¿Cuál es el destino de todas las estrellas similares al Sol? Sus masas abarcan un intervalo que va desde un valor apenas inferior a la masa de Sol (0,8 veces, aproximadamente) hasta ocho masas solares. las estrellas todavía más masivas terminan su vida de forma espectacular, estallando como supernovas, mientras que aquellas que no alcanzan las 0,8 masas solares tienen tiempos evolutivos sumamente prolongados y ninguna de ellas ha finalizado todavía, desde la formación del universo, la fase de secuencia principal.

Las estrellas de las que estamos hablando, tras una compleja historia evolutiva que las lleva a vagar durante algunos miles de millones de años por diversas regiones del diagrama H-R , terminan tranquilamente su existencia como enanas blancas, es decir, mueren muy lentamente por enfriamiento. pero, ¿en verdad es así de simple?

En esta imagen del Apod de la NASA ,  podemos ver el residuo que dejó una enana blanca hace millones de años. El futuro del Sol, muy probablemente sea una nebulosa similar, aunque todo dependerá de la explosión. Cuando una estrella se encuentra en su fase de gigante y entra en un periodo de pulsos térmicos, produce un viento estelar masivo de baja velocidad (20-30 Km/seg). Este viento estelar gaseoso se extiende por el espacio mientras la estrella central remanente lo ioniza y lo hace brillar. En esta imagen de M27 se aprecia claramente esta estrella situada mas o menos en el centro de la nebulosa.

Imagen: Portalplanetasedna

Un enigma

En realidad, las enanas blancas han sido para los astrónomos objetos misteriosos desde los primeros decenios del siglo XX, cuando fue descubierta esta clase de objetos y llegó a darse una explicación a su existencia, una explicación qeu le valió el premio Nobel a su autor, el físico indicio S. Chandrasekhar. El primer indicio de la existencia de las enanas blancas apareció en 1844, cuando Bessel descubrió que Sirio, la estrella más brillante del cielo, de tipo espectral A, tienen un movimiento propio ligeramente irregular. Ya en la época se postuló la existencia en las proximidades de Sirio de un cuerpo muy masivo e invisible, que perturbaba los movimientos de la brillant estrella. En efecto, 18 años más tarde, A. Clark descubrió el cuerpo en cuestión: una tenue estrellita de magnitud 8, que recibió el nombre de Sirio B. Su proximidad a Sirio A, la luminosa componente principal del sistema, que nunca dista de ella más de 10 segundos de arco, había impedido descubrir con anterioridad su existencia. En la imagen, el físico indio S. Chandrasekhar.


Para perturbar de forma observada el movimento de Sirio A. Sirio B tenía que ser un objeto muy masivo, casi tanto como el Sol. Pero, ¿cómo era posible entonces que fuera tan tenue?
La solución sólo se encontró a principios del siglo XX, cuando en su famoso diagrama que relaciona magnitud absoluta y tipo espectral (que es el índice de temperatura), el astrónomo estadounidense Russell evidenció la existencia de una estrella aislada: de tipo espectral A, muy caliente, su luminosidad era sin embargo inferior en 10 magnitudes a la de otras estrellas del mismo tipo espectral, situadas sobre la secuencia principal. Se trataba de 40 Eridani B, la primera enana blanca identificada como tal.

También esta estrella, como Sirio B, es compañera de otra estrella conocida como ómicron-2 o 40 Eridani A. Gracias a esta circunstancia, ha sido posible calcular su masa, que ha resultado ser aproximadamente la mitad que la del Sol

Teniendo en cuenta la elevada temperatura, la única explicación posible para la baja luminosidad era una superficie radiante muy pequeña; en consecuencia, la densidad de la estrella debía de ser elevadísima. poco después del descubrimiento de la primera enana blanca, el astrónomo Adams comprobó que también Sirio B era una estrella de tipo espectral A, como su brillante compañera y como 40 Eri B. Sin embargo, al ser Sirio B 10.000 veces menos luminosa que Sirio A, sus dimensiones deben de ser 100 veces menores, porque (a igualdad de tipo espectral o temperatura) la luminosidad es proporcional a la superficie radiante, es decir, al cuadrado del radio de la estrella. Fue así como se calculó para Sirio B un radio equivalente a cerca del doble del ratio terrestre. Teniendo en cuenta su masa, la densidad de la estrella era increíble: 10.000 veces mayor que la del plomo.

Residuos muy densos

En estas densidades tan elevadas hay que recurrir a las leyes de la mecánica cuántica para describir el comportamiento de la materia ionizada. El “gas” de electrones libres degenera, es decir, ejerce una presión hacia el exterior que ya no depende de la temperatura, sino sólo de la densidad. Esta presión se opone a la gravedad y la enana blanca ya no puede contraerse más. Como en su interior sólo quedan las cenizas de las anteriores reacciones nucleares y estos procesos ya están extinguidos, lo único que le resta a la estrella es continuar durante milenios disipando el calor que le queda. Y como ni siquiera puede contraerse para liberar un pcoo de energía, está inexorablemente condenada al enfriamiento completo.

Hay, sin embargo, un límite a la masa de la enana blanca, por encima del cual ni siquiera la presión de los electrones degenerados es suficiente para contrarrestar la gravedad: el límite es de 1,4 masas solares, tal como demostró Chandrasekhar a principios de los años 30. En este caso, la contracción sigue adelante, se forma una estrella de neutrones y, si la masa es todavía mayor, un agujero negro.