Cuando estrellas como el Sol llegan al final de su vida, el objeto que queda es una enana blanca. Este es el núcleo desnudo y encogido de la estrella, que ya no es capaz de fusión nuclear. Brilla, pero solo con calor residual, enfriándose lentamente durante miles de millones de años hasta que está completamente frío y oscuro.
Pero no todas las enanas blancas se enfrían de la misma manera. El año pasado, los astrónomos encontraron cierto tipo de estrellas enanas blancas masivas enfriar más lentamente que otros, como si tuvieran una fuente adicional de calor. Pero descubrir cuál podría ser esa fuente de calor está resultando complicado.
Ahora sabemos, gracias a una nueva investigación, una cosa que no es: la sedimentación, o hundimiento hacia adentro, de un isótopo estable rico en neutrones de neón en las profundidades del interior de las estrellas.
La mayoría de las estrellas de la Vía Láctea, las que están por debajo de unas ocho veces la masa del Sol, están destinadas a convertirse en estrellas enanas blancas.
Las estrellas de esta masa, al haberse quedado sin hidrógeno y helio para fusionarse, tienen una presión insuficiente para encender el carbono que queda. Expulsa su material exterior y el núcleo se contrae en una esfera del tamaño de la Tierra.
Esta esfera del tamaño de la Tierra, que consta principalmente de carbono y oxígeno, es increíblemente densa, la más masiva hasta alrededor de 1,4 veces la masa del Sol.
Solo algo llamado degeneración electrónica La presión, una presión hacia afuera generada por la incapacidad de los electrones con el mismo espín para ocupar el mismo estado, evita que el núcleo colapse por completo.
Debido a que son tan densos, con una superficie tan pequeña, tardan mucho en perder calor. Una vez que el núcleo de una enana blanca ha dejado de contraerse, pue de superar temperaturas de alrededor de 100.000 Kelvin (alrededor de 100.000 grados Celsius y 180.000 grados Fahrenheit).
Los astrónomos piensan que no ha pasado suficiente tiempo desde el comienzo del Universo para que una enana blanca se haya enfriado por completo.
Pero las llamadas estrellas enanas blancas de la rama Q, que constituyen alrededor del 6 por ciento de las enanas blancas masivas, se enfrían incluso más lentamente. Conforme a un artículo de 2019 Dirigida por el astrónomo Sihao Cheng de la Universidad Johns Hopkins, esta pequeña fracción de enanas blancas demuestra un retraso de enfriamiento de aproximadamente 8 mil millones de años, en comparación con otras enanas blancas.
Cheng y su equipo sugirieron que un isótopo de neón, neón-22, que se encuentra en pequeñas cantidades en algunas estrellas enanas blancas, podría ser responsable del calentamiento adicional. En las enanas blancas con núcleos de carbono-oxígeno, el 22Ne que se hunde en el centro podría proporcionar una fuente adicional de calor.
Ahora, un equipo de astrónomos dirigido por Matt Caplan de la Universidad Estatal de Illinois ha probado esa hipótesis con simulaciones de dinámica molecular y diagramas de fase. Según sus hallazgos, eso simplemente no es posible.
Aunque la velocidad de sedimentación de los monocristales es probablemente demasiado lenta para producir el calentamiento observado, la agrupación de 22Ne podría acelerar el proceso. Incluso esto, sin embargo, el equipo encontró poco probable.
En las simulaciones, encontraron que los microcristales de 22Ne en un líquido de carbono y oxígeno en las proporciones que se encuentran en las enanas blancas son siempre inestables.
Solo hay dos opciones: o la mezcla está tan caliente que el cristal se derrite y el neón se disuelve en el líquido, o toda la mezcla se congela. No hay punto intermedio.
Incluso cuando la mezcla está por debajo del punto de fusión del neón, pero por encima del punto de fusión del carbono y el oxígeno, el neón se disuelve.
Luego, el equipo usó diagramas de fase, un gráfico que muestra los estados físicos de una sustancia bajo un rango de temperaturas y presiones, para calcular la cantidad de neón que se necesitaría en la mezcla para que el neón se separe y se estabilice.
Normalmente, las enanas blancas de carbono-oxígeno tienen alrededor del 2 por ciento de neón. Para que el neón sea estable, esta mezcla debería contener al menos un 30 por ciento de neón.
“En resumen,” los investigadores escribieron en su artículo, “encontramos que no hay condiciones en las que un grupo enriquecido con 22Ne sea estable en una enana blanca de carbono-oxígeno y, por lo tanto, la difusión mejorada de 22Ne no puede explicar la rama Q”.
Esto sugiere que estas estrellas enanas blancas de la rama Q pueden tener una composición peculiar para explicar el calentamiento adicional.
Si las estrellas fueran un poco más ricas en neón (alrededor del 6 por ciento), la sedimentación de una sola partícula, en lugar de la sedimentación de racimos, podría generar calor. El sodio y el magnesio serían malos candidatos; como el neón, no se separan para formar sólidos en cantidades relativamente pequeñas.
Los elementos del grupo de hierro, sin embargo, parecen un poco más prometedores. El hierro se separa en una mezcla de carbono y oxígeno y tan solo un 0,1 por ciento puede producir un calentamiento notable.
Si algún proceso astrofísico pudiera enriquecer el hierro en las enanas blancas de la rama Q al 1 por ciento, eso sería suficiente para retrasar el enfriamiento varios miles de millones de años, dijeron los investigadores.
“Por lo tanto, este trabajo motiva la inclusión de hierro en modelos de enfriamiento de enana blanca”, ellos escribieron. “Esto requerirá nuevos diagramas de fases del hierro y un estudio con la dinámica molecular de la agrupación y los tamaños característicos de las agrupaciones de hierro, que serán objeto de trabajos futuros”.
La investigación ha sido publicada en Las cartas del diario astrofísico.
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