Estrellas enanas blancas, azules y rojas

Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo.



Las enanas blancas están compuestas por átomos en estado de plasma; como en su núcleo ya no se producen reacciones termonucleares, la estrella no tiene ninguna fuente de energía que equilibre el colapso gravitatorio, por lo que la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma debido a su propio peso. La distancia entre los átomos en el seno de la misma disminuye radicalmente, por lo que los electrones tienen menos espacio para moverse (en otras palabras, la densidad aumenta mucho, hasta órdenes de 106 g/cm3, varias toneladas por centímetro cúbico). A estas densidades entran en juego el principio de indeterminación de Heisenberg y el principio de exclusión de Pauli para los electrones, quienes se ven obligados a moverse a muy altas velocidades, generando la llamada presión de degeneración electrónica, que es la que efectivamente se opone al colapso de la estrella. Esta presión de degeneración electrónica es un fenómeno radicalmente diferente de la presión térmica, que es la que generalmente mantiene a las «estrellas normales». Las densidades mencionadas son tan enormes que una masa similar a la del Sol cabría en un volumen como el de la Tierra, y sólamente son superadas por las densidades de las estrellas de neutrones y de los agujeros negros. Las enanas blancas emiten solamente energía térmica almacenada, y por ello tienen luminosidades muy débiles.3

Las estrellas de masa baja e intermedia (masas menores que 8-10 masas solares), al acabar la fusión del hidrógeno durante su vida en la secuencia principal, se expanden como gigantes rojas, y proceden a fusionar helio en carbono y oxígeno en su núcleo. Si la gigante roja no posee suficiente temperatura como para luego fusionar a su vez el carbono y el oxígeno, su núcleo se comprime por la gravedad y su envoltura es expulsada en una serie de pulsos térmicos durante la fase de gigante en la rama asintótica, produciendo así una nebulosa planetaria que envuelve un remanente estelar: la enana blanca.4

El 99% de las enanas blancas está constituido básicamente por carbono y oxígeno, que son los residuos de la fusión del helio. Sin embargo, sobre la superficie hay una capa de hidrógeno y helio prensados y parcialmente degenerados, que forman la atmósfera de la enana blanca. Sólo unas pocas están formadas íntegramente por helio5 6 al no haber llegado a quemarlo, o por oxígeno, neón y magnesio,7 productos del quemado nuclear (fusión) del carbono.

Recién formadas, las enanas blancas poseen temperaturas muy altas, pero al no producir energía, se van enfriando gradualmente. En teoría, las enanas blancas se enfriarán con el tiempo hasta que ya no emitan radiación detectable, para entonces convertirse en enanas negras.4 Sin embargo, el proceso de enfriamiento es tan lento, que la edad del universo desde el Big Bang es demasiado corta para albergar, en este momento, a una de estas enanas negras. De hecho, las enanas blancas más frías que se conocen poseen temperaturas de varios miles de K.8 3 El término enana blanca fue acuñado por Willem Luyten en 1922,9 aunque el nombre más apropiado para objetos de esta naturaleza es el de estrellas degeneradas.





Las estrellas rezagadas azules (blue stragglers en inglés) son estrellas que aparentan una edad menor que la del sistema estelar al que pertenecen, si se supone que se formaron junto con él. En los diagramas de Hertzprung-Russell observados de, por ejemplo, cúmulos estelares, aparecen separadas y como prolongando la secuencia principal del cúmulo, cuando estrellas en esta posición ya deberían haber evolucionado fuera de ese lugar, según la teoría estándar de la evolución estelar. Fueron por primera vez identificadas por Allan Sandage en el cúmulo globular M3, 1 y desde entonces se las ha observado en numerosos otros cúmulos globulares, cúmulos abiertos, galaxias enanas y en el disco de nuestra Galaxia.

El color de una estrella es un indicador de su masa y temperatura, siendo las azules más calientes que las rojas. Cuanta más masa tiene una estrella, más rápidamente consume su hidrógeno, de modo que es de esperar que una gigante azul tarde menos tiempo que una enana roja en abandonar la secuencia principal. Por ello, cuando se observa el diagrama HR de un cúmulo globular, en el que las estrellas que lo integran se han formado al mismo tiempo, lo normal sería ver una transición ordenada de unas fases a otras; las estrellas cromáticamente por encima de un cierto nivel de azul (conocido como «punto de desviación» o turnoff point en inglés) ya habrán abandonado la secuencia principal, enrojeciéndose y aumentando su tamaño, mientras que aquellas, más rojas y pequeñas, aún seguirán en ella. Determinar el punto de desviación puede servir para hacer dataciones de la edad de un cúmulo.




