellas en 1922.
A pesar de estas sospechas, la primera enana blanca "no convencional" no fue identificada hasta la década de 1930. En 1939, se descubrieron dieciocho enanas blancas. Luyten y otros continuaron la búsqueda de enanas blancas en la década de 1940. Para 1950, se conocían más de un centenar y, a fines de 1999, se incluían más de 2.000. Desde entonces, Sloan Digital Sky Survey ha encontrado más de 9.000, pero menos de 200 a distancias medidas con precisión. El número de enanas blancas explotó gracias a la observación del satélite Gaia de 2.800 millones de estrellas, incluidas más de 200.000 enanas blancas a distancias conocidas.
Las enanas blancas tienen poca luz . Sin embargo, en el momento de su formación, su temperatura es extremadamente alta debido a la energía almacenada durante el colapso gravitacional de la estrella. Por lo tanto, pueblan la esquina inferior izquierda del diagrama de Hertzsprung-Russell , el de las estrellas débiles pero calientes, cuando se forman, y se desplazan hacia la derecha con el tiempo a medida que se enfrían. La radiación visible emitida por una enana blanca puede presentar así una amplia variedad de colores, desde el blanco azulado de una estrella de la secuencia principal de tipo O hasta el rojo de una enana roja de tipo M. no debe confundirse con bajo. Objetos ligeros al final de la secuencia principal donde se ubican los objetos de baja masa, como las enanas rojas en proceso de fusión de su hidrógeno , y cuyo núcleo está parcialmente soportado por presión térmica, o las enanas marrones , de temperatura aún más baja.
La temperatura real de la superficie de una enana blanca puede variar de más de 150 000 K a menos de 4.000 K , pero es sobre todo enanas blancas observadas entre 40 000 K y 8000 K . Según la ley de Stefan-Boltzmann , la luminosidad aumenta con la temperatura de la superficie; este rango de temperaturas de la superficie corresponde a luminosidades que van desde 100 veces hasta una décima parte de la del Sol. Enanas blancas cálido, con temperaturas de 30.000 K , se han observado como fuentes de suave, es decir, baja energía, x- rayos. Esto permite estudiar la composición y estructura de su atmósfera mediante la observación en los dominios X suave y ultravioleta lejana.
Como explicó Leon Mestel en 1952, a menos que una enana blanca acumule materia de una estrella compañera cercana u otra fuente, su radiación emana del calor almacenado, que no se renueva. Las enanas blancas irradian un área extremadamente pequeña. Por lo tanto, se enfrían muy lentamente y permanecen calientes durante mucho tiempo. A medida que una enana blanca se enfría, la temperatura de su superficie disminuye, la radiación emitida se enrojece y su luminosidad disminuye. Debido a que no tiene acumulador de energía, el proceso de enfriamiento se ralentiza con el tiempo. Bergeron, Ruiz y Leggett, por ejemplo, hacen las siguientes estimaciones para una enana de carbono blanca de 0,59 M con una atmósfera de hidrógeno : se necesitan aproximadamente 1.500 millones de años para enfriarse a 7.140 K , el enfriamiento posterior a 500 K adicionales requiere aproximadamente 300 millones y 0,4 y 1.1 mil millones de años.
Hay pocos temperatura enanas blanco inferior a 4.000 K y un enfriador de observado hasta la fecha, WD 0346 + 246 , tiene una temperatura de superficie aproximada de 3.900 K . La razón es que, a medida que termina la era del Universo, las enanas blancas aún no han tenido tiempo suficiente para enfriarse por debajo de esta temperatura. Puede utilizar la función de brillo de la enana blanca para encontrar la fecha de inicio de la formación de estrellas en una región. Por tanto, la formación del disco galáctico se estima en 8 mil millones de años.
Sin embargo, una enana blanca eventualmente se enfriará y se convertirá en una enana negra que ya no irradia, en equilibrio térmico aproximado con su entorno y con la radiación del fondo difuso cósmico . Sin embargo, todavía no habría una enana negra. Como primera aproximación, y en particular despreciando el efecto pantalla debido a la atmósfera, si la enana blanca tiene una temperatura uniforme, según la ley de Stefan-Boltzmann , su temperatura disminuye como la inversa de la raíz cúbica del tiempo. Si las enanas blancas más antiguos de nuestra galaxia (8 mil millones de años) tienen una temperatura de 3900 K , que tengan fecha de origen desde el inicio de la Gran Explosión (13,5 mil millones de años) podría ser nada menos que 3 000 K .
