Casi todos los aficionados a la astronomía saben conocen algunos aspectos generales sobre la evolución de las estrellas. Conocen la relación que existe entre los posibles finales de una estrellas y su masa. Por ejemplo que las estrellas pequeñas terminan sus días como enanas blancas, las medianas como estrellas de neutrones y las muy grandes como hoyos negros. Sin embargo lo que casi no se ve en los libros de divulgación de astronomía es que es posible pasa de un tipo de estos cuerpos al otro, en particular, existe una masa límite en la cuál ocurren cosas muy interesantes. Este es el llamado límite de Chandrasekhar. Primero veamos lo que es este límite y luego hablaremos de sus consecuencias. Y para iniciar recordemos algunas cosas sobre las estrellas muertas.
Primero las enanas blancas. Sabemos que este tipo de cuerpos son cadáveres de estrellas de baja masa, es decir de estrellas tipo Sol. En este caso, el proceso de muerte es la formación de una nebulosa planetaria (nombradas así por razones históricas), este proceso es la lenta expansión de las capas exteriores hasta que escapan por completo. Luego de la formación de la nebulosa planetaria, lo que queda de la estrella, el remanente, es un cuerpo de carbono, oxigeno, silicio y hierro que se enfría lentamente. A este remanente es a lo que se le llama "enana blanca". Debido a que la enana blanca es solo el núcleo de la estrella, no se encuentra sometida a las condiciones de presión que mantienen a una estrella viva y generando energía, por lo que se enfría y comprime lentamente hasta que llega a ser de un tamaño aproximado a la Tierra. En este caso, el cuerpo en cuestión se mantiene de un tamaño fijo por que, como en la materia normal que nos rodea aquí en la Tierra, el "choque" de la nube de electrones de un átomo contra la de sus vecinos impide que se acerquen mas. A esto se le llama "presión electrónica" y al hecho de que las nubes de electrones de un átomo no compartan el mismo espacio con otra se le llama "degeneración electrónica", es decir cuando se da la degeneración electrónica es cuando los electrones de los átomos se liberan y rondan libres por la materia sin estar asociados en ningún átomo.
Esquema de materia degenerada, es decir, comprimida hasta que algún límite físico lo impide. En la enana blanca se tiene materia electro-degenerada.
En el caso de los remanentes de las estrellas mas grandes, su tamaño y por lo tanto su gravedad es mayor, tanto que la degeneración electrónica no es suficiente para detener el colapso y los átomos terminan comprimiéndose y generando una "sopa" de neutrones. A este tipo de cuerpos, que rondan el tamaño de una ciudad, se les llama (con mucha razón) estrella de neutrones. Y lo que impide que se siga colapsando es la degeneración neutrónica. En el caso de que un cuerpo acumule tanta masa como para vencer la degeneración neutrónica, no habrá ya nada que detenga el colapso y se generará un hoy negro.
Pero bueno, ¿Entonces que es el dichoso límite de Chandrasekhar? Es la masa de la esfera de materia mas grande que se pueda sostener por degeneración electrónica. Es decir, la medida de que tanta masa puede tener un cuerpo sin que se "quiebren" sus átomos, o dicho de otra forma, "que tan grande puede ser algo sin transformarse en estrella de neutrones". Esta masa fue calculada por el astrofísico Indú Subrahmanyan Chandrasekhar y obtuvo un resultado de aproximadamente 1.4 Ms (Masas Solares).
Veamos las consecuencias. En particular nos interesa el caso en que tenemos una estrella enana blanca (ok, un cadáver de estrella) con alguna masa en particular, digamos 0.8 Ms. En la mayoría de los casos, una enana blanca de 0.8 Ms simplemente esperará a enfriarse mientras se hace mas oscura. Pero ¿y si sucede que se encuentra en un sistema binario? es decir, ella y otra estrella se orbitan mutuamente. En este caso se puede dar que la muy densa enana blanca robe material de su compañera por medio de la gravedad. La capas exteriores de una estrella suelen ser tenues y un cuerpo suficientemente denso atraería la materia de sus alrededores por lo que si los dos cuerpos están relativamente cercanos, sería común una transferencia de materia de la estrella viva a la enana blanca. Pero pensemos en lo que pasaría a continuación; en la enana blanca (de antes 0.8 Ms) se acumula mas y mas materia.....hasta que se llegue al límite de Chandrasekhar, 1.4 Ms, en este caso, el núcleo se comprime. esto ocasiones una explosión de supernova llamado "supernova tipo 1a".
No es solo que el límite de Chandrasekhar nos indique el tamaño máximo de una enana blanca, sino que nos indica cuando sucede una explosión de supernova. Sino que en vista de que como la explosión de supernova ocurre siempre a las 1.4 Ms, siempre es el mismo mecanismo, por lo tanto siempre brillan igual (o bueno, casi igual) y por lo tanto su brillo es fácil de predecir y se le puede usar para calcular la distancia entre la enana blanca y la Tierra, comparando el brillo observado con el que corresponde a la explosión.
De esta manera el límite de Chandrasekhar nos explique el mecanismo de las supernovas tipo 1a y nos facilita una forma de medir distancias. Por ejemplo, si observamos una de estas explosiones en una galaxias lejana, podemos calcular la distancia a dicha galaxia. En sí esto es lo básico del límite de Chandrasekhar, el cuál no es mas que la masa máxima de una enana blanca.
