Raúl González me mandó la siguiente pregunta a jordipereyra@cienciadesofa.com: «¿cómo puede una enana blanca tener una temperatura mayor que la superficie del sol, si estas estrellas ya no producen su propia energía? ¿De dónde procede semejante calor?»
He mencionado por encima las estrellas enanas blancas en otras entradas (como esta y esta otra) pero, para entender de dónde sale el calor que las hace brillar, primero tendremos que ver cómo se forman estos curiosos objetos.
«Primero tendré que irme por las ramas», querrás decir.
Exactamente. Pero es un mal necesario, voz cursiva.
Como sabéis, las estrellas brillan gracias a la energía liberada por las reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en sus núcleos, donde las condiciones extremas de calor y presión obligan a los átomos de hidrógeno a unirse entre ellos, formando un elemento más pesado, el helio, y emitiendo los rayos gamma que calientan la masa de la estrella hasta la incandescencia.
(Fuente)
En el caso del sol, por ejemplo, los 15.000.000ºC que reinan en su núcleo se traducen en una temperatura superficial de unos 6.000ºC… Que puede parecer muy baja en comparación, pero hay que tener en cuenta que el calor del núcleo se tiene que repartir por todo el volumen de nuestra estrella, que básicamente es una bola de gas de 1,4 millones de kilómetros de diámetro.
Pero, como bien ha señalado Raúl, la superficie de una enana blanca puede alcanzar temperaturas muy superiores a la de cualquier estrella convencional sin que en su interior exista ningún tipo de mecanismo que produzca energía.
Pues ya me dirás tú qué clase de estrella rara no produce su propio calor.
Bueno, es que, para empezar, las enanas blancas no son estrellas propiamente dichas, sino los restos de otras estrellas que han agotado su combustible.
¡¿Entonces por qué brillan, si no tienen combustible?!
Vale, espera, voz cursiva, vayamos por partes. Veamos primero cómo se forman estos curiosos objetos.
A lo largo de la infancia de una estrella, la gravedad va arrastrando el helio que produce la fusión del hidrógeno hacia las profundidades del núcleo, ya que el helio es ligeramente más denso. Pero las condiciones necesarias para fusionar el helio en elementos más pesados y, por tanto, producir energía a partir de él, superan con creces a las que puede producir la masa de una estrella de tamaño medio como nuestro sol. Por tanto, cuando se acumula demasiado helio en su núcleo de una estrella mediana, las reacciones de fusión no pueden continuar.
Este detalle es importante porque las estrellas se mantienen estables mientras el empuje de las reacciones de fusión que tienen lugar en el núcleo contrarreste la fuerza compresiva de la gravedad. O sea que, cuando el helio acumulado en el núcleo «ahoga» la fusión del hidrógeno, la fuerza que mantiene a raya la gravedad desaparece y todo el peso de la estrella cae sobre él, comprimiéndolo.
Pero, por suerte, la contracción hace que aparezca una nueva región de altas presiones y temperaturas alrededor del núcleo en la que la fusión del hidrógeno sí se puede sostener, de modo que la estrella vuelve a producir energía en seguida.
Después de este contratiempo la estrella empieza a generar más energía que antes, ya que esta nueva capa tiene un volumen mayor que el núcleo original y, por tanto, se fusiona más material en él. Como resultado, las nuevas reacciones, ahora más intensas que antes, empujan hacia afuera el gas que las rodea y la estrella se empieza a expandir.
Pero aquí no acaba la historia: la estrella seguirá produciendo y acumulando helio, por lo que esta nueva capa también dejará de ser capaz de fusionar hidrógeno en algún momento. Como resultado, el proceso de contracción del núcleo se repetirá varias veces mientras las reacciones de fusión del hidrógeno se vuelven cada vez más violentas.
Vistas desde la Tierra, las estrellas que están pasando por este proceso empiezan a manifestar cambios de brillo cíclicos que coinciden con estos periodos de contracción, lo que en un gráfico tiene este aspecto:
(Fuente)
Por otro lado, mientras se expanden, la superficie de estas estrellas se va enfriando. Por poner un ejemplo, la temperatura superficial de una estrella con una masa parecida a la del sol puede bajar desde unos 6.000ºC hasta 2.000ºC o 3.000ºC durante esta fase de su vida.
¿Pero cómo se va a enfriar si la estrella produce más energía que antes? ¡Esta entrada está llena de contradicciones!
Porque, a medida que la estrella se expande, la energía que produce su núcleo tiene que repartirse a lo largo de un área cada vez mayor. Como llega menos calor a cada región de la superficie, su temperatura disminuye y, como resultado, la luz que emite adopta una longitud de onda más larga… O un color más rojizo, que es lo mismo. De ahí que a las estrellas que se encuentran en esta fase de su vida se les llame gigantes rojas.