Las enanas blancas son objetos muy compactos con una gravedad superficial muy alta. No presentan ningún fenómeno de convección y su densidad los hace muy opacos a la radiación. Estas condiciones están en el origen de un fenómeno de estratificación de la materia dentro de las enanas blancas, a saber, que los elementos más ligeros se encuentran solos en la superficie de la estrella, y son los únicos detectables por espectroscopía . Este fenómeno, a veces llamado "clasificación gravitacional", fue inicialmente predicho por el astrofísico francés Evry Schatzman en la década de 1940. Esta situación es muy diferente de las estrellas de la secuencia principal para las que una fuerte convección junto con un campo gravitacional mucho mayor. la atmósfera más rica en elementos químicos y más complicada de analizar.
La clasificación actualmente en uso de los espectros de las enanas blancas fue propuesta inicialmente en 1983 por Edward Sion y sus colaboradores, luego se desarrolló aún más, la última versión data de 1993 - de 1994 . Anteriormente se habían propuesto otros sistemas de clasificación, como los de Gerard Kuiper , Willem Luyten , pero fueron abandonados.
La mayoría de las enanas blancas exhiben un espectro que muestra líneas espectrales de hidrógeno en absorción. El tipo espectral de estas enanas blancas se indica DA, siendo las líneas las de la serie Balmer . Cuando las líneas espectrales de helio son visibles, el tipo espectral DB o DO se denota dependiendo de si se detecta helio no ionizado (He I en la notación espectroscópica habitual, tipo espectral DB) o una vez ionizado (He II, tipo espectral DO). Cuando el espectro muestra líneas asociadas con carbono atómico o molecular, denotamos el tipo espectral DQ. Cuando se detectan elementos distintos del hidrógeno, helio o carbono, el tipo espectral DZ se denota genéricamente. Finalmente, cuando el espectro no revela líneas marcadas, se indica el tipo DC, siendo aquí la definición de línea marcada que su profundidad no excede el 5% del espectro continuo. Es posible que el espectro revele más de un elemento, en cuyo caso el tipo espectral se denota con la misma "D" inicial, seguida de las letras asociadas a los diferentes elementos vistos, en orden decreciente de intensidad de líneas.
La espectroscopia permite, a partir de la forma general del espectro, determinar la temperatura superficial de la estrella, o más bien su temperatura efectiva , ya que la emisión de la superficie no corresponde exactamente a un cuerpo negro (la temperatura efectiva representa la temperatura que un negro cuerpo de la misma superficie irradia la misma cantidad de energía). La temperatura se denota por medio entero después del tipo espectral, determinándose dicho número como el medio entero más cercano a la relación 50.400 K / Θ eff , donde Θ eff es la temperatura efectiva de la estrella. Así, a una enana blanca cuya superficie está compuesta de hidrógeno y dotada de una temperatura efectiva de 10,000 Kelvin se le asigna un tipo espectral DA5, que incluye enanas blancas de la misma composición superficial cuya temperatura está entre 9,600 K y 10,610 K, estas dos temperaturas correspondientes a una relación de 50,400 K / Θ eff de 5,25 y 4,75 respectivamente. Cuando el número es una coma, se indica con un punto decimal y no con una coma, según la convención tipográfica anglosajona. El número medio entero así encontrado puede posiblemente exceder de 10 cuando la enana blanca está suficientemente fría. En el otro extremo de la escala de temperatura, las enanas blancas muy calientes tienen así un número asociado a la temperatura inferior a 1 que en este caso se anota con mayor precisión, y sin el 0 inicial, para no generar confusión con la "O". del tipo espectral que denota la presencia de helio ionizado. Así encontramos 0,25 a una temperatura del orden de 200 000 K , o 0,3 a una temperatura de 170 000 K .
A estas características primarias, se añaden al espectro indicaciones adicionales, si es necesario, con respecto a determinadas particularidades destacadas. Por tanto, se añaden los símbolos P o H para las enanas blancas magnetizadas, correspondiendo la P al caso en que es detectable una polarización, la H donde no es detectable. La letra E se utiliza cuando se detectan líneas de emisión. Finalmente, la letra opcional V se usa para denotar una variabilidad de la estrella. En todos los casos, una letra seguida de los símbolos “? "O": "indica que la característica anterior no está establecida con certeza.
