¿Cómo colapsa una estrella hasta convertirse en una enana blanca y cuáles son las formas de observar sus propiedades?
Las enanas blancas se encuentran entre las estrellas más débiles del universo. Pero aun así, esta clase de estrellas ha llamado la atención de los astrónomos desde que se observaron las primeras enanas blancas a través de telescopios ópticos a mediados del siglo XIX. Hay dos razones para este interés. En primer lugar, las enanas blancas representan un estado interesante de la materia; en segundo lugar, son el destino final de la mayoría de las estrellas, incluido nuestro Sol. Cuando alcanzan la etapa final de su ciclo de vida, el material fuera del núcleo es expulsado del cuerpo estelar y se extiende hacia afuera para formar una nebulosa, y el núcleo restante se convierte en una enana blanca. Cuando una estrella colapsa en una enana blanca, se desencadena la paradoja de la enana blanca. ¿Cómo debemos entender su principio de funcionamiento a través del "estacionamiento" y qué métodos existen para observar las propiedades de la enana blanca recién formada?
Cómo una estrella colapsa hasta convertirse en una enana blanca
Cuando una estrella experimenta una crisis energética, es cuando la fuente de energía de hidrógeno, básicamente no renovable, de la estrella se agota. , su núcleo comenzará a colapsar, la "capa de hidrógeno" en los bordes del núcleo colapsado también se comprimirá y calentará. Después de la reacción de fusión del hidrógeno, se producirá la fusión del helio en el núcleo, y los científicos llaman al proceso de fusión de tres helios en el que el helio se quema en carbono y oxígeno como la etapa de "gigante roja" de la existencia de la estrella. Aproximadamente 100 millones de años después de la etapa de gigante roja, los recursos energéticos disponibles de todas las estrellas se agotarán y el helio comenzará a fusionarse en carbono, pero a medida que la temperatura cerca del centro continúa aumentando, el carbono también se convierte en otros elementos, y la roja es inestable. También comenzaron a producirse oscilaciones pulsantes fuera de la estrella gigante. Cuando la inestabilidad de la estrella alcance su límite, la gigante roja explotará y la gigante roja agotada será expulsada de las capas exteriores, dejando un núcleo caliente.
Cuando los astrónomos descubrieron estos objetos por primera vez, el núcleo caliente se llamó estrella de tipo Wolf-Rayet. La estrella tenía una temperatura superficial de unos 50.000 grados Celsius y se encontraba en una "órbita rápida" de 6 millones de kilómetros por hora. hora “Su capa exterior hirvió violentamente con el viento. La radiación del planeta calienta la atmósfera de gigante roja, que se mueve lentamente, y forma una compleja y elegante capa en forma de filamento llamada nebulosa planetaria, que parece el círculo de un planeta cuando lo miramos con una pequeña placa de telescopio. Los científicos han utilizado imágenes de rayos X para mostrar millones de grados de nubes de gas comprimidas y calentadas por rápidos vientos estelares. Finalmente, el centro de la estrella colapsará para formar una nueva enana blanca.
La paradoja de las enanas blancas y el principio del "aparcamiento"
Las enanas blancas tienen las características de baja luminosidad, alta densidad y alta temperatura. Se encuentran en la etapa final de estelar. evolución y están cubiertos por una capa de gas hidrógeno y el gas helio está compuesto principalmente de carbono. Aunque según las estadísticas de observación, aproximadamente el 3% de las estrellas del universo son enanas blancas, los análisis y cálculos teóricos creen que el número de enanas blancas debería representar aproximadamente el 10% de todas las estrellas. En cuanto a la velocidad de enfriamiento de una enana blanca, depende básicamente de dos aspectos: primero, cuánta energía térmica se almacena en su interior; segundo, qué tan rápido se pierde la energía del núcleo caliente a través de la capa exterior delgada y opaca. La gravedad superficial de una estrella enana blanca que tiene aproximadamente el mismo tamaño que la Tierra es aproximadamente 180.000 veces mayor que la de la superficie terrestre. En una estrella enana blanca bajo una presión tan alta, ningún objeto ya no existirá, incluso los átomos serán aplastados. y los electrones se separarán de los átomos. El orbital se convierte en un electrón libre.
