Vojtěch Bauer: https://apod.nasa.gov/apod/image/2002/OrionOverCzech_Bauer_7954.jpg
Hace unos meses esta sección estuvo dedicada a la estrella más brillante en el cielo nocturno, Sirio, conocida como la “estrella perro”, ya que es la más brillante de la constelación del Can Mayor.
En aquella ocasión escribimos sobre la famosa canícula, que coincide con la reaparición de Sirio en el cielo, un poco antes del amanecer, después de unos seis meses de ausencia. Ahora vuelve a ser el objeto del mes ya que domina el cielo de invierno, siempre siguiendo a Orión.
Sin embargo, no sólo su brillo aparente la hace notable. Sirio fue el primer sistema binario astrométrico que se descubrió. En estos sistemas estelares dobles, sólo la órbita de la estrella más brillante alrededor del centro de masa se puede observar, pero si podemos estimar la masa de la componente visible mediante su luminosidad, por ejemplo, la masa de la compañera invisible también se puede estimar.
Fue Friedrich Wilhelm Bessel quien observó a Sirio en la década de 1830 desde el observatorio de Königsberg, en Prusia y notó que se desplazaba en el cielo, el llamado movimiento propio, de manera ondulatoria. Concluyó que tenía un pequeña compañera, que fue descubierta visualmente hasta varias décadas después, y a la que se le denominó, no de manera no muy original, Sirio B. Lo que sí resultó original fue el objeto mismo, de un tipo de objeto completamente nuevo, una enana blanca.
Usando también datos obtenidos de viejos catálogos, Bessel estimó que Sirio B completaba una vuelta alrededor de Sirio en aproximadamente 50 años. Fue hasta el 31 de enero de 1862 que Sirio B pudo ser observada de manera directa, desde Cambridgeport, Massachusetts, por Alvan Clark, y su hijo Alvan Graham Clark quien, debido a esta observación, obtuvo el Premio Lalande que otorga la Academia de Ciencias de Francia.
Aunque al inicio hubo dudas sobre si Sirio B tenía suficientemente masa para “jalar” a su compañera, luego de muchas observaciones por astrónomos en todo el mundo, se llegó a la conclusión que sí lo era, que tenía una masa similar a la del Sol, aunque con una luminosidad menor a una centésima. La conclusión, en esa época, fue que se trataba de una estrella como la nuestra, pero ya enfriándose, y por lo tanto más débil.
Hasta que, en 1915, se pudieron obtener observaciones espectroscópicas mostrando que la componente mas débil del sistema binario era una estrella más caliente que el Sol, de unos 20 mil grados Kelvin. Sin embargo, ya que una estrella con estas características debe emitir más luz por cada centímetro cuadrado de su superficie, la única manera en que pudiera ser tan débil, es que fuese más pequeña que nuestro Sol, mucho más pequeña, apenas un poco más grande que la Tierra. Con estas dimensiones y tomando en cuenta la masa estimada mediante los “jalones” a su compañera, el objeto debería ser muy denso, unas 25 mil veces más que el Sol. Esta estimación sorprendió tanto a los astrónomos que algunos dijeron que era “un resultado imposible”.
A objetos estelares como éste se les llamó “enanas blancas”. En aquella época los astrónomos no tenían la capacidad para explicar que una estrella con masa similar a la del Sol contenida en un volumen tan pequeño pudiera ser estable, pero apareció uno de los astrónomos más brillantes de toda la historia, Chandrasekhar, y con sus ideas se desarrolló toda la teoría de estructura y evolución estelar para objetos compactos.
Actualmente sabemos que las enanas blancas son el resultado final de la evolución de estrellas que tienen masas desde una hasta unas pocas veces la masa solar. Mientras mayor sea la masa original de las estrellas progenitoras, mayor será la masa residual. Las enanas blancas muy masivas son raras, una de las mayores conocidas es Sirio B.
En una enana blanca la gravedad no está balanceada por la presión sino por la degeneracion de sus electrones. La degeneración permite que los electrones se muevan libremente por la estructura de la enana blanca sin formar átomos.
Fue el mismo Chandrasekhar quien estableció que existe un límite para la masa de las enanas blancas. Si la masa de la estrella supera este límite, la presión del gas degenerado de electrones no es capaz de detener la contracción del núcleo. El límite de Chandrasekhar es de 1.4 masas solares. No pueden existir enanas blancas más masivas, lo cual se ha comprobado de manera observacional.
¿Y, qué sucede si una enana blanca es más masiva? Resulta que, si las estrellas que se están muriendo tienen suficiente masa, pueden finalizar de manera aún más extraña que una enana blanca: como una estrella de neutrones o como uno de los famosos agujeros negros, de los cuales hablaremos en otro espacio.
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