Algunos ejemplos :
Características primarias y secundarias | |
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PARA | Líneas de hidrógeno |
B | Líneas de helio sindicalizadas |
O | Líneas de helio ionizado |
VS | Espectro continuo; sin líneas notables |
Q | Presencia de líneas de carbono |
Z | Líneas de metales sin carbono |
X | Espectro confundido o no clasificado |
Solo características secundarias | |
PAG | Enana blanca magnética con polarización detectable |
H | Enana blanca magnética sin polarización detectable |
mi | Presencia de líneas de transmisión |
V | Variable |
La atmósfera de las enanas blancas de clase espectral primaria DA está dominada por hidrógeno. Constituyen la mayoría (~ 75%) de las enanas blancas observadas.
Una pequeña fracción (~ 0,1%) tiene una atmósfera dominada por carbono, la clase DQ caliente (más de 15.000 K ). Las otras categorías que se pueden clasificar (frío DB, DC, DO, DZ y DQ) tienen una atmósfera dominada por helio, asumiendo que el carbono y otros metales no están presentes, cuya clase espectral depende de la temperatura . Para temperaturas aproximadas de 100.000 K a 45.000 K , el espectro es de clase DO, dominado por helio simplemente ionizado. De 30.000 K a 12.000 K , el espectro es DB, con líneas neutras de helio, y por debajo de unos 12.000 K , el espectro no se caracteriza y se clasificará DC.
La razón de la ausencia de enanas blancas con una atmósfera donde predomina el helio, en el rango de 30.000 K a 45.000 K , denominada " brecha DB " no está clara. Sería debido a la conjunción de procesos evolutivos en la atmósfera, como la separación gravitacional y la mezcla convectiva.
La atmósfera es la única parte visible de una enana blanca. Corresponde a la parte superior de una envoltura residual de la estrella en su fase de la rama asintótica de los gigantes (AGB), o es el resultado de la materia acretada proveniente del medio interestelar o de un compañero. En el primer caso, la envoltura consistiría en una capa rica en helio, con una masa que no exceda la centésima parte de la masa total de la estrella, que, en el caso de una atmósfera dominada por hidrógeno, está recubierta con 'un hidrógeno- capa rica con una masa de aproximadamente una diezmilésima parte de la masa total de la estrella.
A pesar de su finura, estas capas externas juegan un papel crucial en la evolución térmica de las enanas blancas, porque ellas solas condicionan el intercambio de calor con el exterior. En efecto, el interior de una enana blanca está completamente ionizado y los electrones libres le confieren una gran conducción térmica , de modo que el interior de una enana blanca está dotado de una temperatura extremadamente uniforme. Por otro lado, las capas externas difunden muy mal el calor y el gradiente de temperatura es muy alto al cruzar sus capas externas. Por lo tanto, una enana blanca con una temperatura superficial entre 8.000 K y 16.000 K tendrá la temperatura del corazón entre 5.000.000 y 20.000.000 K .
Patrick Blackett había presentado leyes físicas que afirmaban que un cuerpo sin carga en rotación tenía que generar un campo magnético proporcional a su momento angular . Como resultado, predijo en 1947 que las enanas blancas tenían campos magnéticos en su superficie con una intensidad de ~ 1 millón de gauss (o ~ 100 tesla ). Esta ley putativa, a veces denominada Efecto Blackett , nunca obtuvo consenso y, en la década de 1950, Blackett sintió que había sido refutada. En la década de 1960, se propuso la idea de que las enanas blancas podrían tener campos magnéticos debido a la conservación del flujo magnético de la superficie total durante la evolución de una estrella no degenerada a una enana blanca. Un campo magnético de superficie de ~ 100 gauss (0,01 T) en la estrella inicial se convertiría en un campo magnético de superficie de ~ 100 × 100 2 = 1 millón de gauss (100 T), una vez que el radio de la estrella se concentre d 'un factor de 100. La primera enana blanca magnética observada fue GJ 742 cuyo campo magnético fue detectado en 1979 gracias a su emisión de luz polarizada circularmente . Se cree que tiene un campo magnético superficial de 3 × 10 8 gauss (30 kT). También es posible observar los campos magnéticos superficiales de estas estrellas por la alteración de su radiación lumínica inducida por el efecto Zeeman .
Desde entonces, se han encontrado campos magnéticos en más de 100 enanas blancas, en un rango de 2 × 10 3 gauss a 10 9 gauss (de 0,2 T a 10 5 T). Solo se ha investigado un pequeño número de enanas blancas en busca de campos magnéticos, y se ha estimado que al menos el 10% de las enanas blancas tienen un campo magnético superior a 1 millón de gauss (100 T).
