Enana blanca

Una enana blanca es un remanente del núcleo estelar compuesto principalmente de materia degenerada por electrones . Una enana blanca es muy densa : su masa es comparable a la del Sol , mientras que su volumen es comparable al de la Tierra . La baja luminosidad de una enana blanca proviene de la emisión de energía térmica residual ; no se produce fusión en una enana blanca. ^[1] La enana blanca conocida más cercana es Sirio B , a 8,6 años luz, el componente más pequeño de la estrella binaria Sirio . Actualmente se cree que hay ocho enanas blancas entre los cien sistemas estelares más cercanos al Sol. ^[2] La inusual debilidad de las enanas blancas se reconoció por primera vez en 1910. ^{[3] : 1} El nombre enana blanca fue acuñado por Willem Jacob Luyten en 1922.

Se cree que las enanas blancas son el estado evolutivo final de las estrellas cuya masa no es lo suficientemente alta como para convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro . Esto incluye más del 97% de las estrellas de la Vía Láctea . ^{[4] : §1} Después de que termina el período de fusión de hidrógeno de una estrella de la secuencia principal de masa baja o media, dicha estrella se expandirá a una gigante roja durante la cual fusiona helio con carbono y oxígeno en su núcleo mediante el proceso triple alfa . Si una gigante roja tiene masa insuficiente para generar las temperaturas centrales necesarias para fusionar carbono (alrededor de 1  mil millones de K), se acumulará una masa inerte de carbono y oxígeno en su centro. Después de que una estrella de este tipo se desprenda de sus capas externas y forme una nebulosa planetaria , dejará atrás un núcleo, que es la enana blanca remanente. ^[5] Por lo general, las enanas blancas están compuestas de carbono y oxígeno ( enana blanca de CO ). Si la masa del progenitor está entre 7 y 9  masas solares ( M _☉ ), la temperatura del núcleo será suficiente para fusionar carbono pero no neón , en cuyo caso puede formarse una enana blanca de oxígeno-neón- magnesio ( ONeMg o ONe ). ^[6] Las estrellas de masa muy baja no podrán fusionar helio; por lo tanto, una enana blanca de helio ^{[7] [8]} puede formarse por pérdida de masa en sistemas binarios.

El material de una enana blanca ya no sufre reacciones de fusión, por lo que la estrella no tiene fuente de energía. Como resultado, no puede sostenerse por el calor generado por la fusión contra el colapso gravitacional , sino que solo se sostiene por la presión de degeneración de electrones , lo que hace que sea extremadamente densa. La física de la degeneración produce una masa máxima para una enana blanca no giratoria, el límite de Chandrasekhar (aproximadamente 1,44 veces M _☉ ), más allá del cual no puede sostenerse por la presión de degeneración de electrones. Una enana blanca de carbono-oxígeno que se acerca a este límite de masa, generalmente por transferencia de masa de una estrella compañera, puede explotar como una supernova de tipo Ia a través de un proceso conocido como detonación de carbono ; ^{[1] [5] Se cree que} SN 1006 es un ejemplo famoso.

Una enana blanca es muy caliente cuando se forma, pero como no tiene fuente de energía, se irá enfriando gradualmente a medida que irradia su energía. Esto significa que su radiación, que inicialmente tiene una temperatura de color alta , disminuirá y se enrojecerá con el tiempo. Con el paso del tiempo, una enana blanca se enfriará y su material comenzará a cristalizarse, empezando por el núcleo. La baja temperatura de la estrella significa que ya no emitirá calor ni luz significativos, y se convertirá en una enana negra fría . ^[5] Debido a que se calcula que el tiempo que tarda una enana blanca en alcanzar este estado es mayor que la edad actual del universo conocido (aproximadamente 13.800 millones de años), ^[9] se cree que aún no existen enanas negras. ^{[1] [4]} Las enanas blancas más antiguas conocidas todavía irradian a temperaturas de unos pocos miles de kelvin , lo que establece un límite observacional sobre la edad máxima posible del universo . ^[10]

