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¡Enanas blancas! Estrellas misteriosas

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Astronomía y Astrofísica    ~    Comentarios Comments (3)

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Una enana blanca es una pequeña y densa estrella que es el resultado final de la evolución de así todas las estrellas (por el ejemplo el Sol), excepto las muy masivas. Según todos los estudios y observaciones, cálculos, experimentos de simulación, etc., estas estrellas se forman cuando, al final de la vida de las estrellas medianas, cuando agotan el combustible de fusión nuclear, se produce el colapso de sus núcleos estelares, y quedan expuestas cuando las partes exteriores de la estrella son expulsadas al espacio interestelar para formar una Nebulosa Planetaria.

Evolución De Las Estrellas: Origen, Nacimiento, Evolución Y Muerte

El Núcleo se contrae bajo su propia gravedad hasta que, habiendo alcanzado un tamaño similar al de la Tierra , se ha vuelto tan densa (5 x 108 Kg/m3) que sólo exista su propio colapso  por la presión de degeneración de los electrones (como sabéis los electrones son fermiones que estando sometidos al Principio de exclusión de Pauli, no pueden ocupar ninguno de ellos el mismo lugar de otro al tener el mismo número cuántico y, siendo así, cuando se juntan demasiado, se degeneran y comienzan una frenética carrera que, en su intensidad, puede, incluso frenar la implosión de una estrella -como es el caso de las enanas blancas).

Las enanas blancas se forman con muy altas temperaturas superficiales (por encima de los 10 000 K) debido al calor atrapados en ellas, y liberado por combustiones nucleares previas y por la intensa atracción gravitacional que sólo se ve frenada por la degeneración de los electrones que, finalmente, la estabilizan como estrella enana blanca.

Este tipo de estrellas, con el paso del tiempo, se enfrían gradualmente, volviéndose más débiles y rojas. Las enanas blancas pueden constituir el 30 por ciento de las estrellas de la vecindad solar, aunque debido a sus bajas luminosidades  de 10-3 – 10-4 veces la del Sol, pasan desapercibidas. La máxima máxima posible de una enana blanca es de 1,44 masas solares, el límite de Shandrasekhar. Un objeto de masa mayor se contraería aún más y se convertiría en una estrella de neutrones o, de tener muha masa, en un agujero negro

Museo de Astronomía y GeodesiaEnana blanca: qué es, características y formación | Meteorología en Red

Después de eyectar las cpas exteriores que forman la Nebulosa Planetaria, se condensa más más

Las enanas blancas son estrellas calientes y pequeñas, generalmente como del tamaño de la Tierra, por lo que su luminosidad es muy baja. Se cree que las enanas blancas son los residuos presentes en el centro de las nebulosas planetarias. Dicho de otra manera, las enanas blancas son el núcleo de las estrellas de baja masa que quedan después de que la envoltura se ha convertido en una nebulosa planetaria.

El núcleo de una enana blanca consiste de material de electrones degenerados. Sin la posibilidad de tener nuevas reacciones nucleares, y probablemente después de haber perdido sus capas externas debido al viento solar y la expulsión de una nebulosa planetaria, la enana blanca se contrae debido a la fuerza de gravedad. La contracción hace que la densidad en el núcleo aumente hasta que se den las condiciones necesarias para tener un material de electrones degenerados. Este material genera presión de degeneración, el cual contrarresta la contracción gravitacional.

                                                Enana blanca | Astronomía | Estrellas de masa menor | Wikisabio

                                                 En azul la enana blanca Sirio B

Al ser estudiadas más a fondo las propiedades de las enanas blancas se encontró que al aumentar su masa, su disminuye. A partir de esto es que se encuentra que hay un límite superior para la masa de una enana blanca, el cual se encuentra alrededor de 1.4 masas solares (MS). Si la masa es superior a 1.4 MS la presión de degeneración del núcleo no es suficiente para detener la contracción gravitacional. Este se llama el límite de Chandrasekhar.

Debido a la existencia de este límite es que las estrellas de entre 1.4 MS y 11 MS deben perder masa para poder convertirse en enanas blancas. Ya explicamos que dos medios de pérdida de masa son los vientos estelares y la expulsión de nebulosas planetarias.

A supernova remnant about 7,000 light years from Earth.