DAV ( GCVS : ZZA) | DA de tipo espectral , que solo tiene líneas de absorción de hidrógeno en su espectro. |
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DBV (GCVS: ZZB) | DB de tipo espectral, que solo tiene líneas de absorción de helio en su espectro. |
GW Vir (GCVS: ZZO) | Atmósfera compuesta principalmente por C, He y O; se puede dividir en estrellas DOV y PNNV . |
Los primeros cálculos sugirieron la existencia de enanas blancas con luminosidad variable , con un período del orden de los 10 segundos, pero investigaciones en la década de 1960 no permitieron observarlas.
En 1965 y 1966, Arlo Landolt descubrió HL Tau 76 , la primera enana blanca variable, con una vida media de aproximadamente 12,5 minutos. La razón de este período más largo de lo esperado es que la variabilidad de HL Tau 76 , como la de otras enanas blancas variables pulsantes conocidas, surge de modos de pulsación no radial. Los tipos conocidos de enanas blancas pulsantes incluyen estrellas DAV o ZZ Ceti, incluyendo HL Tau 76 , con atmósferas dominadas por hidrógeno y estrellas de tipo espectral DA, DBV o V777 Her, con atmósferas dominadas por hidrógeno, helio y un tipo espectral DB, y las estrellas GW Vir (a veces subdivididas en estrellas DOV y PNNV), en atmósferas dominadas por helio, carbono y oxígeno.
Las estrellas GW Vir no son, stricto sensu , enanas blancas, sino estrellas cuya posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell se encuentra entre la rama asintótica de los gigantes y la región de las enanas blancas. Son " pre-enanos blancos ". Todas estas variables muestran pequeñas variaciones en la emisión de luz, resultado de una superposición de modos vibratorios con períodos que varían de cien a mil segundos. La observación de estas variaciones proporciona información astrosismológica sobre el interior de las enanas blancas.
Aunque hay enanas blancas con masa tan baja como 0.17 M y otras tan altas como 1.33 M , la distribución de sus masas forma un pico centrado en 0.6 M , y la mayoría se encuentra en un rango de 0.5 a 0.7M . Sin embargo, los radios estimados de las enanas blancas observadas son típicamente de 0,008 a 0,02 veces el radio solar R ; esto es comparable a la radio de la Tierra , aproximadamente 0,009 R . Por tanto, una enana blanca contiene una masa comparable a la del Sol en un volumen que suele ser millones de veces más pequeño que el del Sol; por tanto, la densidad media de una enana blanca debe ser, muy aproximadamente, un millón de veces mayor que la densidad media del Sol, o aproximadamente 1 tonelada por centímetro cúbico . Las enanas blancas están formadas por uno de los materiales más densos que se conocen, solo superado por el de otras estrellas compactas ( estrellas de neutrones e hipotéticas estrellas de quarks ) y agujeros negros , hasta donde podemos hablar, de "densidad" para estos últimos.
El descubrimiento de la densidad extrema de las enanas blancas se produjo poco después del descubrimiento de su propia existencia. Si una estrella pertenece a un sistema binario , como en el caso de Sirio B y 40 Eridani B , es posible estimar su masa a partir de las observaciones de las respectivas órbitas de los dos cuerpos que constituyen el sistema. Esto se hizo para Sirio B en 1910, lo que llevó a estimar su masa en 0,94 millones . Una estimación más reciente del estimado 1 millón . Dado que los cuerpos calientes irradian más que los cuerpos fríos, el brillo de la superficie de una estrella puede estimarse a partir de su temperatura superficial efectiva y, por lo tanto, de la forma de su espectro . Si se conoce la distancia a la estrella, se puede estimar su luminosidad total. La comparación de estos dos valores permite calcular el radio de la estrella. Este tipo de razonamiento llevó a la comprensión, para gran perplejidad de los astrónomos de la época, de que Sirio B y 40 Eridani B debían haber sido muy densos. Por ejemplo, cuando Ernst Öpik estimó en 1916 la densidad de varias estrellas binarias visuales, descubrió que 40 Eridani B tenían una densidad superior a 25.000 veces la del Sol, tan alta que la declaró "imposible" . Como dijo Arthur Stanley Eddington más tarde, en 1927:
“Aprendemos sobre las estrellas al recibir e interpretar los mensajes que nos trae su luz. Cuando se descompuso, el mensaje del compañero de Sirius decía: “Estoy hecho de materia 3.000 veces más densa que cualquier cosa que hayas encontrado hasta ahora; una tonelada de mi material sería una pequeña pepita que podrías dejar en una caja de cerillas. »¿Cómo podemos responder a tal mensaje? La respuesta de la mayoría de nosotros en 1914 fue: “¡Cállate! No hables tonterías ! ""
Como señaló Eddington en 1924, las densidades de este orden implican, según la teoría de la relatividad general , que la luz de Sirio B debería desplazarse gravitacionalmente hacia el rojo. Esto se confirmó en 1925 cuando Adams midió el corrimiento al rojo.