La primera enana blanca descubierta se encontraba en el sistema estelar triple de 40 Eridani , que contiene la relativamente brillante estrella de secuencia principal 40 Eridani A , orbitada a distancia por el sistema binario más cercano de la enana blanca 40 Eridani B y la enana roja de secuencia principal 40 Eridani C. El par 40 Eridani B/C fue descubierto por William Herschel el 31 de enero de 1783. ^[11] En 1910, Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering y Williamina Fleming descubrieron que, a pesar de ser una estrella tenue, 40 Eridani B era de tipo espectral  A, o blanca. ^[12] En 1939, Russell miró hacia atrás sobre el descubrimiento: ^{[3] : 1}

Estaba visitando a mi amigo y generoso benefactor, el profesor Edward C. Pickering. Con su amabilidad característica, se había ofrecido a hacer que se observaran los espectros de todas las estrellas (incluidas las estrellas de comparación) que se habían observado en las observaciones de paralaje estelar que Hinks y yo hicimos en Cambridge, y yo discutí con él. Este trabajo aparentemente rutinario resultó muy fructífero: condujo al descubrimiento de que todas las estrellas de magnitud absoluta muy débil eran de clase espectral M. En una conversación sobre este tema (según recuerdo), pregunté a Pickering sobre otras estrellas débiles que no estaban en mi lista, y mencioné en particular 40 Eridani B. Como era característico de él, envió una nota a la oficina del observatorio y al poco tiempo llegó la respuesta (creo que de la señora Fleming) de que el espectro de esta estrella era A. Sabía lo suficiente sobre el tema, incluso en aquellos días paleozoicos, para darme cuenta de inmediato de que había una inconsistencia extrema entre lo que entonces habríamos llamado valores "posibles" del brillo superficial y la densidad. Debo haber demostrado que no sólo estaba desconcertado sino también abatido ante esta excepción a lo que parecía una regla muy bonita de características estelares; pero Pickering me sonrió y dijo: "Son sólo estas excepciones las que conducen a un avance en nuestro conocimiento", ¡y así las enanas blancas entraron en el reino del estudio!

El tipo espectral de 40 Eridani B fue descrito oficialmente en 1914 por Walter Adams . ^[13]

El siguiente descubrimiento fue la enana blanca compañera de Sirio, Sirio B. Durante el siglo XIX, las mediciones de posición de algunas estrellas se volvieron lo suficientemente precisas como para medir pequeños cambios en su ubicación. Friedrich Bessel utilizó mediciones de posición para determinar que las estrellas Sirio (α Canis Majoris) y Procyon (α Canis Minoris) cambiaban sus posiciones periódicamente. En 1844 predijo que ambas estrellas tenían compañeras invisibles: ^[14]

Si consideráramos a Sirio y Proción como estrellas dobles, el cambio de sus movimientos no nos sorprendería; los reconoceríamos como necesarios y sólo tendríamos que investigar su cantidad mediante la observación. Pero la luz no es una propiedad real de la masa. La existencia de innumerables estrellas visibles no puede probar nada contra la existencia de innumerables estrellas invisibles.

Bessel estimó aproximadamente el período de la compañera de Sirio en alrededor de medio siglo; ^[14] CAF Peters calculó una órbita para ella en 1851. ^[15] No fue hasta el 31 de enero de 1862 que Alvan Graham Clark observó una estrella nunca antes vista cerca de Sirio, identificada más tarde como la compañera predicha. ^[15] Walter Adams anunció en 1915 que había descubierto que el espectro de Sirio B era similar al de Sirio. ^[16]

En 1917, Adriaan van Maanen descubrió la Estrella de van Maanen , una enana blanca aislada. ^[17] Estas tres enanas blancas, las primeras descubiertas, son las llamadas enanas blancas clásicas . ^{[3] : 2} Con el tiempo, se encontraron muchas estrellas blancas débiles que tenían un alto movimiento propio , lo que indica que se podía sospechar que eran estrellas de baja luminosidad cercanas a la Tierra y, por lo tanto, enanas blancas. Willem Luyten parece haber sido el primero en utilizar el término enana blanca cuando examinó esta clase de estrellas en 1922; ^{[12] [18] [19] [20] [21]} el término fue popularizado más tarde por Arthur Eddington . ^{[12] [22]} A pesar de estas sospechas, la primera enana blanca no clásica no se identificó definitivamente hasta la década de 1930. En 1939 se habían descubierto 18 enanas blancas . ^{[3] : 3} Luyten y otros continuaron buscando enanas blancas en la década de 1940. En 1950, se conocían más de cien, ^[23] y en 1999, se conocían más de 2000. ^[24] Desde entonces, el Sloan Digital Sky Survey ha encontrado más de 9000 enanas blancas, en su mayoría nuevas. ^[25]

