Anomalía de enfriamiento de enana blanca

La anomalía de enfriamiento de las enanas blancas es un retraso adicional en el enfriamiento que se ha observado en formas ultramasivas de estos remanentes estelares compactos . ^{[ 1 ]} A medida que una enana blanca se enfría, la cristalización de su interior libera energía, lo que ralentiza la tasa de enfriamiento. Sin embargo, las tasas de enfriamiento modeladas a partir de este proceso de formación de cristales no siempre coinciden con las de las muestras observadas de enanas blancas ultramasivas. En cambio, la sedimentación de iones más masivos puede proporcionar el calor faltante mediante la liberación de energía gravitacional . ^{[ 2 ] [ 3 ]} Como consecuencia, algunas enanas blancas podrían ser miles de millones de años más antiguas de lo que se creía anteriormente. ^{[ 4 ]}

Las enanas blancas son remanentes estelares que normalmente no generan energía mediante fusión termonuclear . En cambio, irradian la energía almacenada restante a un ritmo que disminuye progresivamente. ^{[ 5 ]} En el diagrama de Hertzsprung-Russell —un diagrama de dispersión de la temperatura efectiva estelar frente a la luminosidad— este enfriamiento puede verse como una secuencia descendente y hacia la derecha con el tiempo. Es decir, la temperatura y la luminosidad de la enana blanca disminuirán con el tiempo a medida que se pierde energía. ^{[ 6 ]}

En cierto punto, dentro del núcleo de enfriamiento de una enana blanca de carbono-oxígeno, las interacciones electrostáticas comenzarán a predominar sobre el movimiento térmico, y los iones cristalizarán en una estructura reticular. El resultado de este proceso será una liberación de energía, lo que ralentizará la velocidad de enfriamiento. ^{[ 7 ]} Esto producirá una acumulación en el diagrama HR, ya que las enanas blancas envejecidas pasarán hasta mil millones de años en la región donde ocurre la cristalización. Se genera calor adicional a partir de la energía gravitacional debido a la sedimentación de elementos en la región cristalizada, lo que ralentiza aún más el proceso de enfriamiento. ^{[ 8 ]}

En 2018, se publicó la segunda tanda de datos de la misión espacial astrométrica Gaia , que proporcionó datos fotométricos y de localización precisos para aproximadamente 260 000 candidatas a enanas blancas. ^{[ 9 ]} Por primera vez, esta información ofreció datos sobre las propiedades fundamentales de estos objetos a gran escala. Entre las características de estos resultados se encontraba la detección de una acumulación en el diagrama HR debido a la liberación de calor latente por cristalización. ^{[ 8 ] [ 10 ]}

En el diagrama HR de estas estrellas, se observan tres agrupaciones ramificadas, denominadas ramas A, B y Q, que corresponden a la población primaria (A), una segunda característica prominente (B) y una tercera característica que inicialmente se denominó "Q" para señalar que la naturaleza de esta rama era incierta cuando se observó por primera vez en 2018. De manera algo coincidente, la rama A está fuertemente asociada con una población de enanas blancas de tipo espectral DA, la rama B está correlacionada con una población de enanas blancas de tipo espectral DB, y la rama Q contiene un número significativo de enanas blancas de tipo espectral DQ (aunque también hay muchas otras clasificaciones espectrales presentes en la rama Q). Las dos primeras están asociadas con enanas blancas que tienen atmósferas ricas en hidrógeno y helio, mientras que la agrupación de la rama Q está asociada con enanas blancas ultramasivas. ^{[ 1 ]} Esta última clase incluye enanas blancas de oxígeno-neón, así como los productos de fusión de sistemas binarios de enanas blancas de carbono-oxígeno, y la característica de la rama Q parece alinearse más estrechamente con las enanas blancas de carbono-oxígeno ultramasivas en fase de cristalización que con las enanas blancas de oxígeno-neón que se esperaban previamente en este régimen. ^{[ 2 ] [ 3 ]}

El agrupamiento de la rama Q no está asociado con ninguna trayectoria de enfriamiento normal , sino que es el resultado de un retraso en el enfriamiento. Esta acumulación de enanas blancas de mayor masa es más estrecha y luminosa de lo que predicen los modelos de cristalización estándar, lo que sugiere que existe un retraso de enfriamiento adicional y anómalo. ^{[ 1 ]} Si bien los modelos estándar de cristalización predijeron que este retraso sería de hasta aproximadamente mil millones de años, las inferencias estadísticas encontraron que en aproximadamente el 7 % de las enanas blancas ultramasivas, este retraso de enfriamiento adicional puede durar hasta ocho mil millones de años. ^{[ 1 ]}

