Después de estudiar las entrañas de una estrella, continuamos hoy con la serie La vida privada de las estrellas hablando acerca de uno de los posibles caminos que puede seguir una estrella hacia su “muerte”, y uno de los tipos de “cadáveres estelares” que hay en el Universo: las enanas blancas.
Como dijimos en el artículo acerca de la secuencia principal, todo es relativamente estable y duradero mientras una estrella se encuentra en esa etapa de su vida: el hidrógeno se fusiona en el núcleo, la enorme presión gravitatoria debida a la masa de la estrella se compensa con la presión de la radiación emitida por la fusión, y la estrella brilla durante eones, como está haciendo ahora mismo nuestro Sol.
Sin embargo, esta situación tiene un final: este final llega más pronto o más tarde dependiendo de la masa de la estrella, y puede tener varios caminos y varios resultados diferentes. Hoy vamos a estudiar lo que les sucede a las estrellas más pequeñas de todas las de la secuencia principal.
En primer lugar, como recordarás, cuanto más pequeña es una estrella, más lentamente fusiona hidrógeno. Una enana roja como Proxima Centauri consume hidrógeno tan lentamente en el núcleo que la edad actual del Universo es mucho más pequeña que el tiempo que puede tardar en quedarse “sin combustible”, de modo que, como mencionamos en anteriores artículos de la serie, el Universo es demasiado joven para que hayamos podido observar lo que les sucede a las estrellas más pequeñas cuando consumen su hidrógeno.
Sin embargo, lo que pensamos que les ocurrirá es lo siguiente: al quedarse sin hidrógeno, no hay ninguna presión hacia fuera que compense la presión gravitatoria debida a la masa de la estrella. El astro se comprime y se calienta más y más, haciéndose muy pequeño y muy denso. Como veremos más adelante, las estrellas de un tamaño aceptable (al menos la mitad que el Sol) se calientan tanto en el núcleo que pueden empezar a fusionar hidrógeno de nuevo, luego helio, y alargar un tiempo su final… pero las estrellas más pequeñas no se calientan lo suficiente: la fusión es una cosa del pasado para ellas, cuando se les acaba el hidrógeno del núcleo.
De manera que estas pequeñas estrellas se comprimen mucho… pero mucho, mucho. La presión gravitatoria es tan enorme que la fuerza de repulsión entre cargas del mismo signo es incapaz de detener la compresión, y el plasma que forma estas estrellas es de una densidad difícil de imaginar: las cargas están casi “pegadas” unas a otras.
De hecho, los electrones están tan cerca unos de otros que llega un momento en el que su posición está tan limitada que podría incumplirse el principio de exclusión de Pauli, debido a que muchos electrones traten de ocupar el mismo estado cuántico. Para que esto no ocurra, los electrones empiezan a moverse más rápido, presionando unos contra otros y ejerciendo una presión hacia fuera que compensa la gravitatoria, y deteniendo así el colapso de la estrella (que, si no, se convertiría en un agujero negro).
Dicho de otro modo, por si no estás familiarizado con el principio de exclusión: los electrones están tan apretados que sus posiciones están muy determinadas. Por el principio de incertidumbre de Heisenberg, la velocidad de los electrones está muy poco determinada, es decir, pueden moverse muy rápido, empujando unos contra otros y generando una presión hacia fuera que contrarresta la gravitatoria. Por supuesto, esta explicación es equivalente a la del principio de Pauli, simplemente dicha con otras palabras, pero a veces una de las dos explicaciones es más fácil de entender que la otra.
En cualquier caso, esta presión de los electrones hacia fuera se denomina presión de electrones degenerados, y una vez que los electrones “empujan” hacia fuera con suficiente ímpetu, la estrella deja de comprimirse: tenemos una enana blanca. Pero, como hemos dicho, esto ocurre cuando la estrella es enormemente densa: unos 1.000 kg/cm3, o lo que es lo mismo, un millón de toneladas por metro cúbico, un millón de veces más denso que el Sol (que, por otro lado, no es demasiado denso). De hecho, hay pocas cosas en el Universo más densas que una enana blanca - hablaremos de ellas más adelante en la serie.
Pero lo curioso es que, debido a esto, las enanas blancas tienen una propiedad peculiar: cuanto más masa tiene una enana blanca, más pequeña es. Claro, cuanta más masa, más se comprime hacia dentro, y más hace falta “apretar” los electrones unos contra otros para que la degeneración ejerza una presión equivalente hacia fuera. Como veremos en artículos posteriores, esta curiosa propiedad es la que hace que las enanas blancas demasiado grandes tengan un final catastrófico: puedes comprender que “cuanto más masiva, más pequeña” es una propiedad peligrosísima para una estrella.
De hecho, una enana blanca suficientemente masiva -es decir, muy pequeña- se comprime tantísimo que sus electrones se mueven muy, muy rápido. Tanto que, para estudiar teóricamente su comportamiento, no basta con la mecánica cuántica: hace falta también la relatividad, pues los electrones se agitan a velocidades próximas a la de la luz. Utilizando ambas teorías, el físico indio Subrahmanyan Chandrasekhar calculó la masa máxima que podría tener una enana blanca para que el movimiento de los electrones debido al principio de exclusión pudiera compensar el colapso gravitatorio. El resultado es de unas 1,4 veces la masa de nuestro Sol, denominado límite de Chandrasekhar.