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Tipo espectral

Oh

B

A

F

GRAMO

K

METRO

yo

yo

Enanas marrones

Enanas blancas

Enanas rojas

Subenanos

Secuencia principal
("enanos")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes rojas

Gigantes azules

Gigantes brillantes

Supergigantes

Supergigante roja

Hipergigantes

magnitud absoluta ( M _V
)

Aunque se conocen enanas blancas con masas estimadas tan bajas como 0,17  M _☉ ^[26] y tan altas como 1,33  M _☉ , ^[27] la distribución de masas tiene un pico fuerte en 0,6  M _☉ , y la mayoría se encuentra entre 0,5 y 0,7  M _☉ . ^[27] Los radios estimados de las enanas blancas observadas son típicamente de 0,8 a 2% del radio del Sol ; ^[28] esto es comparable al radio de la Tierra de aproximadamente 0,9% del radio solar. Una enana blanca, entonces, concentra una masa comparable a la del Sol en un volumen que es típicamente un millón de veces más pequeño que el del Sol; la densidad promedio de materia en una enana blanca debe ser, por lo tanto, aproximadamente, 1.000.000 de veces mayor que la densidad promedio del Sol, o aproximadamente 10 ⁶  g/cm ³ , o 1  tonelada por centímetro cúbico. ^[1] Una enana blanca típica tiene una densidad de entre 10 ⁴ y 10 ⁷  g/cm ³ . Las enanas blancas están compuestas por una de las formas más densas de materia conocidas, superada solo por otras estrellas compactas como las estrellas de neutrones , las estrellas de quarks (hipotéticas), ^[29] y los agujeros negros .

Poco después de su descubrimiento, se descubrió que las enanas blancas eran extremadamente densas. Si una estrella está en un sistema binario , como es el caso de Sirio B o 40 Eridani B, es posible estimar su masa a partir de observaciones de la órbita binaria. Esto se hizo para Sirio B en 1910, ^[30] produciendo una estimación de masa de 0,94  M _☉ , que se compara bien con una estimación más moderna de 1,00  M _☉ . ^[31] Dado que los cuerpos más calientes irradian más energía que los más fríos, el brillo superficial de una estrella se puede estimar a partir de su temperatura superficial efectiva , y de su espectro . Si se conoce la distancia de la estrella, también se puede estimar su luminosidad absoluta. A partir de la luminosidad absoluta y la distancia, se puede calcular el área superficial de la estrella y su radio. Este tipo de razonamiento llevó a la conclusión, que desconcertó a los astrónomos de la época, de que, debido a su temperatura relativamente alta y a su luminosidad absoluta relativamente baja, Sirio B y 40 Eridani B debían ser muy densas. Cuando Ernst Öpik calculó la densidad de varias estrellas binarias visibles en 1916, descubrió que 40 Eridani B tenía una densidad de más de 25.000 veces la del Sol , lo que era tan alto que lo calificó de "imposible". ^[32] Como lo expresó más tarde Arthur Eddington , en 1927: ^{[33] : 50}

Aprendemos sobre las estrellas al recibir e interpretar los mensajes que nos trae su luz. El mensaje de la compañera de Sirio cuando fue descifrado decía: "Estoy compuesta de material 3.000 veces más denso que cualquier cosa que hayas conocido jamás; una tonelada de mi material sería una pequeña pepita que podrías meter en una caja de cerillas". ¿Qué respuesta se puede dar a un mensaje así? La respuesta que la mayoría de nosotros dimos en 1914 fue: "Cállate. No digas tonterías".

