Enanas blancas (WD)

Comparación de tamaños entre la enana blanca IK Pegasi B (centro abajo), su compañera de clase espectral A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura en la superficie de 35.500 K.


Autor: Santiago Ventura (astrofísico)
 
Tal como explicábamos en el post sobre Nebulosas Planetarias, las estrellas de masas iniciales entre 0.8 – 8 M_{ꙩ ( masas solares)} , pasarán por un estadio de Gigante Roja para dar lugar a una Enana Blanca (WD- White Dwarf) cuya estructura se soportará en último término por la degeneración de sus electrones. En 1930, el jovencísimo científico de origen indio Subrahmanyan Chandrasekhar, nacido en Lahore 19 años antes -entonces colonia británica- calculó cuál era el límite máximo que la masa de la WD resultante sería capaz de soportar gracias a la degeneración de sus electrones. 

Sus cálculos concluyeron que 1.44 M_ꙩ era ese límite: por encima de este límite, la estrella colapsaría. Pero, ¿qué ocurriría entonces? Vencida la resistencia de la degeneración de electrones, la WD seguiría contrayéndose hasta que una nueva oposición lo impidiese. Si la masa de la WD es inferior a 2.20 M_ꙩ (límite TOV - de Tolman-Oppenheimer-Volkoff), esa nueva oposición la ejercerán ahora los neutrones, también fermiones en degeneración, que habrán surgido de la combinación por presión de protones y electrones libres: p⁺ + e^-  →  n  + v_e (protón + electrón da lugar a neutrón + neutrino). 

Para que se llegue a este estadio, la estrella inicial debe ser supermasiva y el desenlace en estrella de neutrones (NS) se verá acompañado de una terrible eyección de materia al exterior en forma de Supernova, de forma análoga a cómo ocurria con las Nebulosas Planetarias pero esta vez explosivamente, de forma prácticamente instantanea. De las estrellas de neutrones y de las Supernovas nos ocuparemos en otros posts.

 El límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible de una estrella de tipo enana blanca. Si se supera este límite la estrella colapsará para convertirse en un agujero negro o en una estrella de neutrones (la mayoría de veces, en este último astro). Su valor fue calculado en 1930 por el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, cuando tenía solamente 19 años.