                                       A esto puede dar lugar la unión de dos enanas blancas

Después de que una estrella se ha convertido en enana blanca, lo más probable es que su destino sea enfriarse y perder brillo. Debido a que las enanas blancas tienen una baja luminosidad, pierden energía lentamente, por lo que pueden permanecer en esta etapa en el orden de años. Una vez que se enfrían, se vuelven rocas que se quedan vagando por el Universo. Este es el triste destino de nuestro Sol.

La detección de enanas blancas es difícil, ya que son objetos con un brillo muy débil. Por otro lado, hay ciertas diferencias en las enanas blancas según su masa. Las enanas blancas menos masivas sólo alcanzan a quemar hidrógeno en helio. Es decir, el núcleo de la estrella nunca se comprime lo suficiente como para alcanzar la temperatura necesaria para quemar helio en carbono. Las enanas blancas más masivas sí llevan a cabo reacciones nucleares de elementos más pesados, es decir, en su núcleo podemos encontrar carbono y oxígeno.

Comparación de tamaños entre la enana blanca IK Pegasi B (centro abajo), su compañera de clase espectral A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura en la superficie de 35.500 K.

Allá por el año 1908, siendo Chandraskhar un avanzado estudiante de física, vivía en Madrás, en la Bahía de Bengala (En cuyo Puerto trabajó  Ramanujan), y, estando en la aquella ciudad el célebre científico Arnold Sommerfeld, le pidió audiciencia y se pudo entrevistar con él que, le vino a decir que la física que estudiaba estaba pasada, que ahora se estaban estudiando nuevos caminos de la física y, sobre todo, uno a cuya teoría se la llamaba mecánica cuántica que podía explicar el comportamiento de lo muy pequeño.

Subrahmanyan Chandrasekhar 1 300x204 Subramanyan Chandrasekhar

                        Chandrasekhar

Cuando se despidieron Sommerfeld dio a Chandrasekhar la prueba de imprenta de un artículo técnico que acaba de escribir. Contenía una derivación de las leyes mecano-cuánticas que gobiernan grandes conjuntos de electrones comprimidos en volúmenes pequeños, por ejemplo (para este caso) en una estrella enana blanca.

A partir de aquel artículo, Chandrasekhar buscó más información y estudió estos fenómenos estelares que desembocaban en enanas blancas. Este tipo de estrella habían sido descubiertas por las astrónomos a través de sus telescopios. Lo misterioso de las enanas blancas era su densidad extraordinariamente alta de la materia en su interior, una densidad muchísimo mayor que la de cualquier otra cosa que los seres humanos hubieran encontrado antes. Chandrasekhar no tenía forma de saberlo cuando abrió un libro de Eddintong que versaba sobre la materia, pero la lucha por desvelar el misterio de e4sta alta densidad le obligaría fibnalmente a él y a Eddintong a afrontar la posibilidad de que las estrellas masivas, cuando mueren, pudieran contraerse para formar agujeros negros.

De las enanas blancas más conocidas y cercanas, tenemos a Sirio B. Sirio A y Sirio B son la sexta y la séptima estrellas en orden de proxomidad a la Tierra, a 8,6 años-luz de distancia, y Sirio es la estrella más brillante en nuestro cielo. Sirio B orbita en torno a Sirio de la misma manera que lo hace la Tierra alrededor del Sol, pero Sirio B tarde 50 años en completar una órbita a Serio y la Tierra 1 año al Sol.

Eddintong describía como habían estimado los astrónomos, a partir de observaciones con telescopios, la masa y la circunferencia de Sirio B. La masa era de 0,85 veces la masa del Sol; la circunferencia media 118.000 km. Esto significaba que la densidad media de Sirio B era de 61.000 gramos por centímetro cúbico, es decirm 61.000 veces mayor que la densidad del agua. “Este argumento se conoce ya desde hace algunos añis -nos decía Eddintong-” Sin embargo, la mayoría de los astrónomos de aquel tiempo, no se tomaban en serio tal densidad, Sin embargo, si hubieran conocido la verdad que ahora conocemos: (Una masa de 1,05 soles, una circunferencia de 31.000 km y una densidad de 4 millones de gramos por cm3), la habrían considerado aún más absurda.