Como señaló Eddington en 1924, densidades de este orden implicaban que, según la teoría de la relatividad general , la luz procedente de Sirio B debería estar desplazada gravitacionalmente hacia el rojo . ^[22] Esto se confirmó cuando Adams midió este desplazamiento hacia el rojo en 1925. ^[34]

Tales densidades son posibles porque el material enano blanco no está compuesto de átomos unidos por enlaces químicos , sino que consiste en un plasma de núcleos no unidos y electrones . Por lo tanto, no hay obstáculo para colocar los núcleos más cerca de lo que normalmente permiten los orbitales de los electrones limitados por la materia normal. ^[22] Eddington se preguntó qué sucedería cuando este plasma se enfriara y la energía para mantener los átomos ionizados ya no fuera suficiente. ^[38] Esta paradoja fue resuelta por RH Fowler en 1926 mediante una aplicación de la mecánica cuántica recién ideada . Dado que los electrones obedecen al principio de exclusión de Pauli , no hay dos electrones que puedan ocupar el mismo estado , y deben obedecer a las estadísticas de Fermi-Dirac , también introducidas en 1926 para determinar la distribución estadística de partículas que satisfacen el principio de exclusión de Pauli. ^[39] A temperatura cero, por lo tanto, los electrones no pueden ocupar todos el estado de energía más baja, o fundamental ; Algunos de ellos tendrían que ocupar estados de mayor energía, formando una banda de estados de energía más bajos disponibles, el mar de Fermi . Este estado de los electrones, llamado degenerado , significaba que una enana blanca podría enfriarse a temperatura cero y aún poseer alta energía. ^{[38] [40]}

La compresión de una enana blanca aumentará el número de electrones en un volumen dado. Aplicando el principio de exclusión de Pauli, esto aumentará la energía cinética de los electrones, aumentando así la presión. ^{[38] [41]} Esta presión de degeneración de electrones protege a una enana blanca contra el colapso gravitacional. La presión depende solo de la densidad y no de la temperatura. La materia degenerada es relativamente compresible; esto significa que la densidad de una enana blanca de alta masa es mucho mayor que la de una enana blanca de baja masa y que el radio de una enana blanca disminuye a medida que aumenta su masa. ^[1]

La existencia de una masa límite que ninguna enana blanca puede superar sin colapsar en una estrella de neutrones es otra consecuencia de estar sostenida por la presión de degeneración de electrones. Dichas masas límite fueron calculadas para casos de una estrella idealizada de densidad constante en 1929 por Wilhelm Anderson ^[42] y en 1930 por Edmund C. Stoner ^[43] . Este valor se corrigió considerando el equilibrio hidrostático para el perfil de densidad, y el valor actualmente conocido del límite fue publicado por primera vez en 1931 por Subrahmanyan Chandrasekhar en su artículo "La masa máxima de las enanas blancas ideales". ^[44] Para una enana blanca no rotatoria, es igual a aproximadamente 5,7 M _☉ / μ _e ² , donde μ _e es el peso molecular promedio por electrón de la estrella. ^{[45] : eqn.(63)} Como el carbono-12 y el oxígeno-16 que componen predominantemente una enana blanca de carbono-oxígeno tienen ambos números atómicos iguales a la mitad de su peso atómico , uno debería tomar μ _e igual a 2 para tal estrella, ^[40] lo que lleva al valor comúnmente citado de 1,4  M _☉ . (Cerca del comienzo del siglo XX, había razones para creer que las estrellas estaban compuestas principalmente de elementos pesados, ^{[43] : 955} así que, en su artículo de 1931, Chandrasekhar fijó el peso molecular promedio por electrón, μ _e , igual a 2,5, dando un límite de 0,91  M _☉ .) Junto con William Alfred Fowler , Chandrasekhar recibió el Premio Nobel por este y otros trabajos en 1983. ^[46] La masa límite ahora se llama límite de Chandrasekhar .

