¿De dónde salen las enanas blancas como 40 Eridani, que mostramos recientemente, con su rara materia degenerada, que también contamos?
Las estrellas de masa como el Sol, o un poco más livianas, o un poco más pesadas, son las que se convierten en enanas blancas*. Cuando se acaba el hidrógeno en el núcleo se comprimen, lo cual agrega nuevo hidrógeno al núcleo y dispara una nueva etapa de fusión. La estrella se recalienta y se infla, convirtiéndose temporariamente en una gigante roja mientras empieza a fusionar helio. Finalmente pasa con el helio lo mismo que con el hidrógeno, el núcleo vuelve a comprimirse y la estrella rejuvenece. Durante esta etapa la estrella acumula carbono y oxígeno en el núcleo. A medida que el helio se acaba el núcleo vuelve a contraerse. Si la estrella tiene menos de 8 masas solares nunca llega a tener temperaturas suficientes para fusionar el carbono ni el oxígeno. La contracción aporta helio e hidrógeno remanentes como para recalentar y expulsar las capas exteriores de la estrella. Detrás queda el núcleo pelado, carbono y oxígeno principalmente, contrayéndose y calentándose, hasta que los electrones están tan apretados que se degeneran, con perdón de la expresión, y nace una enana blanca como 40 Eridani.
* Las enanas rojas también se convierten en enanas blancas, pero lo contaremos otro día.
Las capas exteriores, muy expandidas, calentadas e iluminadas por la violenta radiación de la enana caliente recién nacida, brillan magníficamente. Forman una nebulosa efímera que, por razones históricas del aspecto que tenían en los telescopios antiguos, se llama nebulosa planetaria. Hace poco fotografié una de las más bonitas desde el balcón de casa, la nebulosa NGC 3242, alias el Fantasma de Júpiter, en la constelación de la Hydra:
Aquí la vemos con su color verde azulado característico, en medio de un campo de hermosas estrellas muy tenues y de colores variados. Señalé una de décima magnitud, índice de color B-V 1.7, que corresponde a una temperatura de 3500 K (se dice kelvins, no grados kelvin) y un color anaranjadito típico. Es una estrella muy lejana (gracias, Gaia), a más de 4000 años luz, así que su brillo intrínseco es en realidad grande (magnitud absoluta 0) y debe ser una gigante roja cerca del final de su vida. Marqué también una un poco más tenue, con B-V negativo y color azul, lejanísima, a más de 20000 años luz: ésta debe ser una estrella joven pesada o una gigante azul.
El campo de esa foto es de tres cuartos de grado, y la nebulosa mide menos de un minuto, pero llegan a distinguirse detalles en su interior. Se ven mejor en un recorte más estrecho:
Aquí la vemos en primer plano. Tiene un halo externo casi circular, y en su interior una estructura oblonga más brillante, con un extremo un poco más brillante que el otro. En el centro mismo vemos la estrella que la creó, la enana blanca joven (tal vez de un par de miles de años), de magnitud 12.3 y color B-V muy negativo, indicando una enorme temperatura de unos 15000 K. Casi invisible, pero detectable, quedó en este recorte una estrella de ¡magnitud 15.4! que significa 36 mil veces más tenue que la estrella más tenue visible a simple vista en Bariloche.
Para terminar, dejo la versión a resolución completa y enderezada para que parezca un ojo, sin textos, para quien le guste.
Y una versión sin textos de la imagen ancha, también para quien quiera guardarla de recuerdo.
La foto de NGC 3242 del telescopio Hubble es de NASA/ESA/STScI. Las otras son mías. Los datos de magnitudes, colores y distancias son de ESA/Gaia EDR3.
La imagen es un stack (Sequator) de 10 fotos de 5 segundos a ISO 800, más otras 10 a ISO 1600, con darks, y los colores están calibrados con Regim. Telescopio Meade LX10 (SCT 20 cm F/10 x0.6). Cielo urbano con muy buena visibilidad.
Sobre las compañeras de la progenitora, que batieron las capas de la estrella para darle su forma peculiar: Soker, Zucker & Balick, The density profile of the elliptical planetary nebula NGC 3242, Astr. J. 104:2151-2160 (1992).
