¿Qué son las enanas blancas y las enanas negras?
La Enana Blanca es una estrella de baja luminosidad, alta densidad y alta temperatura. Debido a su color blanco y tamaño relativamente pequeño, fue nombrada enana blanca. Las enanas blancas son un tipo muy especial de cuerpo celeste. Son de tamaño pequeño y de bajo brillo, pero de gran masa y extremadamente densas. Por ejemplo, la estrella compañera de Sirio (fue la primera estrella enana blanca descubierta) no es mucho más grande que la Tierra, ¡pero su masa es aproximadamente la misma que la del Sol! En otras palabras, su densidad es de unos 10 millones de toneladas/metro cúbico.
Basándose en el radio y la masa de la enana blanca, se puede calcular que su gravedad superficial es igual a entre 10 millones y mil millones de veces la de la superficie terrestre. Bajo una presión tan alta, ningún objeto deja de existir, e incluso los átomos quedan aplastados: los electrones se separan de las órbitas atómicas y se convierten en electrones libres.
Una enana blanca es una estrella en etapa tardía. Según la moderna teoría de la evolución estelar, las enanas blancas se forman en el centro de las estrellas gigantes rojas. Cuando la región exterior de la gigante roja se expande rápidamente, el núcleo de helio se contrae fuertemente hacia adentro debido a la fuerza de reacción. El material comprimido continúa calentándose. Finalmente, la temperatura del núcleo superará los 100 millones de grados y el helio comienza a fusionarse en carbono.
Después de millones de años, el núcleo de helio se ha quemado y ahora la estructura de la estrella no es tan simple: la capa exterior sigue siendo una mezcla compuesta principalmente de hidrógeno y debajo hay una capa de helio; También hay una bola de carbono enterrada dentro de la capa de helio. El proceso de reacción nuclear se vuelve más complejo y la temperatura cerca del centro continúa aumentando, lo que eventualmente convierte el carbono en otros elementos.
Al mismo tiempo, comenzaron a producirse oscilaciones pulsantes inestables fuera de la gigante roja: el radio de la estrella a veces aumentaba y otras disminuía, y la estrella estable de la secuencia principal se convertía en una enorme bola de fuego extremadamente inestable dentro de la gigante roja. bola de fuego También se vuelve cada vez más inestable, a veces fuerte y a veces débil. En este momento, la densidad del núcleo de la estrella ha aumentado a unas diez toneladas por centímetro cúbico. Podemos decir que en este momento ha nacido una estrella enana blanca dentro de la gigante roja.
Relacionadas con las enanas blancas
Las enanas blancas son estrellas que han evolucionado hasta sus etapas posteriores. En las últimas etapas de la evolución estelar, se expulsa una gran cantidad de material. Después de una gran pérdida de masa, si la masa del núcleo restante es inferior a 1,44 masas solares, la estrella puede evolucionar hasta convertirse en una enana blanca. En cuanto a la formación de enanas blancas, algunas personas también creen que las predecesoras de las enanas blancas pueden ser las nebulosas planetarias (un material en forma de anillo o de disco en el universo compuesto de gas de alta temperatura, una pequeña cantidad de polvo, etc. y generalmente hay una estrella de muy alta temperatura en su centro ──La estrella central), su energía nuclear se ha agotado básicamente y toda la estrella comienza a enfriarse y cristalizarse lentamente hasta que finalmente "muere".
Las enanas blancas, también llamadas enanas degeneradas, son pequeñas estrellas compuestas de materia degenerada por electrones. Su densidad es extremadamente alta. Una estrella enana blanca con una masa similar a la del Sol tiene sólo el tamaño de la Tierra. Su débil luminosidad proviene de la energía térmica almacenada en el pasado. Alrededor del 6% de las estrellas conocidas en la vecindad solar son enanas blancas. Esta enana blanca inusualmente débil fue notada por Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering y William Fleming alrededor de 1910 [3], p. 1 El nombre de la enana blanca lo tomó William Ruyden en 1922. Las enanas blancas se consideran el producto final de la etapa evolutiva de las estrellas de baja masa, y el 97% de las estrellas de nuestra galaxia entran en esta categoría. ,
Después de que las estrellas de masa media a baja hayan completado la reacción de fusión de hidrógeno en la etapa de secuencia principal de sus vidas, experimentarán la fusión de helio en el núcleo, quemando helio en carbono y oxígeno en el 3 -Proceso del helio y se expandió hasta convertirse en una estrella gigante roja. Si una estrella gigante roja no tiene suficiente masa para generar temperaturas más altas que permiten que el carbono se queme, el carbono y el oxígeno se acumularán en el núcleo. Después de expulsar las capas exteriores de gas para convertirse en una nebulosa planetaria, sólo queda el núcleo, y este remanente eventualmente se convertirá en una enana blanca. Por tanto, las enanas blancas suelen estar compuestas de carbono y oxígeno. Pero también es posible que la temperatura del núcleo pueda alcanzar una temperatura alta que queme carbono pero aún no sea lo suficientemente alta como para quemar neón. En este momento, se puede formar una estrella enana blanca con un núcleo compuesto de oxígeno, neón y magnesio. . Asimismo, algunas enanas blancas compuestas de helio son causadas por la pérdida de masa de las estrellas binarias.
Ya no hay material dentro de la enana blanca para reacciones de fusión nuclear, por lo que la estrella ya no produce energía, ni utiliza el calor de la fusión nuclear para resistir el colapso gravitacional que se produce por temperaturas extremadamente altas; Materia de densidad Presión de degeneración electrónica para soportar. En física, para una estrella enana blanca sin rotación, la masa máxima que puede soportar la presión de degeneración electrónica es 1,4 veces la masa del sol, que es el límite de Chandrasekhar.
Muchas enanas blancas de carbono y oxígeno tienen masas cercanas a este límite, a menudo mediante transferencia de masa desde una estrella compañera, y pueden explotar como una supernova de Tipo Ia mediante un proceso conocido como detonación de carbono.
La temperatura cuando se forma la enana blanca es muy alta, pero al no haber fuente de energía, poco a poco irá liberando su calor y poco a poco se irá enfriando (la temperatura disminuye), lo que significa que su radiación se reducirá. El cambio desde las altas temperaturas de color iniciales disminuye gradualmente con el tiempo y se vuelve rojo. Durante un largo período de tiempo, la temperatura de la enana blanca se enfriará hasta el punto en que la luminosidad ya no será visible y se convertirá en una enana negra fría. Sin embargo, el universo actual es todavía demasiado joven (tiene aproximadamente 13.700 millones de años). Incluso las enanas blancas más antiguas todavía irradian temperaturas de miles de grados K, y es imposible que existan todavía enanas negras.