Si una enana blanca superara el límite de Chandrasekhar y no se produjeran reacciones nucleares , la presión ejercida por los electrones ya no podría equilibrar la fuerza de la gravedad y colapsaría en un objeto más denso llamado estrella de neutrones . ^[47] Las enanas blancas de carbono-oxígeno que acumulan masa de una estrella vecina experimentan una reacción de fusión nuclear descontrolada, que conduce a una explosión de supernova de tipo Ia en la que la enana blanca puede ser destruida, antes de que alcance la masa límite. ^[48]

Una nueva investigación indica que muchas enanas blancas –al menos en ciertos tipos de galaxias– no pueden acercarse a ese límite por acreción. Se ha postulado que al menos algunas de las enanas blancas que se convierten en supernovas alcanzan la masa necesaria al colisionar entre sí. Puede ser que en las galaxias elípticas tales colisiones sean la principal fuente de supernovas. Esta hipótesis se basa en el hecho de que los rayos X producidos por esas galaxias son entre 30 y 50 veces menores que los que se espera que produzcan las supernovas de tipo Ia de esa galaxia a medida que la materia se acumula en la enana blanca desde su compañera circundante. Se ha concluido que no más del 5 por ciento de las supernovas en tales galaxias podrían crearse por el proceso de acreción sobre enanas blancas. La importancia de este hallazgo es que podría haber dos tipos de supernovas, lo que podría significar que el límite de Chandrasekhar no siempre se aplicaría para determinar cuándo una enana blanca se convierte en supernova, dado que dos enanas blancas en colisión podrían tener un rango de masas. Esto, a su vez, confundiría los esfuerzos por utilizar enanas blancas en explosión como velas estándar para determinar distancias. ^[49]

Las enanas blancas tienen baja luminosidad y, por lo tanto, ocupan una franja en la parte inferior del diagrama de Hertzsprung-Russell , un gráfico de la luminosidad estelar en función del color o la temperatura. No deben confundirse con los objetos de baja luminosidad en el extremo de baja masa de la secuencia principal, como las enanas rojas que fusionan hidrógeno , cuyos núcleos están sostenidos en parte por la presión térmica, ^{[50] o las} enanas marrones, de temperatura aún más baja . ^[51]

La relación entre la masa y el radio de las enanas blancas de baja masa se puede estimar utilizando la ecuación de estado del gas de Fermi no relativista, que da ^[40]

${\displaystyle R\approx {\frac {N^{5/3}\hbar ^{2}}{2m_{e}GM^{1/3}}},}$

donde R es el radio, M es la masa total de la estrella, N es el número de electrones por unidad de masa (dependiente solo de la composición), m _e es la masa del electrón , es la constante de Planck reducida y G es la constante gravitacional .${\displaystyle \hbar }$

Dado que este análisis utiliza la fórmula no relativista T = p ²  / 2 m para la energía cinética, no es relativista. Cuando la velocidad del electrón en una enana blanca está cerca de la velocidad de la luz , la fórmula de la energía cinética se acerca a T = pc donde c es la velocidad de la luz, y se puede demostrar que no hay un equilibrio estable en el límite ultrarelativista . En particular, este análisis produce la masa máxima de una enana blanca, que es ^[40]

${\displaystyle M_{\rm {limit}}\approx N^{2}\left({\frac {\hbar c}{G}}\right)^{3/2}.}$

Para un cálculo más preciso de la relación masa-radio y la masa límite de una enana blanca, se debe calcular la ecuación de estado que describe la relación entre la densidad y la presión en el material de la enana blanca. Si la densidad y la presión se establecen como funciones del radio desde el centro de la estrella, el sistema de ecuaciones que consiste en la ecuación hidrostática junto con la ecuación de estado se puede resolver para encontrar la estructura de la enana blanca en equilibrio. En el caso no relativista, todavía encontraremos que el radio es inversamente proporcional a la raíz cúbica de la masa. ^{[45] : ecuación (80)} Las correcciones relativistas alterarán el resultado de modo que el radio se vuelva cero en un valor finito de la masa. Este es el valor límite de la masa, llamado el límite de Chandrasekhar , en el que la enana blanca ya no puede ser sostenida por la presión de degeneración electrónica. El gráfico de la derecha muestra el resultado de dicho cálculo. Se muestra cómo varía el radio con la masa en los modelos no relativistas (curva azul) y relativistas (curva verde) de una enana blanca. Ambos modelos tratan a la enana blanca como un gas de Fermi frío en equilibrio hidrostático. El peso molecular promedio por electrón, μ _e , se ha establecido en 2. El radio se mide en radios solares estándar y la masa en masas solares estándar. ^{[45] [52]}

