¿Por qué las enanas blancas brillan de color blanco?

Question

Cuanto más caliente brilla algo, más blanco/azul aparece. Una estrella mediana moribunda se expande, se enfría y se convierte en una gigante roja durante un tiempo, pero finalmente va a colapsar gravitatoriamente (una vez que se ha acumulado suficiente hierro (Fe) en el núcleo). Entonces se desprenden las capas exteriores y lo que queda colapsa en una enana blanca.

¿Qué hace brillar a la enana? y ¿por qué es blanca?

¿Disminuye la luminosidad a medida que el objeto se enfría, o hay alguna otra reacción que lo mantiene brillando durante mucho tiempo?

¿Puede una enana blanca volverse marrón o negra para no volver a ser vista?

¿Todas las enanas blancas se convierten finalmente en estrellas de neutrones?

Answer 1

Para ampliar un poco la respuesta de Jerry. Debido a su pequeña superficie, y a su gran masa térmica (normalmente la mitad de la masa del sol) el tiempo de enfriamiento de las enanas blancas es de miles de millones de años. Como él dice se enfrían, sin embargo el universo no es lo suficientemente antiguo como para haber creado enanas rojas condensadas. Las estrellas que actualmente se denominan enanas rojas, son estrellas de la secuencia principal (quema de hidrógeno) de baja masa con vidas del orden de un trillón de años.

Supongo que, simplemente, nos hemos olvidado de responder a su otra pregunta "¿se convierten todas las enanas blancas en estrellas de neutrones/". La respuesta es no. La presión de la enana blanca se mantiene por la presión de degeneración de los electrones, no se contraen de forma apreciable al enfriarse, y por muy densas que sean son órdenes de magnitud menos densas que la materia nuclear. Una enana blanca tiene que superar la masa de Chandrasekhar para el colapso del núcleo a fin de convertirse en una estrella de neutrones. Y si se añade suficiente masa a una enana blanca para superar ese límite, se produce una reacción termonuclear fuera de control que conduce a una supernova de tipo 1a.

Answer 2

El primer párrafo es incorrecto. No esperamos que los progenitores de las enanas blancas tengan núcleos de hierro. La mayoría tendrá núcleos de carbono y oxígeno degenerados.

Las enanas blancas "nacen" con temperaturas interiores de unos $10^{7}$ K (y si son más calientes, las pérdidas de neutrinos aseguran que se enfríen hasta esta temperatura en escalas de tiempo de un millón de años). Sus interiores son aproximadamente isotérmicos (los electrones degenerados tienen un largo camino libre medio) y contienen energía térmica en los núcleos de carbono y oxígeno no degenerados (los electrones degenerados tienen una capacidad calorífica esencialmente nula). Si los núcleos se comportaran como un gas ideal (con capacidad calorífica $3k/2$ por ion, podemos ver que un $\sim 1 M_{\odot}$ enana blanca contiene de orden $10^{41}$ J de energía térmica. Esto es lo que les hace "brillar".

Para salir del interior, esta energía debe transferirse a través de una fina capa no degenerada en sus superficies. Ésta actúa como una manta aislante y restringe el flujo de energía, que se debe principalmente a la difusión radiativa. Los cálculos y modelos sugieren que la temperatura superficial efectiva de una enana blanca es un factor de $\sim 100$ menos que el interior como resultado.

Cuando "nacen" las enanas blancas tienen superficie temperaturas de $\sim 100,000$ K. Esto irradia todo el espectro visible y nuestros ojos lo percibirían como un blanco azulado. Incluso después de mil millones de años, la temperatura de la superficie sería del orden de 10.000 K y la enana blanca seguiría pareciendo blanca.

La velocidad de enfriamiento de una enana blanca disminuye drásticamente con la edad, porque resulta que la luminosidad es proporcional a la temperatura interior a la potencia de 3,5. Esto significa que se necesitan miles de millones de años para enfriar hasta temperaturas en las que la superficie de la enana blanca pueda aparecer amarilla o naranja. Además, el interior de una enana blanca se cristaliza a medida que se enfría, y esto (i) aumenta la capacidad calorífica a $3k$ por ion (ii) libera calor latente de cristalización; ambos retrasan significativamente el enfriamiento de la enana blanca.

Las enanas blancas aisladas más frías (y por tanto más antiguas) de nuestra galaxia tienen luminosidades de $10^{-5} L_{\odot}$ y radios de unos 5000 km. Un cálculo rápido sugiere que la temperatura de la superficie es de 3800 K, lo que podría parecer vagamente rojizo a la vista.