Se propuso que la sedimentación del isótopo neón-22 podría explicar la anomalía de enfriamiento. ^{[ 1 ]} Este elemento se produce en los núcleos estelares que generan energía a partir del ciclo CNO , ^{[ 1 ]} que es el proceso de fusión dominante en las estrellas ordinarias de la secuencia principal con al menos 1,3 veces la masa del Sol. ^{[ 11 ]} El ciclo CNO acumula nitrógeno-14 , que luego se convierte en ²² Ne a través de la fusión con helio . Este isótopo de neón pesado en neutrones experimenta una presión hacia abajo en el interior degenerado de una enana blanca de carbono-oxígeno, lo que provoca que se sedimente hacia el núcleo. ^{[ 12 ]} El potencial de energía gravitacional inicial del isótopo neón dentro de una enana blanca de masa solar es6,8 × 10 ⁴⁷ erg  , lo cual es suficiente para retrasar el enfriamiento durante unos 8.900  millones de años. ^{[ 1 ]} Se espera que la difusión del isótopo neón ocurra en las regiones líquidas del interior.

Según los cálculos de difusión para partículas solitarias, un problema con esta propuesta es que las tasas de sedimentación no serán suficientes para explicar el retraso en el enfriamiento. Para aumentar la tasa de sedimentación, se planteó la hipótesis de que los iones de ^22Ne forman cúmulos, lo que permite un hundimiento más rápido. ^{[ 2 ]} En un estado líquido que se aproxima a la cristalización, los grupos de iones de neón podrían acoplarse más fuertemente entre sí en comparación con la mezcla circundante de carbono y oxígeno. Se necesitan cúmulos en hundimiento de al menos 1000 iones de neón para explicar el retraso en el enfriamiento requerido de varios miles de millones de años. El resultado neto sería una lluvia de gotas de neón que crecen continuamente a medida que descienden y se fusionan con otras gotas de neón. Sin embargo, las simulaciones de esta hipótesis demostraron que la formación de cúmulos de ^22Ne no puede tener lugar en los bajos niveles de abundancia que se encuentran en las enanas blancas típicas de carbono-oxígeno. ^{[ 13 ] [ 14 ]}

Como hipótesis alternativa, se sugirió que la materia cristalizante en una enana blanca podría empobrecerse en ^22Ne en comparación con el líquido circundante. Si el empobrecimiento de neón es suficientemente grande, estos cristales son menos densos que el líquido circundante y flotarían hacia arriba, alejándose del interior cristalizado. Los cristales ascendentes eventualmente se funden, dejando un líquido destilado enriquecido en ^22Ne cerca del frente de cristalización. Cuando se cumplen las condiciones adecuadas de separación de fases , el neón puede cristalizar junto con el carbono y el oxígeno, creando una capa rica en neón. Si este proceso de destilación comienza cuando se inicia la cristalización en una enana blanca, el resultado es un núcleo rico en neón y una gran liberación de energía gravitacional. Un inicio posterior producirá una capa rica en neón más cercana a la superficie y, por lo tanto, una menor liberación de energía gravitacional. ^{[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]}

Aunque menos abundante que el neón, el mayor exceso de neutrones del hierro puede producir el doble de calentamiento por núcleo y una sedimentación más rápida. Suponiendo abundancias solares , una enana blanca de masa solar tendrá10 ⁻³ M _☉  del isótopo ⁵⁶ Fe . La sedimentación de incluso una fracción de este hierro puede generar10 ⁻⁴ a10 ⁻³ L _☉  durante un período de mil millones de años. Sin embargo, se espera que el retraso en el enfriamiento de este proceso en una enana blanca ultramasiva dure solo 100 millones de años, por lo que es insuficiente por sí solo para explicar la anomalía de enfriamiento de la rama Q. La precipitación de cristales de hierro puede acumularse en el centro, formando un núcleo de hierro del orden de100  km de diámetro. Dicho núcleo debería ser detectable mediante astrosismología . ^{[ 17 ]}

Como resultado de la transferencia de masa , una estrella en evolución puede fusionarse con su compañera enana blanca de carbono-oxígeno. Con una estrella subgigante que posee un núcleo rico en helio, la estrella fusionada puede fusionar ^22Ne con helio para formar ^26Mg . La fracción de masa del magnesio aumentará progresivamente antes de que la estrella se convierta en una enana blanca. Al igual que con el isótopo neón-22, el magnesio puede entonces sufrir un proceso de destilación y ser transportado hacia el núcleo, liberando energía gravitacional. El resultado puede ser un retraso en el enfriamiento de cuatro mil millones de años, y podría ayudar a explicar la sobreabundancia de enanas blancas más antiguas en la rama Q. ^{[ 18 ]}

• Koberlein, Brian (4 de febrero de 2025), "Las enanas blancas detienen su enfriamiento, lo que da a los planetas una segunda oportunidad de habitabilidad" , Universe Today , consultado el 6 de febrero de 2025 .
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• Fleury, Leesa; et  al. (marzo de 2023), "El origen de las enanas blancas ultramasivas: indicios de Gaia EDR3", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 520 (1): 364– 374, arXiv : 2205.01015 , Bibcode : 2023MNRAS.520..364F , doi : 10.1093/mnras/stad068 .