Todos estos cálculos suponen que la enana blanca no rota. Si la enana blanca rota, la ecuación de equilibrio hidrostático debe modificarse para tener en cuenta la pseudofuerza centrífuga que surge del trabajo en un marco rotatorio . ^[53] Para una enana blanca que rota uniformemente, la masa límite aumenta solo ligeramente. Si se permite que la estrella rote de manera no uniforme y se descuida la viscosidad , entonces, como señaló Fred Hoyle en 1947, ^[54] no hay límite para la masa para la cual es posible que una enana blanca modelo esté en equilibrio estático. No todas estas estrellas modelo serán dinámicamente estables. ^[55]

Las enanas blancas rotatorias y las estimaciones de su diámetro en términos de la velocidad angular de rotación han sido tratadas en la rigurosa literatura matemática. ^[56] La estructura fina del límite libre de las enanas blancas también ha sido analizada matemáticamente de manera rigurosa. ^[57]

La materia degenerada que constituye la mayor parte de una enana blanca tiene una opacidad muy baja , porque cualquier absorción de un fotón requiere que un electrón deba realizar la transición a un estado vacío superior, lo que puede no ser posible ya que la energía del fotón puede no coincidir con los posibles estados cuánticos disponibles para ese electrón, por lo tanto, la transferencia de calor radiativo dentro de una enana blanca es baja; sin embargo, tiene una alta conductividad térmica . Como resultado, el interior de la enana blanca mantiene una temperatura casi uniforme a medida que se enfría, comenzando aproximadamente en 10 ⁸  K poco después de la formación de la enana blanca y llegando a menos de 10 ⁶  K para las enanas blancas más frías conocidas. ^[58] Una capa exterior de materia no degenerada se encuentra sobre el núcleo degenerado. Las capas más externas, que tienen temperaturas inferiores a 10 ⁵  K, irradian aproximadamente como un cuerpo negro . Una enana blanca permanece visible durante mucho tiempo, mientras su tenue atmósfera exterior irradia lentamente el contenido térmico del interior degenerado.

La radiación visible emitida por las enanas blancas varía en un amplio rango de colores, desde el color azul blanquecino de una estrella de secuencia principal de tipo O, B o A hasta el amarillo anaranjado de una estrella de tipo K tardío o de tipo M temprano. ^[59] Las temperaturas superficiales efectivas de las enanas blancas se extienden desde más de 150.000 K ^[24] hasta apenas menos de 4.000 K. ^{[60] [61]} De acuerdo con la ley de Stefan-Boltzmann , la luminosidad aumenta con el aumento de la temperatura superficial (proporcional a T ⁴ ); este rango de temperatura superficial corresponde a una luminosidad de más de 100 veces la del Sol a menos de 1 ⁄ 10.000 de la del Sol. ^[61] Se ha observado que las enanas blancas calientes, con temperaturas superficiales superiores a 30.000 K, son fuentes de rayos X suaves (es decir, de menor energía) . Esto permite estudiar la composición y estructura de sus atmósferas mediante observaciones de rayos X suaves y ultravioleta extremo . ^[62]

Las enanas blancas también irradian neutrinos a través del proceso Urca . ^[63] Este proceso tiene más efecto en las enanas blancas más calientes y jóvenes.

Como explicó Leon Mestel en 1952, a menos que la enana blanca acreciente materia de una estrella compañera u otra fuente, su radiación proviene de su calor almacenado, que no se repone. ^{[64] [65] : §2.1} Las enanas blancas tienen una superficie extremadamente pequeña para irradiar este calor, por lo que se enfrían gradualmente, permaneciendo calientes durante mucho tiempo. ^[5] A medida que una enana blanca se enfría, su temperatura superficial disminuye, la radiación que emite se enrojece y su luminosidad disminuye. Dado que la enana blanca no tiene otro sumidero de energía que la radiación, se deduce que su enfriamiento se ralentiza con el tiempo. La tasa de enfriamiento se ha estimado para una enana blanca de carbono de 0,59 M _☉ con una atmósfera de hidrógeno . Después de tardar inicialmente aproximadamente 1.500 millones de años en enfriarse hasta una temperatura superficial de 7.140 K, enfriar aproximadamente 500 kelvin más hasta 6.590 K lleva alrededor de 300 millones de años, pero los dos pasos siguientes de alrededor de 500 kelvin (hasta 6.030 K y 5.550 K) llevan primero 400 millones y luego 1.100 millones de años. ^{[66] : Tabla 2}

