Cuanto más masiva es una enana blanca, menor es su diámetro.
Cuando finalmente se acaba el helio, la estrella pierde completamente su caparazón y deja al descubierto su núcleo compacto y caliente, la enana blanca. Por lo tanto, está compuesto principalmente de carbono y oxígeno. Dependiendo de su masa, su diámetro puede ser comparable al de la Tierra o incluso simplemente al área de la Luna terrestre. A primera vista parece contradictorio que cuanto mayor es la masa de una enana blanca, más pequeña es. Porque a medida que aumenta la masa, la gravedad se vuelve más fuerte y comprime aún más el objeto. Una de las enanas blancas más pesadas conocidas es ZTF J1901+1458. Su masa estimada está entre 1,32 y 1,37 masas solares, bastante cerca del límite de Chandrasekhar. Con un diámetro de unos 4.300 kilómetros, es sólo un poco más grande que nuestro Trabant.
Aunque una enana blanca ya no genera energía mediante la fusión nuclear y, por lo tanto, ya no produce gas ni presión de radiación, por lo que la gravedad ya no tiene oponente, no puede simplemente seguir colapsando. La presión de degeneración de la mecánica cuántica de los electrones se opone a esto. Esto evita un mayor colapso, pero sólo puede soportar una masa limitada. El límite superior teórico, calculado por el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), es, según las suposiciones habituales, de aproximadamente 1,4 masas solares.
Dos formas de ganar masa
Si una enana blanca se encuentra en un sistema estelar binario, puede absorber material de su compañera. Si no vuelve a perderla debido a explosiones termonucleares en su superficie, las llamadas novas, su masa puede aumentar gradualmente. Cerca del límite de Chandrasekhar, las condiciones se vuelven tan extremas que comienzan reacciones de fusión explosivas y el objeto queda completamente destrozado. Esta explosión se llama Supernova Ia (ver “Destrucción completa”). Una enana blanca también puede ganar masa fusionándose con una segunda enana blanca. Esto crea un remanente estelar particularmente masivo que puede permanecer estable, explotar o colapsar.
En un sistema estelar binario, la materia fluye desde la estrella compañera (izquierda) hacia la enana blanca (derecha). Este se acumula en un disco de acreción antes de llegar a su superficie. Cuando la masa de la enana blanca alcanza el límite de Chandrasekhar debido al crecimiento, explota en una supernova masiva de Tipo Ia.
Con campos magnéticos contra la gravedad.
Entonces, ¿qué puede estabilizar una enana blanca “superpesada” de más de 1,4 masas solares: la llamada superenana blanca Chandrasekhar?
La influencia de la rotación se conoce desde hace mucho tiempo. Aquí la fuerza centrífuga contrarresta la gravedad. Dependiendo del modelo, es posible aumentar el límite superior sólo ligeramente o aumentarlo significativamente hasta superar las dos masas solares. Los campos magnéticos fuertes podrían tener un efecto similar: esta idea tampoco es nueva, pero la descripción teórica es mucho más complicada.
Luego, el equipo de Zuraiq estudió cómo una estrella de la secuencia principal, es decir, una estrella que fusiona hidrógeno en helio en su núcleo, puede convertirse en una súper enana blanca Chandrasekhar con un campo magnético moderadamente fuerte. Para ello, amplió un código de simulación existente sobre la evolución estelar en la Universidad de Cambridge para incluir, entre otras cosas, efectos adicionales de los campos magnéticos. «La cuestión importante no era simplemente si era posible una súper enana blanca Chandrasekhar, sino si una estrella realmente podría convertirse en una», explica Zuraiq en un comunicado de prensa del IISc.
«La pregunta más importante no era simplemente si era posible una súper enana blanca Chandrasekhar, sino si una estrella realmente podría convertirse en una».Zenia Zuraiq, Instituto Indio de Ciencias
En un modelo de estrella binaria usado, la estrella de prueba con originalmente ocho masas solares se convirtió en una enana blanca de carbono y oxígeno con 1,02 masas solares. Como una enana blanca normal, acumula continuamente gas de su estrella compañera. Sin embargo, el equipo observó luego que la posterior compactación del objeto fortaleció dramáticamente el campo magnético originalmente más débil. Esto crea una contrapresión adicional a la gravedad dentro de la estrella enana. El equipo calculó que de esta forma la enana blanca podría crecer de manera estable hasta alcanzar una masa de 2,4 masas solares. El modelo de control no magnetizado, sin embargo, se mantuvo en el clásico obstáculo de 1,4 masas solares.
Impacto en la cosmología
El límite de Chandrasekhar generalmente se considera un límite superior universal para la masa de una enana blanca no magnetizada o débilmente magnetizada y que no gira o gira lentamente. Por lo tanto, las muestras que explotan en una supernova de tipo Ia siempre deberían liberar una cantidad similar de energía y tener un brillo comparable. Por esta razón, en cosmología también se les llama velas estándar. Si comparas el brillo aparente con el brillo real, puedes calcular la distancia. Junto con las mediciones cosmológicas del corrimiento al rojo, es posible reconstruir la historia de la expansión del universo.
Sin embargo, también hay observaciones de supernovas de Tipo Ia cuya luminosidad supera con creces la esperada (supernovas superluminosas de Tipo Ia), como las supernovas SN 2003fg y SN 2009dc. Las explosiones subyacentes son tan energéticas que las enanas blancas involucradas debieron tener una masa significativamente mayor que la masa solar «permitida» de 1,4. Este tipo particular de supernova generalmente se explica como un par de enanas blancas fusionándose. Por lo tanto, la cantidad de masa expulsada puede estar muy por encima del límite de Chandrasekhar, mientras que ambas enanas blancas permanecen individualmente por debajo de él. Debido a los efectos adicionales de la rotación y los campos magnéticos, también hablamos de enanas blancas individuales de hasta 2,8 masas solares. El problema de la vela estándar: si el brillo de las supernovas varía, esto puede dar lugar a interpretaciones erróneas en las mediciones de distancia.
Esto plantea una pregunta importante para la cosmología: ¿son tales explosiones simplemente excepciones que difieren de las habituales, o también pueden usarse como una clase separada de velas estándar? Por lo tanto, los futuros estudios del cielo buscarán cada vez más enanas blancas superpesadas y explosiones de supernovas brillantes. Por tanto, las supernovas de tipo Ia podrían convertirse en un telémetro más dinámico.
