Enana Blanca

Cuando se completa el proceso triple-alfa en una estrella gigante roja, los remanentes de las estrellas de menos de 4 masas solares, no tienen energía suficiente para encender el proceso de fusión de carbono. Ellas colapsan, moviéndose hacia abajo y a la izquierda de la secuencia principal, hasta que su colapso es detenido por la presión resultante de la degeneración de electrones. Un ejemplo interesante de una enana blanca es Sirio-B, que se muestra abajo, comparándose con el tamaño de la Tierra. El Sol se espera que siga el patrón indicado para la etapa de la enana blanca.

1 cucharadita de te de una enana blanca pesaría 5 toneladas. Una enana blanca con una masa solar sería aproximadamente del tamaño de la Tierra.


A la izquierda puede haber una futura enana blanca en la Nebulosa Helix. A la derecha está la enana blanca caliente NGC2440. Ambas están rodeadas por los "capullos" del gas que expulsaron en su colapso hacia la etapa de enana blanca.
Ejemplo de Sirio-B
Enanas blancas en el cúmulo globular M4
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Referencia
Pasachoff
p210
 
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Sirio-B

La enana blanca Sirio-B no fue vista hasta 1862, pero fue predicha en 1844 por el movimiento de Sirio-A. El espectro de cuerpo negro de Sirius-B tienen su máximo a 110 nm, correspondiente a una temperatura de 26.000 K. A partir de la magnitud absoluta conocida, el radio se calcula en sólo 4200 km. Más pequeña que la Tierra, es casi tan masiva como el Sol.

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Referencia
Pasachoff
p212
 
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La Degeneración de Electrones

La degeneración de electrones es una aplicación estelar del principio de exclusión de Pauli, al igual que la degeneración de neutrones. Dos electrones no pueden ocupar estados idénticos, incluso bajo la presión de una estrella de varias masas solares colapsando. Para masas estelares menores de aproximadamente 1,44 masas solares, la energía del colapso gravitacional no es suficiente para producir los neutrones de una estrella de neutrones, por lo que se detiene el colapso por degeneración de electrones para formar enanas blancas. Esta masa máxima de una enana blanca se llama límite de Chandrasekhar. A medida que la estrella se contrae, todos los más bajos niveles de energía de los electrones están llenos y los electrones son forzadas a niveles de energía más altos, llenando los niveles de energías inferiores desocupados. Esto crea una presión efectiva que previene un colapso gravitacional adicional.

Sirio-B ofrece un ejemplo del tamaño de una enana blanca. La degeneración electrónica detiene el colapso de la estrella en la etapa de enana blanca. Aunque comparable en masa al Sol, en su etapa de enana blanca es más pequeña que la Tierra.

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Black hole concepts
 
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Sirio-A

La estrella Sirio, llamada Sirio-A, es tal vez la más notable para el estudio de la "compañera de Sirio" o Sirio-B, que fue el primer ejemplo de una estrella enana blanca a estudiar. Sirio es en sí misma una de las estrellas más brillantes del cielo, estando a sólo 8,6 años luz de distancia de nosotros.

También es notable por ser el tema de uno de los primeros estudios serios del ciclo del carbono de la fusión nuclear. Es mucho más calientes que nuestro Sol, y era evidente que se estaba llevando a cabo algún otro proceso distinto de la fusión protón-protón para producir toda esa energía.

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Estrellas Vecinas

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Pasachoff
p212
 
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El Límite de Chandrasekhar para las Enanas Blancas

El cálculo de la masa máxima de 1,44 masas solares para una enana blanca fue hecho por Subrahmanyan Chandrasekhar en un barco, durante el camino desde la India a Inglaterra para ¡iniciar estudios de posgrado en física en la Universidad de Cambridge!. Este cálculo inicial se hizo cuando ¡sólo tenía 20 años y cuidadosamente refinado cuando tenía 22 años!. El nombre del límite de su descubridor, parece particularmente apropiado a la luz de la intensa historia personal que lo rodea. Chandrasekhar estaba interesado en los estados finales de las estrellas colapsadas según lo determinado por la degeneración de electrones y había utilizado la obra de Arthur S. Eddington y Ralph H. Fowler para iniciar sus cálculos. Se dio cuenta de que no habían incluido la relatividad en sus cálculos. Cuando revisaron sus ecuaciones de la relatividad para incluirlas, encontró que por encima de un cierto límite, no había solución. Esto implicó que para las masas por encima de 1,44 masas solares no podía haber un equilibrio entre la degeneración de electrones y la fuerza de aplastamiento gravitacional y que la estrella seguiría colapsando.

Lo patético de la situación de este joven esencialmente autodidacta, era que el físico Eddington resistió fuertemente sus ideas durante años!. La oposición pública y vocal de Eddington hizo la vida de Chandrasekhar tan difícil, que a los 29 años escribió un libro definitivo sobre el tema de la estructura estelar, decidido a cerrar este asunto y volcarse sobre otros intereses. En el proceso, produjo una obra que definió el tema durante años después, y es considerada como un clásico.

A favor de Eddington, que más tarde reconoció el valor y la exactitud del trabajo de Chandrasekhar y escribió sobre la notable enana blanca Sirio-B: "El mensaje de la compañera de Sirio cuando fue descifrado decía: 'Estoy compuesta de material 3.000 veces más denso que todo lo que has encontrado, una tonelada de mi material sería una pequeña pepita que se podría poner en una caja de cerillas'. ¿Qué respuesta se puede dar a tal mensaje?. La respuesta que la mayoría de nosotros hicimos en 1914 fue: ¡Cállate, no digas tonterías.!'".

Chandrasekhar mismo no tenía ni idea de lo que sucedería cuando se superase el límite de 1,44 masas solares, salvo que la estrella seguiría colapsando. Nuestro conocimiento actual es que el colapso continuará hasta que sea detenido por la degeneración de neutrones, con la formación de una estrella de neutrones. Pero incluso eso no es el último límite, ya que la degeneración de neutrones también pueden ser superados por las masas mayores de 3 masas solares y el colapso final sería hacia un agujero negro.

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Estrellas, Tiempo de Vida
p55ff
 
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