Tales densidades son posibles porque la materia de las enanas blancas no está compuesta de átomos unidos por enlaces químicos , sino que consiste en un plasma de núcleos y electrones sin enlaces . Por tanto, no hay ningún obstáculo para colocar núcleos más cercanos entre sí que los orbitales electrónicos , las regiones ocupadas por electrones unidos a un átomo no lo permiten en condiciones menos extremas. Eddington, sin embargo, se preguntó qué pasaría cuando este plasma se enfriara y la energía que mantenía unidos a los átomos ya no estuviera presente. Esta paradoja fue eliminada en 1926 por Ralph H. Fowler mediante la aplicación de la mecánica cuántica desarrollada recientemente.Dado que los electrones obedecen al principio de exclusión de Pauli , dos electrones no pueden ocupar el mismo estado cuántico , y deben obedecer al estadístico de Fermi-Dirac , también publicado en 1926, para determinar la distribución estadística que satisface el principio d.exclusión de Pauli.
A 0 K , no todos los electrones pueden ocupar el estado mínimo de energía o el estado fundamental ; algunos de ellos se ven obligados a ocupar niveles de energía más altos, formando así una banda de las energías más bajas disponibles, el Mar de Fermi . Este estado de electrones, llamado " degenerado ", significa que una enana blanca podría enfriarse hasta el cero absoluto y aún tener mucha energía. Otra forma de lograr este resultado es mediante el uso del principio de incertidumbre ; la alta densidad de electrones en una enana blanca hace que su posición esté relativamente localizada, creando una incertidumbre correspondiente en su momento. Esto significa que algunos electrones tienen un momento angular elevado y, por tanto, una energía cinética elevada .
La compresión de una enana blanca aumenta la cantidad de electrones en un volumen dado. Al aplicar el principio de exclusión de Pauli así como el principio de incertidumbre , esto da como resultado un aumento en la energía cinética de los electrones que genera la presión. Esta presión degenerativa de los electrones evita el colapso gravitacional de la enana blanca. Solo depende de la densidad, no de la temperatura. La materia degenerada es relativamente comprimible; esto significa que la densidad de una enana blanca de masa alta es mucho mayor que la de una enana blanca de masa baja, de modo que el radio de una enana blanca disminuye a medida que aumenta su masa.
La existencia de una masa límite, que ninguna enana blanca puede superar, es consecuencia del equilibrio entre la gravitación y la presión de degeneración de los electrones. Esta misa fue publicada originalmente en 1929 por Wilhelm Anderson y en 1930 por Edmund C. Stoner. El valor moderno del límite fue publicado por primera vez en 1931 por Subrahmanyan Chandrasekhar en su artículo " La masa máxima de las enanas blancas ideales ". Para una enana blanca que no gira, es aproximadamente igual a 5.7 / μ e ² M , donde μ e es la masa molecular promedio por electrón de la estrella. Dado que el carbono 12 y el oxígeno 16, predominantes en la composición de una enana blanca de carbono-oxígeno, ambos tienen un número atómico de la mitad igual a su masa atómica , podemos tomar 2 como el valor de μ e para dicha estrella, lo que conduce a la valor comúnmente citado de 1,4M . (A principios del XX ° siglo, había buenas razones para creer que las estrellas estaban compuestas principalmente de elementos pesados, como en su 1931 artículo, Chandrasekhar tomó el peso molecular medio por electrón μ e igual a 2,5, en consecuencia, dando un límite de 0,91 M ). En 1983, junto con William Alfred Fowler , Chandrasekhar recibió el Premio Nobel de Física "[por] sus estudios teóricos de los procesos físicos importantes para la estructura y evolución de las estrellas" . La masa límite ahora se llama la " masa de Chandrasekhar ".
Si la masa de una enana blanca excede el límite de Chandrasekhar y esa fusión de reacciones no comienza, la presión ejercida por los electrones ya no es capaz de compensar la fuerza de gravedad y luego colapsa en un objeto más denso como una estrella de neutrones . Sin embargo, las enanas blancas de carbono-oxígeno que se acumulan a partir de la masa de una estrella cercana inician justo antes de alcanzar la masa límite una reacción de fusión nuclear que se aleja rápidamente y que conduce a una explosión de supernova de tipo Ia en la que la enana blanca es destruida.