Nebulosa Ojo De Gato: Lo Que Debes Saber Al Respecto

Arriba la famosa Nebulosa planetaria ojo de Gato que, en su centro luce una estrella enana blanca de energéticas radiaciones en el ultravioleta y que, a medida que se vaya enfriando, serán de rayos C y radio hasta que, dentro de unos 100 millones de años vieja y fría, será más rojiza y se habrá convertido en eun cadáver estelar.

Aquellos trabajos de Chandraskar y Eddintong desembocaron en un profundo conocimiento de las estrellas de neutrones y, se llego a saber el por qué conseguían el equilibrio que las estabilizaba a través de la salvación que, finalmente encontraban, en la mecánica cuántica, cuando los electrones degenerados por causa del Principio de exclusión de Pauli, no dejaban que la fuerza gravitatoria continuara el proceso de contracción de la estrella y así, quedaba estabilizada como estrella de neutrones.

De la misma manera, se repetía el proceso para estrellas más masivas que, no pudiendo ser frenadas en su implosión gravitatoria por la degeneración de los electrones, sí que podÍa frenarse la Gravedad, mediante la degeneración de los Neutrones. Cuando esa estrella más masiva se contraía más y más, el Principio de exclusión de pauli que impide que los fermiones estén juntos, comenzaba su trabajo e impedía que los neutrones (que son fermiones), se juntaran más, entonces, como antes los electrones, se degeneraban y comenzaban a moverse con velocidades relativistas y, tan hecho, impedía, por sí mismo que la Gravedad consiguiera comprimir más la masa de la estrella que, de esta manera, quedaba convertida, finalmente, en una Estrella de Neutrones.

Al formarse la estrella de neutrones la estrella se colapsa hasta formar una esfera perfecta con un radio de tan solo unos 10 kilómetros. En este punto la presión neutrónica de Fermi resultante compensa la fuerza gravitatoria y estabiliza la estrella de neutrones. Apenas una cucharilla del material que conforma una estrella de neutrones tendría una masa superior a 5 x 1012 kilogramos.

Los modelos de estrellas de neutrones que se han logrado construir utilizando las leyes físicas presentan varias capas. Las estrella de neutrones presentarían una corteza de hierro muy liso de, aproximadamente, un metro de espesor. Debajo de esta corteza, prácticamente todo el material está compuesto por núcleos y partículas atómicas fuertemente comprimidos formando un “cristal” sólido de materia nucleica.

Las estrellas de neutrones y quarks explicadas para todos los públicos: así  se forman dos de los objetos más asombrosos del universoQué son las estrellas de neutrones?

Son objetos extremadamente pequeños y densos que surgen cuando estrellas masivas sufren una explosión supernova del tipo II, el núcleo se colapsa bajo su propia gravedad y puede llegar hasta una densidad de 1017 Kg/m3. Los electrones y los protones que están muy juntos se fusionan y forman neutrones. El resultado final consiste solo en neutrones, cuyo material, conforma la estrella del mismo nombre. Con una masa poco mayor que la del Sol, tendría un diámetro de sólo 30 Km, y una densidad mucho mayor que la que habría en un terón de azúcar con una masa igual a la de toda la humkanidad. Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones, menor será su diámetro. Está compuesta por un interior de neutrones superfluidos (es decir, neutrones que se comportan como un fluido de viscosidad cero), rodeado por más o menos una corteza sólida de 1 km de grosos compuesta de elementos como el hierro. Los púlsares son estrellas de neutrones magnetizadas en rotación.  Las binarias de rayos X masivas también se piensan que contienen estrellas de neutrones.

Los 10 materiales y objetos más densos del UniversoCuál es el material más denso del universo?

Todos aquellos argumentos sobre el comportamiento de las enanas blancas vinieron a desembocar en la paradoja de Edddintong que, en realidad, fue resulta por el Joven Chandrasekhar en el año 1925 al leer un artículo de R.H. Fowler “Sobre la materia densa”. La solución residía en el fallo de las leyes de la física que utilizaba Eddintong. Dcihas leyes debían ser reemplazadas por la nueva mecánica cuántica, que describía la presión en el interior de Sirio B y otras enanas blancas como debida no al calor sino a un fenómeno mecano-cuántico nuevo: los movimientos degenerados de los electrones, también llamado degeneración electrónica.

