Enanas blancas: una masa solar en el tamaño de la Tierra

En 1915, el astrónomo Walter Adams midió el espectro de una estrellita pegada a Sirio y obtuvo un número que nadie se creyó, empezando por él. Aquel punto tenía la masa del Sol metida en el volumen de la Tierra. Con esas cifras, un dedal de su materia pesaría alrededor de una tonelada. Durante una década se dio por hecho que había un error en la medición. No lo había: Adams acababa de caracterizar la primera enana blanca conocida, y de tropezar con un estado de la materia que la física de entonces no sabía explicar.

Lo que queda cuando se apaga el motor

Una estrella es un equilibrio entre dos fuerzas opuestas. La gravedad tira hacia dentro intentando aplastarla, y la energía de la fusión nuclear empuja hacia fuera. Mientras hay combustible, el pulso está empatado. Cuando el núcleo agota el hidrógeno y después el helio, la estrella se hincha como gigante roja y termina expulsando sus capas exteriores al espacio en una nebulosa planetaria.

Lo que queda en el centro es el núcleo pelado: una esfera de carbono y oxígeno, con algo de neón en las más masivas, sin nada que fusionar. La gravedad gana y lo comprime hasta que se topa con un límite que no viene de la química ni de la temperatura, sino de la mecánica cuántica. El principio de exclusión de Pauli prohíbe que dos electrones ocupen el mismo estado, y cuando la materia se aprieta lo suficiente los electrones se resisten a compartir sitio. Esa resistencia, la presión de degeneración electrónica, es lo único que sostiene a una enana blanca, y funciona aunque el objeto se enfríe por completo.

El resultado es un objeto del tamaño de un planeta con la masa de una estrella. Una enana blanca típica tiene alrededor de 0,6 masas solares comprimidas en un radio de unos 9.000 kilómetros, un 40% más grande que la Tierra. Su gravedad superficial es del orden de cien mil veces la nuestra: una persona que pesara 70 kilos aquí pesaría allí varios millones.

Cuanta más masa, más pequeña

Aquí está la propiedad que más cuesta digerir, porque contradice la intuición de toda la vida. En cualquier objeto normal, añadir material lo hace más grande. En una enana blanca ocurre lo contrario: cuanta más masa tiene, menor es su radio. El motivo es que la masa extra aumenta la gravedad, que aprieta más el gas degenerado, y el objeto encoge. Una enana blanca de 1,2 masas solares es notablemente más pequeña que una de 0,6.

Esa relación tiene una consecuencia inevitable: si sigues añadiendo masa, el radio tiende a cero. Existe por tanto un punto a partir del cual la presión de degeneración ya no aguanta y el objeto colapsa. Ese umbral es el límite de Chandrasekhar: 1,44 masas solares.

La historia de cómo se calculó merece contarse. Subrahmanyan Chandrasekhar hizo las cuentas en 1930, con 19 años, durante la travesía en barco de la India a Inglaterra, donde iba a estudiar. Cuando presentó el resultado en la Royal Astronomical Society en 1935, Arthur Eddington —la máxima autoridad de la astrofísica británica— se levantó y lo ridiculizó delante de todos: dijo que debía existir alguna ley de la naturaleza que impidiera semejante disparate. Chandrasekhar tenía razón. Recibió el Nobel de Física en 1983, casi medio siglo después. Por encima de ese límite, lo que queda es una estrella de neutrones o un agujero negro.

Se están convirtiendo en cristal

Una enana blanca recién formada puede rondar los 100.000 grados en su superficie. No fusiona nada, así que a partir de ahí solo puede hacer una cosa: irradiar el calor almacenado y enfriarse, cada vez más despacio, durante escalas de tiempo absurdas.

Hace unos cincuenta años, la teoría predijo que ese enfriamiento no sería continuo. Al bajar de cierta temperatura, los núcleos de carbono y oxígeno del interior dejarían de moverse libremente y se ordenarían en una red: el núcleo pasaría de líquido a sólido. Y como toda solidificación, ese cambio de fase libera calor latente, igual que el agua al congelarse. La predicción era comprobable pero exigía medir con precisión las distancias y los brillos de miles de enanas blancas, algo imposible durante décadas.

El satélite Gaia lo resolvió. En sus datos apareció una acumulación anómala de enanas blancas en una región concreta del diagrama de brillo y color, la llamada rama Q, y la explicación encaja con la predicción: son objetos que están cristalizando ahora mismo, y el calor que sueltan al hacerlo ralentiza su propio enfriamiento y las mantiene aparcadas ahí más tiempo del previsto. Los modelos actuales indican que la cristalización retrasa el proceso bastante más de lo que se pensaba, lo que obliga a recalcular la edad de muchas de ellas.

Conviene un matiz, porque este dato circula muy exagerado. Verás titulares que hablan de estrellas convertidas en diamantes gigantes. Lo que hay es una red cristalina de núcleos de carbono, oxígeno y neón sometida a una presión descomunal, no una gema. La imagen es sugerente y el fenómeno es real; la palabra «diamante» es licencia poética.

Las enanas negras no existen todavía

Si una enana blanca solo puede enfriarse, el final lógico es que acabe apagada del todo: un cuerpo frío, oscuro e invisible al que se le llama enana negra. El detalle es que no hay ninguna, y no por falta de búsqueda.