Aunque la materia de una enana blanca es inicialmente un plasma , un fluido compuesto de núcleos y electrones , se predice teóricamente, ya en 1960, que en una etapa tardía de enfriamiento, podría cristalizar comenzando en su centro. La estructura cristalina sería entonces del tipo cúbico centrado . En 1995, Winget señaló que las observaciones astrosismológicas de las enanas blancas pulsantes llevaron a una posible verificación de la teoría de la cristalización, y en 2004, Travis Metcalfe y un equipo de investigadores del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica estimaron, basándose en estas observaciones, que la masa de BPM 37093 había cristalizado aproximadamente al 90%. Otros estudios estiman la masa cristalizada entre 32 y 82%.
En 1968, Van Horn demostró que la liberación de calor latente por cristalización debería manifestarse en las estadísticas de las enanas blancas. Unos cincuenta años después, el estudio de la distribución en el diagrama HR de 15.000 enanas blancas ubicadas a 100 parsecs de la Tierra (un subconjunto del inventario de Gaia ) muestra el pico esperado en un gráfico logarítmico del número de enanas blancas frente al brillo absoluto. . Los núcleos de oxígeno, de mayor carga eléctrica que el carbono, deberían ser los primeros en cristalizar (en una celosía cúbica centrada en las caras según cálculos teóricos), y también deberían, debido a la mayor densidad del sólido, sedimentar en el centro de la estrella. y disipa una energía gravitacional potencial que se suma al calor latente. Por lo tanto, muchas de las enanas blancas que observamos deben enfriarse menos rápido de lo que predicen los modelos que no incluyen la cristalización y, por lo tanto, deben ser más antiguas de lo que se pensaba anteriormente, hasta dos mil millones de años más.
Las enanas blancas constituirían la forma residual al final de la vida de las estrellas de la secuencia principal cuya masa se encuentra entre 0,07 y 10 masas solares ( M ☉ ), y que no han explotado como supernova . Al final de su vida, estas estrellas han fusionado la mayor parte de su hidrógeno en helio . Privados de combustible, colapsan sobre sí mismos bajo el efecto de la gravedad . A medida que aumenta la presión y la temperatura del núcleo , comienza la fusión del helio, produciendo elementos más pesados y, en particular, carbono . Esta nueva energía hincha la estrella, que luego se convierte en una gigante roja .
Sin embargo, el helio se consume muy rápidamente; cuando termina la fusión del helio, se reanuda la contracción de la estrella. Su baja masa no permite alcanzar temperaturas y presiones suficientes para iniciar la fusión del carbono, el núcleo colapsa en una enana blanca, mientras que las capas externas de la estrella rebotan violentamente en esta superficie sólida y son lanzadas al espacio como una nebulosa planetaria . El resultado de este proceso es, por tanto, una enana blanca muy caliente rodeada por una nube de gas compuesta principalmente de hidrógeno y helio (y un poco de carbono) que no se consume durante la fusión.
Finalmente, la composición de una enana blanca depende de la masa inicial de la estrella de la que proviene.
Una estrella de secuencia principal con una masa inferior a aproximadamente 0,5 M nunca se calentará lo suficiente como para iniciar la fusión del helio en su núcleo. Durante un período superior a la edad del Universo (~ 13.700 millones de años), se espera que este tipo de estrella queme todo su hidrógeno y complete su evolución en una enana blanca de helio, compuesta principalmente por núcleos de helio 4 . El tiempo requerido para este proceso sugiere que no es el origen de las enanas blancas de helio observadas. Más bien, son el resultado de una transferencia de masa en un sistema binario o una pérdida de masa de un gran compañero planetario.
Si la masa de una estrella de la secuencia principal está entre aproximadamente 0,5 y 8 M , su núcleo se calentará lo suficiente como para permitir que el helio se derrita en carbono y oxígeno del proceso de " reacción ". Triple alfa ”, pero nunca alcanzará una temperatura lo suficientemente alto como para fusionar el carbono en neón . Hacia el final del período en que realiza reacciones de fusión, dicha estrella tendrá un núcleo de carbono-oxígeno que ya no participa en una reacción de fusión, rodeado por un núcleo interno de helio fundido, así como 'un núcleo externo de hidrógeno, también en fusión. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, se ubicará en la rama asintótica de los gigantes . Luego expulsará la mayor parte de su envoltura exterior, creando una nebulosa , hasta que solo quede el núcleo de carbono-oxígeno. Este proceso está en el origen de las enanas blancas de carbono-oxígeno que constituyen la gran mayoría de las enanas blancas observadas.