La mayoría de las enanas blancas observadas tienen temperaturas superficiales relativamente altas, entre 8.000 K y 40.000 K. ^{[25] [67]} Sin embargo, una enana blanca pasa más de su vida a temperaturas más frías que a temperaturas más calientes, por lo que deberíamos esperar que haya más enanas blancas frías que enanas blancas calientes. Una vez que ajustamos el efecto de selección de que las enanas blancas más calientes y luminosas son más fáciles de observar, encontramos que disminuir el rango de temperatura examinado da como resultado encontrar más enanas blancas. ^[68] Esta tendencia se detiene cuando llegamos a enanas blancas extremadamente frías; se observan pocas enanas blancas con temperaturas superficiales por debajo de 4.000 K, ^[69] y una de las más frías observadas hasta ahora, WD J2147–4035 , tiene una temperatura superficial de aproximadamente 3.050 K. ^[70] La razón de esto es que la edad del Universo es finita; ^{[71] [72]} no ha habido tiempo suficiente para que las enanas blancas se enfríen por debajo de esta temperatura. Por lo tanto, la función de luminosidad de las enanas blancas se puede utilizar para encontrar el momento en que las estrellas comenzaron a formarse en una región; una estimación de la edad de nuestro disco galáctico encontrada de esta manera es de 8 mil millones de años. ^[68] Una enana blanca eventualmente, en muchos billones de años, se enfriará y se convertirá en una enana negra no radiante en equilibrio térmico aproximado con sus alrededores y con la radiación cósmica de fondo . No se cree que existan enanas negras todavía. ^[1] A temperaturas muy bajas (<4000 K) las enanas blancas con hidrógeno en su atmósfera se verán afectadas por la absorción inducida por colisión (CIA) de moléculas de hidrógeno que chocan con átomos de helio. Esto afecta el brillo rojo e infrarrojo óptico de las enanas blancas con una atmósfera de hidrógeno o una mezcla de hidrógeno y helio. Esto hace que las enanas blancas antiguas con este tipo de atmósfera sean más azules que la secuencia de enfriamiento principal. Por lo tanto, estas enanas blancas se denominan enanas blancas débiles en el infrarrojo. Las enanas blancas con atmósferas pobres en hidrógeno, como WD J2147–4035, se ven menos afectadas por la CIA y, por lo tanto, tienen un color entre amarillo y naranja. ^{[73] [70]}

El material del núcleo de una enana blanca es un plasma completamente ionizado (una mezcla de núcleos y electrones ) que inicialmente se encuentra en estado fluido. En la década de 1960 se predijo teóricamente que, en una etapa avanzada de enfriamiento, debería cristalizar en un estado sólido, comenzando por su centro. ^[74] Se cree que la estructura cristalina es una red cúbica centrada en el cuerpo . ^{[4] [75]} En 1995 se sugirió que las observaciones astrosismológicas de enanas blancas pulsantes arrojaron una prueba potencial de la teoría de la cristalización, ^[76] y en 2004 se realizaron observaciones que sugirieron que aproximadamente el 90% de la masa de BPM 37093 había cristalizado. ^{[77] [78] [79]} Otros trabajos dan una fracción de masa cristalizada de entre el 32% y el 82%. ^[80] A medida que el núcleo de una enana blanca se cristaliza en una fase sólida, se libera calor latente que proporciona una fuente de energía térmica que retrasa su enfriamiento. ^[81] Otro posible mecanismo que se sugirió para explicar el aparente retraso en el enfriamiento de algunos tipos de enanas blancas es un proceso de destilación sólido-líquido: los cristales formados en el núcleo son flotantes y flotan hacia arriba, desplazando así el líquido más pesado hacia abajo, lo que provoca una liberación neta de energía gravitacional. ^[82] El fraccionamiento químico entre las especies iónicas en la mezcla de plasma puede liberar una cantidad similar o incluso mayor de energía. ^{[83] [84] [85]} Esta liberación de energía se confirmó por primera vez en 2019 después de la identificación de una acumulación en la secuencia de enfriamiento de más de 15.000 enanas blancas observadas con el satélite Gaia . ^[86]