Los diferentes tipos de estrellas, catalogados en función de su temperatura y su luminosidad. (Fuente)
Pero el bucle de las capas de fusión no dura para siempre porque, tarde o temprano, todo el hidrógeno que rodea el núcleo se habrá convertido en helio. Cuando esto ocurre, las reacciones de fusión de este elemento se vuelven a detener y la gravedad tiene vía libre para comprimir el núcleo aun más. Pero, esta vez, el resultado es un poco diferente.
Como no hay una capa nueva de hidrógeno que se encienda para oponerse al colapso, la gravedad comprime tanto el núcleo de la gigante roja que su temperatura se dispara hasta los 100 o 200 millones de grados centígrados, suficiente como para que los átomos de helio se fusionen para formar carbono y oxígeno, un proceso que libera aún más energía que los anteriores.
Mientras todo esto ocurre, la estrella se puede llegar a expandirse hasta alcanzar un tamaño 200 veces mayor a su diámetro original. Como dato adicional, a nuestro querido sol también le aguarda este destino: como buena estrella mediana que es, terminará hinchándose y (probablemente) engullendo la Tierra dentro de unos 5.000 millones de años.
Las reacciones de fusión del helio continuarán hasta que las reservas de este elemento se agoten y, mientras esto ocurra, las capas externas de la estrella seguirán desparramándose por el espacio, formando una nebulosa planetaria, una masa de gas que, vista a través de un telescopio desde la Tierra, parece el disco de un planeta (de ahí su nombre).
Algo de este estilo.
¿Y qué ese ese punto blanco que hay en medio de la nube de gas?
Eso es precisamente la parte que nos interesa.
Cuando todo el helio se ha convertido en carbono y oxígeno, entonces ya no queda nada que el núcleo de una estrella mediana pueda fusionar para producir energía. Llegados a este punto, la gravedad termina de comprimir lo que queda de él hasta convertirlo en un objeto del tamaño de un planeta que emite un brillo blanquecino. El objeto extremadamente compacto resultante, el punto brillante que queda en medio de una nebulosa planetaria, es una enana blanca.
En esta otra imagen se puede ver la enana blanca que acompaña a Sirio, la estrella más brillante del firmamento. (Fuente)
Espera, espera, ¿Cómo puede el núcleo de una estrella comprimirse hasta formar algo tan pequeño como un planeta?
Buena observación, voz cursiva. Sin la fusión nuclear de por medio, el núcleo de una gigante roja se contrae hasta que aparece una nueva fuerza a la que la gravedad no se pueda sobreponer. Esa fuerza es la resistencia que ofrecen los átomos que contiene, que no se pueden acercar tanto como para que dos electrones ocupen el mismo estado (el llamado principio de exclusión de Pauli).
Como resultado, las órbitas de los electrones están tan comprimidas en el interior de una enana blanca que la densidad del material que la compone es del orden de 1.000 millones de kilos por metro cúbico, muchísimo mayor que la de la materia ordinaria. Esto se debe, básicamente, a que una enana blanca contiene muchos más átomos de los que cabrían en su mismo volumen en condiciones normales, vaya.
No tan exagerado, pero por ahí van los tiros.
Y, atención, que aquí viene lo importante: igual que la materia que componía el núcleo de la estrella no desaparece al comprimirse, sino que se compacta para formar un objeto más denso, parte del calor que estaba contenido en el núcleo en el momento de su colapso también queda retenido en la enana blanca.
Técnicamente, esa es la respuesta que quería Raúl, pero vamos a añadir algunos datos, porque la cosa aún queda un poco coja.
La estrella enana blanca más caliente que se ha detectado hasta la fecha tiene una temperatura superficial de unos 250.000ºC, aunque se cree que pudo haber alcanzado un pico máximo de 400.000ºC hace alrededor de 1.000 años. Una cifra impresionante, pero temporal, porque, como estos objetos no tienen manera de producir su propia energía, las enanas blancas empiezan a irradiar su calor desde el momento de su formación… Y lo hacen emitiendo rayos X, ultravioleta, luz visible o infrarrojos, dependiendo de la temperatura a la que se encuentren en un momento dado.
Por otro lado, debido a su reducido tamaño, las enanas blancas sólo pueden emitir energía a través de una superficie minúscula, así que estos objetos pierden el calor retenido durante su formación muy, muy, muy despacio.
Bueno, tampoco será para tanto.
No exagero, voz cursiva: las enanas blancas más frías que se han descubierto tienen una temperatura superficial que ronda los 2.000ºC. Teniendo en cuenta el ritmo al que irradian calor en función de su masa se ha calculado que, para alcanzar esa temperatura, estos objetos se han tenido enfriar durante 11.000 o 12.000 millones de años.Y, aun así, a día de hoy siguen lo suficientemente calientes como para emitir luz visible.