Si una estrella es lo suficientemente masiva, su núcleo alcanzará una temperatura lo suficientemente alta como para iniciar la fusión del carbono en neón y luego del neón en hierro . Una estrella así no se convertirá en una enana blanca porque la masa de su núcleo central, que no está fundido y que soporta la presión degenerativa de los electrones , eventualmente excederá la masa máxima tolerable por la presión degenerativa. En este punto, el núcleo de la estrella colapsará y explotará en una supernova de tipo II por el colapso del núcleo, que dejará como residuo una estrella de neutrones , un agujero negro o quizás incluso una estrella compacta en una forma aún más exótica. Algunas estrellas de la secuencia principal, con una masa del orden de 8 a 10 M , aunque suficientemente masivas para iniciar la fusión del carbono en neón y magnesio, pueden tener una masa insuficiente para iniciar la fusión del neón . Una estrella así puede dejar un residuo enano blanco compuesto principalmente de oxígeno , neón y magnesio , siempre que (1) su núcleo no colapse y (2) la fusión no ocurra con tanta violencia que la estrella explote en una supernova . Aunque se han identificado algunas enanas blancas aisladas como posiblemente pertenecientes a este tipo, la mayor parte de la evidencia de la existencia de tales estrellas proviene de novas llamadas "ONeMg" o "novas de neón". El espectro de estas novas presenta en abundancia neón, magnesio y otros elementos de masa intermedia que parecen explicarse únicamente por la acumulación de materia por una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio.
Una vez formada, una enana blanca es estable y continuará enfriándose casi indefinidamente, convirtiéndose eventualmente en una enana negra . Suponiendo que el Universo continúe expandiéndose, en 10 19 a 10 20 años las galaxias se evaporarán y sus estrellas escaparán al espacio intergaláctico. En general, se espera que las enanas blancas sobrevivan a esto, aunque una colisión ocasional entre ellas podría producir una nueva estrella fundida o una enana blanca de masa super-Chandrasekhar que explotaría en una supernova de Tipo I. La subsiguiente vida útil de la enana blanca sería de la orden de la del protón , conocido en al menos 10 32 años. Algunas teorías simples de la gran unificación predicen una vida media de los protones de menos de 10 49 años. Si estas teorías no son válidas, el protón puede decaer según procesos nucleares más complicados, o por procesos de gravedad cuántica que involucran un agujero negro virtual ; en estos casos, la vida útil puede ser de hasta 10.200 años. Si los protones se desintegran, la masa de una enana blanca disminuirá muy gradualmente con el tiempo, a medida que se desintegran sus núcleos , hasta que pierda suficiente masa para convertirse en una bola de materia no degenerada y luego desaparecerá por completo.
La estrella y los sistemas planetarios de una enana blanca son herencias de su estrella madre y pueden interactuar con la enana blanca de diversas formas. Las observaciones en la espectroscopia infrarroja del telescopio espacial Spitzer de la NASA en la nebulosa estelar central Helix sugieren que la presencia de una nube de polvo puede ser causada por colisiones de cometas. Es posible que las caídas de material resultante sean la causa de las emisiones de la estrella central. Observaciones similares, realizadas en 2004, indicaron la presencia alrededor de la joven enana blanca G29-38 (cuya formación se estima en 500 millones de años, a partir de su progenitor procedente de la rama asintótica de los gigantes ) de una nube de polvo que puede haber Ha sido creado por el desmantelamiento de los cometas que pasaron cerca, debido a las fuerzas de marea generadas por la enana blanca. Si una enana blanca es parte de un sistema estelar (y por lo tanto tiene compañeras estelares), pueden ocurrir una amplia variedad de fenómenos, incluida la transformación en una nova o supernova de tipo I. También puede convertirse en una fuente de rayos X de muy baja energía, si es capaz de tomar la materia de sus compañeros lo suficientemente rápido como para mantener reacciones de fusión nuclear en su superficie.
La masa de una enana blanca aislada, que no gira, no puede exceder la masa de Chandrasekhar de aproximadamente 1,4M . Sin embargo, las enanas blancas en sistemas binarios pueden acumular materia de su pareja, lo que aumenta su masa y densidad ( ver arriba ). Cuando su masa se acerca al límite de Chandrasekhar, esto teóricamente puede conducir a la ignición explosiva de reacciones de fusión nuclear en la enana blanca, o su colapso en una estrella de neutrones . La acreción proporciona el mecanismo preferido actualmente, el "modelo de degeneración única" para las supernovas de tipo Ia. En este modelo, una enana blanca de carbono-oxígeno acumula materia de su compañero estelar, aumentando su masa y comprimiendo su núcleo. El calentamiento se debe a la compresión del núcleo que conduce a la ignición de la fusión del carbono cuando la masa se acerca al límite de Chandrasekhar.