La degeneración electrónica es algo muy parecido a la claustrof0via humana. Cuando la materia es comprimida hasta hasta una densidad 10.000 veces mayor que la de una roca, la nube de electrones en torno a cada uno de sus núcleos atómicos se hace 10.000 veces más condensada, Así, cada electrón queda confinado en una “celda” con un volumen 10.000 veces menor que el volumen en el que previamente podía moverse. Con tan poco espacio disponible, el electrón, como nos pasaría a cualquiera de nosotros, se siente incómodo, siente claustrofobia y comienza a agitarse de manera incontrolada, golpeando con enorme fuerza las paredes de las celdas adyacentes.

las estrellas enanas brillan menos que el SolCiencias para el mundo contemporáneo

El Sol será una gigante roja y enana blanca después dejando una nebulosa planetaria y la Tierra Yerma

Nada puede detenerlo, el electrón está obligado a ello por las leyes de la mecánica cuántica. Esto está producido por el Principio de exclusión de Pauli que impide que dos fermiones estén juntos, así que, esta fuerza es, la que finalmente posibilita que la estrella que se comprime más y más, quede finalmente construida y estable como una enana blanca.

emilio silvera

 

 

  1. 1
    emilio silvera
    el 24 de octubre del 2013 a las 10:44

    Arriba, entre las imágenes que aquí se muestran, aparece una muy bobita de la Nebulosa Ojo de Gato que, es peculiar y tiene detalles que no están presentes en otras Nebulosas planetarias de éste tipo o parecidas. En cualquier sitio que miremos, nos dirán:
    La nebulosa Ojo de Gato (NGC 6543) es una nebulosa planetaria en la constelación del Dragón. Estructuralmente es una de las nebulosas más complejas conocidas, en la que las imágenes de muy alta resolución del Telescopio Espacial Hubble han mostrado notables estructuras como nudos, chorros de material, burbujas y estructuras en forma de arco.
    Fue descubierta por William Herschel el 15 de febrero de 1786 y fue la primera nebulosa planetaria cuyo espectro fue investigado, siendo esta labor realizada por el astrónomo William Huggins en 1864.
     
     

    Imagen de la Nebulosa Ojo de Gato

    Los estudios modernos revelan una naturaleza compleja con intrincadas estructuras que podrían estar causadas por material eyectado por una binaria acompañando a la estrella central. Sin embargo no hay evidencias directas de la presencia de dicha compañera estelar. Además las medidas de las abundancias de elementos químicos obtenidas por diferentes métodos presentan una importante discrepancia entre sí, indicando que hay aspectos de esta nebulosa que permanecen todavía sin ser comprendidos.
    Lo dicho tantas veces, nunca podremos saberlo todo sobre todo. ¡Son tantos los secretos de la Naturaleza!

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  2. 2
    Javier
    el 26 de octubre del 2013 a las 12:45

    Tu blog es un trabajo y un aporte espectacular. Gracias una vez por mi, y gracias varias veces en nombre de la gente que estoy seguro lee estos articulos sin hacer comentarios.
     

    Responder
    • 2.1
      emilio silvera
      el 27 de octubre del 2013 a las 9:13

      ¡Hola, amigo Javier!
      Gracias por tus palabras que, de alguna manera, viene a dar una satisfacción al trabajo que día a día, queda aquí reflejado para todos ustedes los visitantes de las diversas regiones del mundo. También, aunque de manera virtual, desde aquí podemos comunicarnos con mucha gente que, de alguna manera, y, como muy bien apuntas, en silencio también agradece el trabajo que hacemos. La abundancia de visitas, en una página de Ciencia, es la mejor demostración.
      El Blog sigue adelante por el buen trabajo del Administrador Sr. Shalafi y mi humilde aportación de cada día que, en verdad, contestar a todos y dejar los nuevos y viejos aportes para los nuevos visitantes, es un trabajo que se lleva más tiempo del que pueda parecer a simple vista. Sin embargo, lo hacemos con gusto para que personas como tú mismo, puedan tener conocimiento de muchas cosas que antes no sabían y, sobre todo, trato de contarlas de la manera más sencilla sin desvirtuarlas.
      Un Cordial saludo.

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