Pero, es bastante normal observar que varias estrellas de un cúmulo que se encuentren en la secuencia principal, hayan sobrepasado el punto de desviación. A este tipo de estrellas se las conoce como rezagadas azules. El nombre hace referencia al hecho que tales estrellas parecen haberse retrasado en su transformación a gigantes rojas. La explicación más probable de este fenómeno es que estos astros anómalos son el resultado de colisiones estelares u otro tipo de fenómenos que comporten algún tipo de transferencia de masa entre estrellas como aproximaciones muy cercanas entre ellas. Este tipo de hechos podría rejuvenecerlas situándolas en una posición extraña del diagrama HR del cúmulo. De este modo, una estrella roja, fría y en cierto modo vieja, puede obtener masa extra de otra que pase cerca o que choque contra ella y hacerse más azul. Ocurre que, según cálculos estadísticos, las aproximaciones, ya no digamos las colisiones o pasos cercanos, entre estrellas son muy improbables por no decir imposibles incluso cerca del núcleo galáctico. Pero las cosas cambian en los cúmulos globulares donde se encuentran los apiñamientos de estrellas de mayor densidad. Aquí las leyes de la probabilidad juegan de forma diferente y tales fenómenos pasan a ser una posibilidad cierta aunque baja: de este modo, por ejemplo, en el cúmulo globular M13 sólo existe una (Ludendorff 222), un astro muy azul de la 13.13 magnitud en banda V.





una enana roja es una estrella pequeña y relativamente fría de la secuencia principal, ya sea de tipo espectral K tardío o M. Este tipo forma la mayor parte de las estrellas, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a una tercera parte de los del Sol (por debajo de 0,08 masas solares se denominan enanas marrones) y una temperatura superficial de menos de 3.500 K.



Las enanas rojas son estrellas de muy baja masa, inferior al 40% de la masa del Sol.1 Su temperatura interior es relativamente baja y la energía se genera a un ritmo lento por la fusión nuclear de hidrógeno en helio a través de la cadena protón-protón (pp). Por consiguiente, estas estrellas emiten poca luz, con una luminosidad que en algunos casos apenas alcanza 1/10.000 de la luminosidad solar. Incluso la enana roja más grande tiene sólo un 10% de la luminosidad del Sol.2

En general, en las enanas rojas el transporte de energía desde el interior a la superficie tiene lugar por convección. Esto ocurre porque la radiación es muy difícil debido a la opacidad del interior, que tiene una densidad relativamente alta comparada con la temperatura y es más difícil para los fotones viajar hacia la superficie, de modo que la convección resulta ser un proceso más eficiente para la transmisión de la energía.3

Al ser las enanas rojas totalmente convectivas, el helio no se acumula en el núcleo y, en comparación con estrellas más grandes, como el Sol, pueden quemar una proporción más grande de su hidrógeno antes de abandonar la secuencia principal. El resultado es que la vida estimada de las enanas rojas supera la edad estimada del Universo, posiblemente de 200.000 millones a varios billones de años, por lo que las estrellas con menos de 0,8 masas solares no han tenido tiempo de dejar la secuencia principal. Las enanas rojas de menor masa tienen vidas aún más largas, lo que implica que su evolución ha de estudiarse mediante modelos matemáticos al no disponer de suficientes datos por observación.

Tales modelos sugieren que la masa mínima de las estrellas que pueden convertirse en gigantes rojas es de 0,25 masas solares; las de masa inferior aumentan su temperatura superficial -y por tanto su luminosidad- sin aumentar su tamaño, convirtiéndose en enanas azules, y de ahí finalmente en enanas blancas. Este proceso es muy lento y tanto más cuanto menor sea la masa de la estrella, estimándose que, por ejemplo, una de 0,25 masas solares permanece un billón de años en la secuencia principal, y las menores existentes en la actualidad, de 0,08 masas solares, 12 billones de años.