Dado que es la presión degenerativa cuántica de la enana blanca, y no la presión térmica, la que sostiene a la enana blanca contra los efectos de la gravedad, agregar calor dentro de la estrella aumenta su temperatura pero no su presión, también, en reacción, la enana blanca. no se expande, lo que ralentizaría el calentamiento. En cambio, el aumento de temperatura aumenta la velocidad de la reacción de fusión, en un proceso de aceleración térmica. La detonación termonuclear consume gran parte de la enana blanca en segundos, provocando una explosión de supernova de Tipo I que aniquila a la estrella.
Sin embargo, se ha realizado un estudio para caracterizar las firmas en el espectro de rayos X de este tipo de eventos dentro de galaxias elípticas. No cuenta más del 5% de las supernovas de tipo I generadas por el canibalismo de una estrella vecina.
Las supernovas de tipo Ia (SNIa) son ejemplos particularmente interesantes y significativos del uso de enanas blancas para determinar distancias en astronomía. Cuando la enana blanca explota en un SN1a, se vuelve visible a distancias considerables. Como los parámetros físicos de la explosión son siempre cercanos, la curva de luminosidad de las supernovas es aproximadamente la misma y está bien calibrada: su ocurrencia permite evaluar con precisión su distancia y, en consecuencia, la de su galaxia anfitriona (se trata de velas estándar ).
Otros mecanismosEn un sistema binario ajustado, antes de que la acumulación de materia empuje a una enana blanca a las inmediaciones del límite de Chandrasekhar , la materia acumulada rica en hidrógeno en la superficie puede encenderse en un tipo de explosión termonuclear menos destructiva, animada por la fusión del hidrógeno . Dado que el corazón de la enana blanca permanece intacto, estas explosiones superficiales pueden repetirse mientras dure la acreción. Este tipo más débil de fenómeno cataclísmico repetitivo se llama nova (clásica). Los astrónomos también han observado novas enanas , con picos de brillo más pequeños y frecuentes que las novas clásicas. Se cree que son causadas por la liberación de energía potencial gravitacional cuando parte del disco de acreción colapsa sobre la estrella, en lugar de por fusión. En general, llamamos " variables cataclísmicas " a los sistemas binarios donde una enana blanca acumula materia proveniente de su compañera estelar. Las novas clásicas y las novas enanas se organizan en muchas clases. Las variables cataclísmicas de fusión y la gravedad son fuentes de rayos-X .
En 1987, se detectó un exceso de infrarrojos en el espectro de la enana blanca G29-38. Un análisis de los modos de pulsación de este objeto ha demostrado que este exceso se debe a la presencia de un disco de escombros alrededor de esta estrella. Desde G29-38, se han detectado varios sistemas similares: en 2016, se enumeraron 35. Estos discos de escombros se formaron después de que un cuerpo rocoso ( asteroide , planetoide o planeta ) fuera destruido por las fuerzas de marea ejercidas por la enana blanca anfitriona.
En última instancia, la enana blanca acrecienta el material que forma el disco y los elementos pesados (aluminio, calcio, calcio, hierro, níquel, silicio) "contaminan" su atmósfera. Estos elementos son responsables de las líneas de absorción en el espectro de la enana blanca y luego es posible determinar la composición química del cuerpo rocoso responsable del disco de escombros. Hasta una de cada dos enanas blancas muestra la presencia de líneas espectrales asociadas con elementos pesados.
En 2015, el telescopio espacial Kepler detectó planetesimales en descomposición alrededor de la enana blanca WD 1145 + 017 . Otro planetesimal fue detectado en 2019 alrededor de la enana blanca "contaminada" SDSS J122859.93 + 104032.9 . Su densidad, entre 7,7 y 39 g / cm 3 , indica que podría actuar a partir de los restos del núcleo metálico de un planeta antiguo.
En 2020, las caídas de luminosidad de la enana blanca WD 1856 + 534 , observadas en 2019, se interpretan como el tránsito de un planeta gigante , llamado WD 1856b . Tiene una masa de como máximo 14 masas jovianas ( M J ) y un período orbital de aproximadamente 34 h . El hecho de que este planeta sobreviviera a las fuerzas de las mareas durante la transformación de la estrella en una enana blanca pone en dificultad los modelos actuales de evolución estelar , y en particular los de binarios con una envolvente común .
Como este artículo se traduce principalmente de Wikipedia al inglés, la bibliografía que se presenta a continuación se refiere principalmente a la literatura de habla inglesa.
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