El enfriamiento se vuelve más lento cuanto más frío está el objeto, porque irradia menos. Los cálculos sitúan el tiempo necesario para llegar a temperaturas indetectables en el orden de un billón de billones de años. El universo tiene 13.800 millones. Dicho de otro modo, el cosmos entero no ha vivido ni una millonésima parte del tiempo que hace falta para producir la primera. Las enanas blancas más frías que conocemos rondan los 3.000 grados y tienen unos 11.000 millones de años, casi la edad del universo: son las más viejas que puede haber, y siguen brillando.

Esa lentitud tiene un uso práctico. Como el ritmo de enfriamiento se conoce bien, medir la temperatura de las enanas blancas más frías de un cúmulo permite datarlo, igual que un carbono 14 estelar. Es uno de los métodos independientes que se usan para acotar la edad de la galaxia.

El Sol acabará siendo una

No es una posibilidad remota, es el desenlace previsto. Dentro de unos 5.000 millones de años, cuando el Sol agote el hidrógeno de su núcleo, dejará la secuencia principal en la que lleva instalado 4.600 millones, se hinchará hasta engullir a Mercurio y Venus, expulsará casi la mitad de su masa y dejará atrás una enana blanca de alrededor de 0,54 masas solares, del tamaño de la Tierra.

Y no será una rareza. Alrededor del 97% de las estrellas de la Vía Láctea terminarán así, porque la inmensa mayoría son de masa pequeña o media. Solo las que superan unas ocho masas solares tienen un final violento. Las enanas blancas no son una curiosidad exótica: son el destino estándar, y ya hay del orden de diez mil millones en nuestra galaxia. Están por todas partes; lo que pasa es que son diminutas y cuesta verlas.

La más famosa es la que abría este artículo. Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno, tiene una compañera, Sirio B, que es exactamente eso: una enana blanca con aproximadamente una masa solar en un cuerpo del tamaño terrestre. Friedrich Bessel dedujo su existencia en 1844 sin verla, solo por el bamboleo que provocaba en Sirio, y no se observó hasta 1862.

El otro extremo: las que nunca llegaron a encenderse

Si la enana blanca es una estrella que terminó, la enana marrón es una que no llegó a empezar. Para encender la fusión del hidrógeno hace falta una masa mínima, alrededor de 80 veces la de Júpiter. Por debajo de ese umbral el núcleo nunca alcanza la temperatura necesaria y el objeto se queda a medio camino entre un planeta gigante y una estrella.

La frontera inferior está en unas 13 masas de Júpiter: a partir de ahí sí se consigue fusionar deuterio, un isótopo pesado del hidrógeno que arranca a temperaturas mucho más bajas. Es una llama débil y breve, que se agota en unos pocos millones de años. Después, la enana marrón se limita a enfriarse durante el resto de su existencia, igual que una enana blanca pero por la razón contraria.

Detectarlas es endiabladamente difícil porque emiten casi todo en infrarrojo y muy poco. La primera confirmada, Teide 1, se descubrió en 1995 desde el Observatorio del Teide, en Tenerife, por un equipo del Instituto de Astrofísica de Canarias. Hoy se conocen miles, y la más cercana está a solo 6,5 años luz: el sistema doble Luhman 16, el tercero más próximo al Sol después de Alfa Centauri y la estrella de Barnard, y no se encontró hasta 2013. Teníamos vecinos a la vuelta de la esquina sin enterarnos.

El telescopio James Webb ha abierto la parte baja de esa escala. Las enanas de clase Y, las más frías, están por debajo de unos 475 grados absolutos, y el Webb ha encontrado una con una temperatura estimada de alrededor de 295, que en unidades cotidianas son unos 22 grados centígrados. Un objeto de masa casi estelar cuya superficie está a temperatura de habitación. Sus atmósferas, además, están químicamente fuera de equilibrio, señal de que en ellas se mueven corrientes y nubes que apenas empezamos a modelar.

Lo que todavía no sabemos

Cuánto retrasa exactamente el enfriamiento la cristalización. Es un problema práctico y no menor, porque de esos modelos depende la edad que asignamos a las poblaciones estelares más antiguas, y los datos de Gaia han obligado a rehacer cálculos que se daban por cerrados.

Tampoco está resuelto dónde termina un planeta gigante y empieza una enana marrón. El criterio de las 13 masas de Júpiter es una convención basada en la fusión del deuterio, pero hay quien defiende que lo relevante es cómo se formó el objeto —en un disco protoplanetario o por colapso de una nube— y no lo que quema. Ambos criterios dan clasificaciones distintas para los mismos cuerpos, y de momento conviven.

Y queda una pregunta con respuesta lejana: si el universo sigue expandiéndose y enfriándose, dentro de un tiempo inimaginable las enanas blancas se apagarán una a una, y quedará un cosmos lleno de cuerpos densos y oscuros a los que ya nadie llamará estrellas. Es el escenario más aburrido posible y también el más probable. Mientras tanto, el resto de finales estelares —incluidos los que pasan por fases de brillo variable y las enanas rojas, que viven billones de años— están en la sección de estrellas.