De hecho, puede que haya algo más fresco, masiva enanas blancas en la galaxia. Teóricamente, puede haber enanas blancas aisladas formadas hasta aproximadamente $1.1M_{\odot}$ y las enanas blancas en sistemas binarios pueden acumular masa y crecer hasta aproximadamente $1.38 M_{\odot}$ (antes de explotar como supernovas de tipo Ia o colapsar - véase más adelante). Éstas pueden enfriarse más rápidamente - sus altas densidades interiores significan que la temperatura puede caer por debajo del Temperatura Debye de su extremadamente densa ( $\geq 10^{12}$ kg/m $^3$ ) interiores cristalinos. Su capacidad calorífica cae entonces rápidamente con la temperatura y pueden desaparecer rápidamente de la vista. Un ejemplo que sólo puede tener una temperatura superficial de 3000K tiene recientemente se ha encontrado en un sistema binario con un púlsar.

A continuación se muestran algunas curvas de enfriamiento representativas (de Althaus et al. 2010 ) que ilustran estos argumentos. Parece bastante probable que pueda haber enanas blancas por ahí que sean esencialmente invisibles en el espectro visible, pero probablemente tendrían que ser muy masivas ( $1.2<M/M_{\odot}<1.38$ ) compañeros de otras estrellas.

Es muy poco probable que la mayoría de las enanas blancas se conviertan en estrellas de neutrones. Simplemente se enfriarán con un radio casi constante, ya que la presión de degeneración de electrones que las sustenta es independiente de la temperatura. Sin embargo, si acumularan materia, de forma que acabaran superando sus masas de Chandrasekhar, se volverían inestables (en realidad, esto tiene lugar antes de la "masa clásica de Chandrasekhar" debido a la RG y a la desintegración beta inversa) y podrían colapsar. El resultado podría ser una supernova de tipo Ia que hiciera estallar la enana blanca, pero podría ser posible en algunas circunstancias tener una colapso inducido por la acreción a una estrella de neutrones.

Answer 3

Las estrellas enanas blancas solían ser el interior de una estrella, que era la parte más caliente de la misma. Brillan de color blanco porque todavía están muy calientes por esta parte pasada de su historia. A medida que envejecen, se enfrían, y al enfriarse, pierden temperatura, y su perfil del cuerpo negro cambiarán a colores cada vez más rojos y, finalmente, a las gamas infrarroja y de radio, donde no parecerán brillar en absoluto a simple vista.

Y sí, el estado de enana blanca es un estado final estable de una estrella, siempre y cuando no interactúe más con ninguna materia. Si eso ocurre, es posible tener una Supernova enana blanca

Answer 4

La semana pasada escribí una respuesta a:

Por favor, aclare cómo aumenta la entropía cuando la materia se fusiona gravitacionalmente

Ilustro cómo un cuerpo en colapso aumentará su entropía. Esto también corresponde a un aumento de la temperatura. La enana blanca implosionada tiene su energía interna comprimida en un volumen muy pequeño. De ahí que inicialmente brille a una temperatura muy alta.

[más]

El interior de una enana blanca tiene la estadística de Fermi-Dirac, pero el gas de las capas exteriores es probablemente más ordinario. Además, eso es lo que detectamos. Consideremos un núcleo estelar que implosiona desde aproximadamente $1.0R_{sol}$ probablemente más bien menos que esto, que escribiremos en $5\times 10^{5}$ hasta cerca de $5\times 10^3$ . Una estimación aproximada sería la ley del gas natural, de hecho en la forma en que Boyle la escribió $$T~=~\frac{V}{V_0}T_0~\simeq~10^6\times T_0$$ La temperatura inicial del núcleo es de aproximadamente $10^7$ K, lo que da una temperatura bastante destacada de alrededor de $10^{13}$ K

Esto no es realista, ya que al formarse la enana blanca irradia la mayor parte de su energía para expulsar las capas exteriores hacia una nube nebular. Por tanto, la capa exterior del núcleo colapsa más hacia el interior a una temperatura comparable a la de una superficie estelar. Esto reduce esta estimación en tres o cuatro órdenes de magnitud. De hecho, una enana blanca recién acuñada tiene una temperatura de unos $10^7$ K Así que los cálculos simples directos no son muy precisos.