Comparación de tamaños entre la enana blanca IK Pegasi B
(centro abajo), su compañera de clase espectral A IK Pegasi A
(izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura
en la superficie de 35.500 K.

Autor: Santiago Ventura (astrofísico)
 
Tal como explicábamos en el post sobre Nebulosas Planetarias, las estrellas de masas iniciales entre 0.8 – 8 M_{ꙩ ( masas solares)} ,
pasarán por un estadio de Gigante Roja para dar lugar a una Enana
Blanca (WD- White Dwarf) cuya estructura se soportará en último término
por la degeneración de sus electrones. En 1930, el jovencísimo
científico de origen indio Subrahmanyan Chandrasekhar, nacido en Lahore
19 años antes -entonces colonia británica- calculó cuál era el límite máximo
que la masa de la WD resultante sería capaz de soportar gracias a la
degeneración de sus electrones. 

Sus cálculos concluyeron que 1.44 M_ꙩ era
ese límite: por encima de este límite, la estrella colapsaría. Pero,
¿qué ocurriría entonces? Vencida la resistencia de la degeneración de
electrones, la WD seguiría contrayéndose hasta que una nueva oposición
lo impidiese. Si la masa de la WD es inferior a 2.20 M_ꙩ (límite
TOV – de Tolman-Oppenheimer-Volkoff), esa nueva oposición la ejercerán
ahora los neutrones, también fermiones en degeneración, que habrán
surgido de la combinación por presión de protones y electrones libres: p⁺ + e^–  →  n  + v_e
(protón + electrón da lugar a neutrón + neutrino). 

Para que se llegue a
este estadio, la estrella inicial debe ser supermasiva y el desenlace
en estrella de neutrones (NS) se verá acompañado de una terrible
eyección de materia al exterior en forma de Supernova, de forma análoga a
cómo ocurria con las Nebulosas Planetarias pero esta vez
explosivamente, de forma prácticamente instantanea. De las estrellas de
neutrones y de las Supernovas nos ocuparemos en otros posts.

 El límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible de una estrella de tipo enana blanca. Si se supera este límite la estrella colapsará para convertirse en un agujero negro o en una estrella de neutrones (la mayoría de veces, en este último astro). Su valor fue calculado en 1930 por el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, cuando tenía solamente 19 años.