En 1838, Friedrich Wilhelm Bessel conseguiría unos de lo hitos más importantes de la Astronomía, medir por primera vez la distancia a una estrella. Para lograr esta hazaña, Bessel utilizó el método del paralaje estelar. Cuando se mide el desplazamiento de un astro sobre el fondo estelar al ser observado desde posiciones diferentes de la órbita terrestre en su desplazamiento alrededor del Sol, por medio de la aplicación de cálculos trigonométricos se puede obtener su distancia. La obtención de valores fiables de mediciones de este tipo, requiere instrumentos de medición y observación muy precisos.
No sería hasta el año 1838, cuando Bessel utilizando el Heliómetro de Fraunhofer, conseguiría calcular el paralaje de una estrella y por tanto conseguir medir su distancia. La estrella elegida fue 61 Cygni (1), una estrella doble que se encuentra en la constelación del Cisne y que es de hecho una de las estrellas dobles más bonitas que podemos observar con prismáticos. Pero independientemente de ello, esta estrella doble tiene una particularidad que la diferencia de la gran mayoría de estrellas, y es la velocidad con la que se desplaza a través del fondo estelar. El astrónomo Bessel era conocedor de esta peculiar característica de 61 Cygni, y atribuía este comportamiento diferente al de la mayoría de estrellas, a su mayor proximidad al Sol.
Al moverse más rápidamente a través del fondo de estrellas, lo que implicaba una mayor proximidad a la Tierra, significaba también que era más fácil de calcular su paralaje. Por tanto decidió utilizar a esta estrella, de entre varias candidatas, para calcular su distancia. Bessel obtuvo un valor de la distancia que nos separa de 61 Cygni de 10.4 años luz, mientras que mediciones más modernas han obtenido un valor de 11.36 años luz de distancia.
Todo este tema, por supuesto, da para escribir otra entrada en este blog, en la que se explique con más detalle los avatares de Bessel y de otros astrónomos que se embarcaron en la ardua y difícil tarea, por aquel entonces, de medir por primera vez la distancia a determinadas estrellas. Pero centrémonos ahora en la que es la protagonista de esta historia, la estrella enana blanca Sirio B.
Tras el éxito obtenido al medir la distancia que nos separa de 61 Cygni, Bessel decidió medir la distancia a Sirio, la estrella más brillante del firmamento nocturno. A través de sus observaciones, pudo constatar que Sirio no se desplaza en línea recta en relación al fondo de estrellas, sino que efectúa una especie de movimiento de bamboleo. Para Bessel, este comportamiento solamente podía ser explicado si se deducía que Sirio tenía una compañera estelar muy masiva, y que por motivos desconocidos, no podía ser vista.
Sin embargo, en 1862 Alvan Graham Clark observó por primera vez a Sirio B con el telescopio de 18 pulgadas (45 centímetros) que su padre había terminado de construir. Sirio B tarda 50 años en dar una vuelta alrededor de Sirio A, y de manera casual, cuando Alvan Graham Clark observó por primera vez a Sirio B, esta se encontraba en el punto más alejado de su órbita alrededor de su compañera, lo cual ayudó a su descubrimiento.
Debido a que la luminosidad de una estrella depende de su temperatura, en un primer momento los astrónomos dedujeron que Sirio B era una estrella de tamaño similar al de Sirio A, pero mucho más fría. No obstante, en 1914 el astrónomo del observatorio de Monte Wilson Walter Adams, mediante la aplicación de técnicas espectroscópicas, dedujo que Sirio B era más caliente que Sirio A, pero 10.000 veces menos brillante. Con estos datos, estando ambas estrellas a la misma distancia de la Tierra, Sirio B tenía que ser muy pequeña en comparación a Sirio A, de un tamaño algo inferior al de la Tierra. A partir de los datos observacionales, se pudo obtener por primera vez la masa de Sirio B, la cual es muy similar a la que posee nuestro Sol, 0,98 M☉. Nos encontramos por tanto ante una estrella que tiene una masa prácticamente igual a la de nuestro Sol, pero que sin embargo, tiene un tamaño casi idéntico al de la Tierra. Se trata por tanto de un tipo de estrellas muy densas que se conocen con el nombre de enanas blancas.
La existencia de las enanas blancas fue predicha por el astrofísico británico Arthur Stanley Eddington, quien en su libro publicado en 1926 La Constitución Interna de las Estrellas, decía que todas las estrellas al agotar su combustible nuclear al final de sus vidas, colapsaban bajo su propio peso convirtiéndose en estrellas pequeñas del tamaño de la Tierra. No obstante, por aquel entonces el también astrofísico de origen indio, Subrahmanyan Chandrasekhar leyó el libro escrito por Eddington y decidió incorporar los efectos de tipo relativistas y cuánticos a su cálculos, concluyendo que solamente las estrellas menos masivas, con una masa igual o inferior a 1,44 masas solares cumplirían esa condición. El resto de estrellas, al final de sus vidas cuando hubieran agotado el combustible nuclear, colapsarían hasta formar una estrella con un tamaño inferior al de la Tierra. A este límite de 1,44 masas solares, se le conoce como el límite de Chandrasekhar.
(1) Fue el astrónomo y sacerdote Giuseppe Piazzi quien se percató por primera vez de lo rápido que se movía la estrella 61 Gygni a través del fondo estelar, a la que se le llamaría por aquel entonces como «La Estrella Voladora de Piazzi».
Bibliografía
Astrofísica y Física: La estrella de Bessel en el Cisne.
Secretos del Universo. Autor: Paul Murdin. Editorial Akal 2019.
La Conexión Cósmica 