Miremos al cielo en una noche clara de invierno y fijémonos en la constelación de Orión. Cerca de ella está Sirio; la estrella más brillante del cielo, no tanto por su luminosidad, como por su cercanía, pues su luz sólo tarda poco más de ocho años en llegar a nosotros; pero no me voy a referir a ella, sino a su compañera, también de color blanco, Sirio B, casi invisible; y digo casi porque observándose tan tenue tiene que ser mucho más pequeña: hoy la consideramos una enana blanca. ¿Cómo se forman estas minúsculas estrellas cuyo tamaño es similar al de la Tierra?
Si bien la densidad del Sol es una vez y media la del agua, la densidad de su núcleo es trece veces mayor que el plomo; sin embargo, y a pesar de su enorme densidad, el núcleo solar se comporta como un gas. En los gases los átomos se mueven rápidamente, chocando unos contra otros sin cesar. En el interior estelar, debido a la enorme presión y temperatura, no hay átomos, sino plasma, o sea, núcleos atómicos y electrones; plasma que puede comprimirse a una billonésima del volumen del gas y seguir comportándose como gas, sólo que en vez de átomos habrá núcleos chocando unos contra otros. Durante este proceso algunos núcleos de hidrógeno se fusionan entre sí convirtiéndose en núcleos de helio y liberando energía: así se mantienen calientes y brillantes las estrellas. ¿Qué sucede cuando se agota el combustible capaz de fusionarse y la estrella se enfría? Se podría esperar que los núcleos recién formados capturasen de nuevo a los electrones volviéndose a convertir en átomos y transformando el plasma en gas; pero, para hacerlo, deben conseguir energía para expandirse y dejar sitio a los átomos, muchos más grandes que sus núcleos atómicos, con la gravedad, por si fuera poco, en contra. Tal proceso no puede ocurrir porque la estrella no tiene donde conseguir la energía necesaria. Sucede entonces que los núcleos atómicos quedan sumergidos en un mar de electrones y que la presión de los electrones, al chocar entre sí y contra los núcleos, equilibra la presión gravitatoria: así la estrella se estabiliza. El tamaño de estabilización del núcleo estelar -que ya podemos llamar enana blanca- depende de la masa de la estrella original, masa que no puede superar una vez y cuatro décimas la masa solar ni ser inferior a su sexta parte.
Si bien la densidad del Sol es una vez y media la del agua, la densidad de su núcleo es trece veces mayor que el plomo; sin embargo, y a pesar de su enorme densidad, el núcleo solar se comporta como un gas. En los gases los átomos se mueven rápidamente, chocando unos contra otros sin cesar. En el interior estelar, debido a la enorme presión y temperatura, no hay átomos, sino plasma, o sea, núcleos atómicos y electrones; plasma que puede comprimirse a una billonésima del volumen del gas y seguir comportándose como gas, sólo que en vez de átomos habrá núcleos chocando unos contra otros. Durante este proceso algunos núcleos de hidrógeno se fusionan entre sí convirtiéndose en núcleos de helio y liberando energía: así se mantienen calientes y brillantes las estrellas. ¿Qué sucede cuando se agota el combustible capaz de fusionarse y la estrella se enfría? Se podría esperar que los núcleos recién formados capturasen de nuevo a los electrones volviéndose a convertir en átomos y transformando el plasma en gas; pero, para hacerlo, deben conseguir energía para expandirse y dejar sitio a los átomos, muchos más grandes que sus núcleos atómicos, con la gravedad, por si fuera poco, en contra. Tal proceso no puede ocurrir porque la estrella no tiene donde conseguir la energía necesaria. Sucede entonces que los núcleos atómicos quedan sumergidos en un mar de electrones y que la presión de los electrones, al chocar entre sí y contra los núcleos, equilibra la presión gravitatoria: así la estrella se estabiliza. El tamaño de estabilización del núcleo estelar -que ya podemos llamar enana blanca- depende de la masa de la estrella original, masa que no puede superar una vez y cuatro décimas la masa solar ni ser inferior a su sexta parte.
