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RESIDUOS ESTELARES


Enana blanca

Una enana blanca es el remanente estelar que resulta del agotamiento del combustible nuclear de una estrella de masa no mayor a unas 10 masas solares. Más allá, la estrella acabaría irremediablemente originando una supernova. Las estrellas que finalizan sus días como enanas blancas no han podido encender el combustible de la siguiente fase, normalmente ladel carbono. Así, el 99% de las enanas blancas están constituidas básicamente por carbono y oxígeno que son los residuos de la fase de fusión del helio. Estos objetos, seguramente tendrán además sobre la superficie una capa de hidrógeno y helio prensados y poco degenerados. Solo unas pocas estarán formadas íntegramente por helio al no haber llegado a quemarlo (ver Enanas blancas de helio) o poroxígeno, neón y magnesio productos de la quema del carbono.

Formación

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Enana blanca en formación y nebulosa planetaria en expansión. Este gas está impulsado por un superviento del que absorbe su radiación ultravioleta más intensa en la región interior y la reemite en la zona exterior en forma de radiaciones de menor frecuencia, ya en el visible, provocando hermosas combinaciones decolores y formas.
El origen de estos cuerpos es progresivo y suave. En las estrellas maduras las capas más exteriores están muy expandidas en sus transformaciones a gigante roja y poco a poco se desprenden de su agotado núcleo. Cuando finalizan las reacciones de fusión el núcleo se contrae y se calienta aunque sin llegar a la temperatura de ignición de la siguiente fase. Antes de llegar a dichatemperatura los electrones degeneran y detienen el proceso. Se forma así una enana blanca con una temperatura de partida de entre 100 y 200 millones de grados que se irá enfriando paulatinamente. El material desprendido formará, a su vez, una nebulosa planetaria en cuyo centro estará la enana blanca.

Características

Para que los electrones degenerados puedan sostener a la estrella esta no debesuperar el límite de Chandrasekhar que es de 1.44 masas solares. El valor del límite depende de la relación de electrones por nucleón. Esto no impide que estrellas de masas mayores puedan finalizar su ciclo como enanas blancas ya que los intensos vientos estelares de las estrellas más masivas y el desprendimiento final de la cubierta de gas rebajan en mucho la masa inicial de la estrella hastadejarla dentro de los límites de Chandrasekhar.
Si por alguna razón una enana blanca llega a acretar masa adicional, lo cual puede ocurrir en los sistemas binarios, es posible que llegara a superar en algún momento el límite de Chandrasekhar. Producto de estos contactos violentos entre una estrella y una enana blanca son las novas y las supernovas termonucleares (tipo Ia).
Las enanas blancas soncuerpos compactos de enorme densidad (aprox. 10E6 - 10E7 g/cm³). Una enana blanca de una masa solar tiene un radio similar al de la Tierra. Como no sigue produciendo energía pero sigue radiando, se enfría. Sin embargo, dado que son relativamente pequeñas y tienen poca superficie, se enfrían muy lentamente. A esas densidades los iones tiene un recorrido libre medio extremadamente reducido; sin embargo,en el caso de los electrones es todo lo contrario: su recorrido es excepcionalmente grande ya que al estar degenerados existen muy pocos huecos libres en el espacio de momentos y posiciones a los que un electrón pueda ir. La opacidad conductiva es, por ello, muy inferior a la radiativa (kcond=3,8·10-4 20M( , se colapsa en un «agujero negro», objeto en el que el propio espacio se vuelve como sidijésemos, «del revés».
Pero cuando hablamos de supernovas, debemos precisar que no siempre este fenómeno ocurre como consecuencia de la etapa final de la vida de una estrella supergigante. También se da en otras circunstancias estelares. En astrofísica se distinguen dos tipos físicos básicos de supernovas: Supernovas de Tipo I y Supernovas de Tipo II
Para el efecto de estudio el que nos...