En el estado de enana blanca, todo el material contenido en la estrella, menos la cantidad expulsada durante la fase de gigante roja, estaría empaquetado en un volumen de una millonésima parte del tamaño de la estrella original. ¡Y con este material, que tiene aproximadamente la misma masa que un automóvil, se pueden fabricar objetos del tamaño de aceitunas! Aproximadamente mil millones de años después de que la estrella colapsara para formar una enana blanca, era una esfera "blanca" de alta temperatura con una temperatura superficial de unos 20.000 grados Celsius. Cuando fueron descubiertas por primera vez, las enanas blancas plantearon una paradoja para los astrónomos. Si una enana blanca no puede producir energía mediante fusión nuclear, ¿cómo puede generar la presión necesaria para evitar un mayor colapso?
Parafraseando a Shakespeare, parece imposible, pero en algún lugar brillan débilmente y recuerdan a los científicos que sus teorías están equivocadas. Esta paradoja no se resolvió hasta que se desarrolló la teoría cuántica de la materia en la década de 1920. La teoría sugiere que en los llamados estados "degenerados" de densidad extremadamente alta, la materia crea un nuevo tipo de presión nunca observada en laboratorios terrestres, porque la teoría cuántica prohíbe que más de un electrón ocupe el mismo estado energético.
Para entender intuitivamente cómo funciona, podemos partir del escenario del estacionamiento: solo se permite un automóvil en cada espacio, y cuando hay muchos espacios abiertos, hay muy poco movimiento en el estacionamiento.
A medida que el coche entra ocasionalmente en el aparcamiento, se detendrá rápidamente, pero cuando el aparcamiento esté lleno, la imagen cambiará. Los coches se mueven de fila en fila, continuamente, mientras el conductor busca espacio. Cada vez que se abre un espacio, la presión aumenta y la materia extremadamente densa es como un estacionamiento abarrotado. Todos los "lugares de estacionamiento" de baja energía están ocupados, por lo que los electrones se ven obligados a pasar a estados de mayor energía, no porque estén calientes, sino porque no hay otro lugar adonde ir. Esto crea una presión electrónica "degenerada", que es una característica de los electrones más que el hecho de que todos los estados de baja energía estén ocupados, y es esta presión la que evita que la enana blanca colapse bajo su propio peso.
¿Cuáles son las formas de observar las propiedades de las enanas blancas?
Utilizando la relatividad y la mecánica cuántica para demostrar la presión degenerada de los electrones, esto es todo lo que los científicos pueden hacer en la actualidad. Pero si la masa de la enana blanca es mayor que 1,4 veces la masa del Sol, que es el llamado límite de Chandrasekhar, entonces seguirá colapsando. En un sistema estelar binario, esto sucede cuando una estrella compañera cercana arroja suficiente material sobre la enana blanca para empujarla más allá del límite de Chandrasekhar. Se cree que el colapso y la explosión resultantes de una estrella enana blanca son la causa de las llamadas supernovas de Tipo Ia. Observar las enanas blancas es difícil porque se enfrían y oscurecen rápidamente.
Cuando son muy jóvenes y calientes, sus superficies producen rayos X y, en casos raros, los telescopios de rayos X pueden proporcionar información valiosa sobre las propiedades de las enanas blancas recién formadas. Afortunadamente, existen otras condiciones posibles que permiten a los astrónomos observar los rayos X de las enanas blancas. Estas oportunidades ocurren, por ejemplo, cuando una enana blanca captura material de una estrella compañera cercana. Cuando el material capturado cae sobre la superficie de la enana blanca, se acelera y gana energía. Cuando esta energía entra en la superficie de una enana blanca, o el gas calentado justo encima de la superficie de una enana blanca alcanza temperaturas de varios millones de grados, el gas caliente brilla intensamente en rayos X. Los científicos pueden analizar cuidadosamente este proceso para revelar la masa de la enana blanca, su velocidad de rotación y la velocidad con la que cae el material sobre ella.
En determinadas circunstancias especiales, el material acumulado en la superficie se vuelve extremadamente caliente y denso, provocando que se produzcan reacciones nucleares. Cuando esto sucede, la estrella enana blanca de repente se vuelve 10.000 veces más brillante cuando sus capas exteriores son arrastradas explosivamente en la llamada explosión de nova. Después de aproximadamente un mes, la emoción termina y el ciclo comienza de nuevo. Puede resultar un poco engañoso pensar en las enanas blancas como estrellas "quemadas" o "muertas", que son más bien transiciones o metamorfosis de una fase a otra. Como lo demuestran las observaciones de rayos X, en las condiciones adecuadas una estrella vieja puede comportarse de manera muy vivaz.