En realidad, sin una fuente de energía propia, las enanas blancas están condenadas a seguir enfriándose hasta que su temperatura se equilibre con la del espacio que las rodea, que se encuentra a unos -273ºC. De hecho, cuando estos cadáveres estelares se han enfriado tanto que ya no emiten una cantidad detectable de radiación electromagnética, se dice que se han convertido en una enana negra.
Esta clase de objetos sería muy difícil de detectar a través de la radiación que emiten, así que habría que deducir su presencia a través de sus efectos gravitatorios sobre otros cuerpos.
¿Y se ha encontrado alguna?
No. Y, de hecho, nadie espera encontrar ninguna de momento porque los modelos actuales sugieren que una enana blanca con una masa similar a la del sol tardaría (como mínimo) unos 1.000 billones de años en enfriarse hasta los -268ºC, así que el universo aún es demasiado joven como para que alguna de las enanas blancas que contiene se haya enfriado hasta convertirse en una enana negra.
Así que, nada, hasta aquí la entrada de hoy. Espero no haber mareado demasiado a Raúl yéndome por las ramas.
Dicho todo esto…
17 comments
Pregunta estupida, ¿que ocurrira si una enana blanca se acercase suficientemente a un agujero negro? Me pica la curiosidad.
Si te refieres a que sobrepasa el horizonte de sucesos, no se puede saber. Si te refieres que se acerca próximo al horizonte de sucesos, pues que se vería atraído por el agujero negro hasta sobrepasar el horizonte de sucesos.
[…] ¿De dónde procede el calor de las estrellas enanas blancas? […]
Copio-pego de tu texto: «terminará hinchándose y (probablemente) engullendo la Tierra dentro de unos 5.000 millones de millones de años.»
Creo que se te ha colado un millones de mas, 5.000 millones sería lo correcto.
Muy buen artículo, en la linea de lo que nos tienes acostumbrados. Un saludo
Una reflexion muy tonta…
Una enana blanca podria enfriarse hasta rangos dentro de la zona de habitabilidad, al estar una enana blanca compuesta por oxigeno, hidrogeno, carbono…
se podria llegar a crear vida superdensa?
Te intento contestar desde mi ignorancia:
El concepto «zona de habitabilidad» se refiere a que un planeta esté ubicado en un margen determinado que asegure condiciones de habitabilidad (no sólo la temperatura) tomando como punto de referencia de la estrella a la que orbita.
Si no me equivoco, tu intención es preguntar qué pasaría si la enana blanca se enfría hasta el punto de tener la temperatura de un planeta como la tierra, ¿sería habitable? Depende, entre otros muchos factores, de si la enana blanca está en la zona de habitabilidad de la estrella a la que orbita. Y no se la probabilidad que hay de que una enana blanca orbite a otra estrella en zona de habitabilidad.
Por otro lado, que la enana blanca esté compuesta por oxígeno, hidrógeno y carbono no significa que fuera habitable incluso si está en zona de habitabilidad y tiene temperatura de habitabilidad. Que haya presencia de compuestos simples, no asegura la habitabilidad de un planeta porque es necesaria la presencia de compuestos en estados diversos como líquido y gaseosos.
Espero no haber escrito ninguna inexactitud.
Se te pasó la gravedad
Jordi, muchas felicidades por tu blog! Es fenomenal que gracias a gente como tú Internet se llene de contenidos de divulgación científica. Enhorabuena!
Excelente!!!!
La moraleja es que nunca le pongas una cucharadita de enana blanca a tu café, te puede caer pesado.
Loe que pagaría por ver un cubo de 1 cm3 tan denso como una enana blanca caerse al suelo…
Interesante artículo, por cierto. Un saludo!
Ese cubito no caeria al suelo, el suelo caeria al cubito.
hola, felicidades por el Block,… Y llegados al éste punto tan interesante de formación de las enanas blancas, podrías seguir un poco más hasta la formación de los agujeros negros? gracias y saludos.
Gracias por el trabajo realizado, la información recopilada y expuesta es amena y sumamente interesante. Enhorabuena!
cual es la diferencia entre una enana blanca y una estrella de neutrones si las dos estan extremadamente comprimidas?
Las estrellas de neutrones son muchísimo mas densas aun. Piensa que una enana blanca puede tener la masa de casi la mitad del Sol en el tamaño de la Tierra, 12.000 kilometros, y una estrella de neutrones puede llegar a tener la masa de 2 soles (!!) en una esfera de 12 kilometros (!!!!)
En la enana blanca los electrones están ligados a los átomos de manera que se puede aplicar el principio de exclusión de Pauli?