En la siguiente gráfica puedes ver la propiedad que acabo de describir: cuanta más masa, menos volumen. El eje horizontal mide la masa de la enana blanca (comparada con la del Sol), y el vertical el radio de la enana blanca (también comparado con el del Sol). La curva verde es la que se deduce teóricamente sin tener en cuenta los efectos relativistas: como puedes ver, sin relatividad no debería haber ningún límite al tamaño de estas estrellas. Sin embargo, la curva roja tiene en cuenta la relatividad: como ves en ésa, llega un momento en el que los electrones no pueden compensar la presión gravitatoria, porque no pueden moverse a la velocidad de la luz. Observa lo que ocurre alrededor de 1,4 masas solares:
Por eso no hay ninguna enana blanca mayor que 1,4 Soles. ¿Qué sucede si una estrella es más grande que ese límite? ¿Se comprime hasta un radio 0 y desaparece? ¿Qué pasa si una enana blanca, de alguna manera, va ganando masa hasta superar el límite? Responderemos a estas preguntas más adelante en la serie pero, si observas la gráfica y ese final de la curva que tiende a un radio nulo, puedes imaginar que pasan cosas muy, muy violentas y potencialmente muy raras. Pero paciencia, volvamos a una enana blanca “normal”.
¿Qué tenemos entonces, cuando la presión de los electrones degenerados compensa la gravitatoria? Un objeto extraordinariamente denso, con la masa de una estrella normal pero que ocupa más o menos lo que la Tierra, y en el que se ha detenido la fusión y no hay ningún tipo de producción de energía. Pero, por otro lado, recuerda que según se va comprimiendo, la estrella “sin combustible” se ha ido calentando más y más. Una enana blanca recién formada está muy caliente: su superficie puede llegar a los 150.000 K, y tiene un color azul blanquecino.
Sirio B, una enana blanca, es la minúscula estrella de la parte inferior izquierda. La estrella grande es Sirio A, una estrella de secuencia principal.
Sin embargo, las enanas blancas -incluso las recién formadas- no brillan mucho. Sí, pueden estar muy calientes, pero son minúsculas: aunque la radiación que emite cada metro cuadrado de su superficie es mucha, la superficie total de la estrella es muy pequeña. De modo que la cantidad de radiación que pueden emitir es ínfima, y por eso tardamos mucho tiempo en descubrir las primeras (la primera, 40 Eridani B, fue observada por Herschel en 1783, aunque por supuesto no se conocía su naturaleza).
Y en ese brillo tenue está la clave de la supervivencia de las enanas blancas: no hay nada que siga produciendo energía en su interior, de modo que son “brasas” en el espacio, que brillan y se van enfriando lentamente. Pero, al ser tan pequeñas y emitir tan poca radiación se enfrian muy lentamente. Claro, cuanto más fría está, menos brilla y más lentamente se enfría, de modo que aún no sabemos qué ocurre exactamente cuando una está muy fría: la temperatura más baja observada en la superficie de una enana blanca hasta ahora es de algo menos de 4.000 K. ¡Aún no ha dado tiempo de que ninguna se enfríe más!
Sin embargo, una enana blanca vieja está suficientemente fría como para que los electrones se asocien a protones y neutrones y se formen átomos verdaderos, no plasma. De hecho, se piensa que las más frías cristalizan y son, en menor o mayor medida, sólidos cristalinos. Esta teoría fue propuesta por primera vez en los años 60, y las observaciones más recientes de algunas enanas blancas antiguas sugieren que esta cristalización es una realidad.
Pero, aunque no hayamos visto lo que ocurre a largo plazo, estamos bastante seguros de lo que ocurrirá: la enana blanca se va enfriando. De azulada pasará a amarilla, luego a roja, y luego emitirá únicamente hasta el infrarrojo. Eventualmente su temperatura se igualará con la de la radiación de fondo del Universo. Lo que se tiene entonces es una enana negra, una bola de materia fría y apagada que permanece inalterada para siempre en el espacio.
Por supuesto, eso es lo que ocurre si la enana blanca no está cerca de nada que interactúe con ella: como estudiaremos más adelante, si la enana blanca tiene una compañera de la que absorber material, puede ir creciendo más y más hasta que la presión de los electrones degenerados no sea capaz de compensar la presión gravitatoria, y entonces ocurren cosas mucho más violentas que la lenta extinción de una enana negra… pero paciencia.
Una aclaración importante, aunque sea repetitiva: en esta entrada hemos estudiado cómo una estrella pequeña se convierte en una enana blanca, pero esto no quiere decir que todas las enanas blancas sean pequeñas - hemos visto que son posibles hasta 1,4 masas solares. Como veremos en el siguiente artículo de la serie, es posible que una estrella como nuestro Sol o mayor acabe siendo una enana blanca por un camino diferente del que hemos descrito aquí.
Hemos preferido empezar a hablar de enanas blancas de este modo porque es el proceso más fácil de entender y menos violento. En la próxima entrada hablaremos de otro camino diferente hacia este tipo de estrellas: las gigantes rojas.