Concepción artística de un sistema binario donde la atmósfera de una estrella "viva" es arrancada por una enana blanca cercana la cuál forma un disco en torno suyo antes de consumirla, de esta manera aumentando su masa.
Primero las enanas blancas. Sabemos que este tipo de cuerpos son cadáveres de estrellas de baja masa, es decir de estrellas tipo Sol. En este caso, el proceso de muerte es la formación de una nebulosa planetaria (nombradas así por razones históricas), este proceso es la lenta expansión de las capas exteriores hasta que escapan por completo. Luego de la formación de la nebulosa planetaria, lo que queda de la estrella, el remanente, es un cuerpo de carbono, oxigeno, silicio y hierro que se enfría lentamente. A este remanente es a lo que se le llama "enana blanca". Debido a que la enana blanca es solo el núcleo de la estrella, no se encuentra sometida a las condiciones de presión que mantienen a una estrella viva y generando energía, por lo que se enfría y comprime lentamente hasta que llega a ser de un tamaño aproximado a la Tierra. En este caso, el cuerpo en cuestión se mantiene de un tamaño fijo por que, como en la materia normal que nos rodea aquí en la Tierra, el "choque" de la nube de electrones de un átomo contra la de sus vecinos impide que se acerquen mas. A esto se le llama "presión electrónica" y al hecho de que las nubes de electrones de un átomo no compartan el mismo espacio con otra se le llama "degeneración electrónica", es decir cuando se da la degeneración electrónica es cuando los electrones de los átomos se liberan y rondan libres por la materia sin estar asociados en ningún átomo.
Esquema de materia degenerada, es decir, comprimida hasta que algún límite físico lo impide. En la enana blanca se tiene materia electro-degenerada.
En el caso de los remanentes de las estrellas mas grandes, su tamaño y por lo tanto su gravedad es mayor, tanto que la degeneración electrónica no es suficiente para detener el colapso y los átomos terminan comprimiéndose y generando una "sopa" de neutrones. A este tipo de cuerpos, que rondan el tamaño de una ciudad, se les llama (con mucha razón) estrella de neutrones. Y lo que impide que se siga colapsando es la degeneración neutrónica. En el caso de que un cuerpo acumule tanta masa como para vencer la degeneración neutrónica, no habrá ya nada que detenga el colapso y se generará un hoy negro.
Pero bueno, ¿Entonces que es el dichoso límite de Chandrasekhar? Es la masa de la esfera de materia mas grande que se pueda sostener por degeneración electrónica. Es decir, la medida de que tanta masa puede tener un cuerpo sin que se "quiebren" sus átomos, o dicho de otra forma, "que tan grande puede ser algo sin transformarse en estrella de neutrones". Esta masa fue calculada por el astrofísico Indú Subrahmanyan Chandrasekhar y obtuvo un resultado de aproximadamente 1.4 Ms (Masas Solares).
Gráfica donde se muestra el límite de Chandrasekhar, donde la línea verde que muestra el radio se colapsa hasta cero, en las 1.4 Ms.
Veamos las consecuencias. En particular nos interesa el caso en que tenemos una estrella enana blanca (ok, un cadáver de estrella) con alguna masa en particular, digamos 0.8 Ms. En la mayoría de los casos, una enana blanca de 0.8 Ms simplemente esperará a enfriarse mientras se hace mas oscura. Pero ¿y si sucede que se encuentra en un sistema binario? es decir, ella y otra estrella se orbitan mutuamente. En este caso se puede dar que la muy densa enana blanca robe material de su compañera por medio de la gravedad. La capas exteriores de una estrella suelen ser tenues y un cuerpo suficientemente denso atraería la materia de sus alrededores por lo que si los dos cuerpos están relativamente cercanos, sería común una transferencia de materia de la estrella viva a la enana blanca. Pero pensemos en lo que pasaría a continuación; en la enana blanca (de antes 0.8 Ms) se acumula mas y mas materia.....hasta que se llegue al límite de Chandrasekhar, 1.4 Ms, en este caso, el núcleo se comprime. esto ocasiones una explosión de supernova llamado "supernova tipo 1a".
No es solo que el límite de Chandrasekhar nos indique el tamaño máximo de una enana blanca, sino que nos indica cuando sucede una explosión de supernova. Sino que en vista de que como la explosión de supernova ocurre siempre a las 1.4 Ms, siempre es el mismo mecanismo, por lo tanto siempre brillan igual (o bueno, casi igual) y por lo tanto su brillo es fácil de predecir y se le puede usar para calcular la distancia entre la enana blanca y la Tierra, comparando el brillo observado con el que corresponde a la explosión.
Nebulosa planetaria remanente de una supernova tipo 1a, la llamada supernova de Tycho, observada por el celebre astrónomo Tycho Brahe.
De esta manera el límite de Chandrasekhar nos explique el mecanismo de las supernovas tipo 1a y nos facilita una forma de medir distancias. Por ejemplo, si observamos una de estas explosiones en una galaxias lejana, podemos calcular la distancia a dicha galaxia. En sí esto es lo básico del límite de Chandrasekhar, el cuál no es mas que la masa máxima de una enana blanca.
chevere
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