Las enanas blancas de helio de baja masa (masa < 0,20  M _☉ ), a menudo denominadas enanas blancas de masa extremadamente baja (ELM WD), se forman en sistemas binarios. Como resultado de sus envolturas ricas en hidrógeno, la combustión de hidrógeno residual a través del ciclo CNO puede mantener calientes a estas enanas blancas en una escala de tiempo larga. Además, permanecen en una etapa de protoenana blanca hinchada hasta 2 mil millones de años antes de alcanzar la trayectoria de enfriamiento. ^[87]

Aunque se cree que la mayoría de las enanas blancas están compuestas de carbono y oxígeno, la espectroscopia generalmente muestra que su luz emitida proviene de una atmósfera que se observa que está dominada por hidrógeno o helio . El elemento dominante suele ser al menos 1000 veces más abundante que todos los demás elementos. Como explicó Schatzman en la década de 1940, se cree que la alta gravedad superficial causa esta pureza al separar gravitacionalmente la atmósfera de modo que los elementos pesados ​​están debajo y los más ligeros arriba. ^{[89] [90] : §§5–6} Se cree que esta atmósfera, la única parte de la enana blanca visible para nosotros, es la parte superior de una envoltura que es un residuo de la envoltura de la estrella en la fase AGB y también puede contener material acretado del medio interestelar . Se cree que la envoltura consiste en una capa rica en helio con una masa no mayor a 1 ⁄ 100 de la masa total de la estrella, que, si la atmósfera está dominada por hidrógeno, está cubierta por una capa rica en hidrógeno con una masa de aproximadamente 1 ⁄ 10,000 de la masa total de la estrella. ^{[61] [91] : §§4–5}

Aunque delgadas, estas capas externas determinan la evolución térmica de la enana blanca. Los electrones degenerados en la masa de una enana blanca conducen bien el calor. Por lo tanto, la mayor parte de la masa de una enana blanca está casi a la misma temperatura ( isoterma ), y también es caliente: una enana blanca con una temperatura superficial entre 8.000 K y 16.000 K tendrá una temperatura central entre aproximadamente 5.000.000 K y 20.000.000 K. La enana blanca se mantiene fresca muy rápidamente solo por la opacidad de sus capas externas a la radiación. ^[61]

El primer intento de clasificar los espectros de enanas blancas parece haber sido realizado por GP Kuiper en 1941, ^{[59] [92]} y desde entonces se han propuesto y utilizado varios esquemas de clasificación. ^{[93] [94]} El sistema actualmente en uso fue introducido por Edward M. Sion , Jesse L. Greenstein y sus coautores en 1983 y ha sido revisado posteriormente varias veces. Clasifica un espectro mediante un símbolo que consiste en una D inicial, una letra que describe la característica principal del espectro seguida de una secuencia opcional de letras que describen características secundarias del espectro (como se muestra en la tabla adyacente) y un número de índice de temperatura, calculado dividiendo 50.400 K por la temperatura efectiva . Por ejemplo:

• A una enana blanca con sólo líneas He I en su espectro y una temperatura efectiva de 15.000 K se le podría dar la clasificación de DB3 o, si lo justifica la precisión de la medición de temperatura, DB3.5.
• Una enana blanca con un campo magnético polarizado , una temperatura efectiva de 17.000 K y un espectro dominado por líneas He I que también tenían características de hidrógeno podría recibir la clasificación de DBAP3.

También se pueden utilizar los símbolos "?" y ":" si no se sabe con certeza la clasificación correcta. ^{[24] [59]}

Las enanas blancas cuya clasificación espectral primaria es DA tienen atmósferas dominadas por hidrógeno. Constituyen la mayoría, aproximadamente el 80%, de todas las enanas blancas observadas. ^[61] La siguiente clase en número es la de DB, aproximadamente el 16%. ^[95] La clase DQ caliente, por encima de los 15.000 K (aproximadamente el 0,1%) tiene atmósferas dominadas por carbono. ^[96] Las clasificadas como DB, DC, DO, DZ y DQ fría tienen atmósferas dominadas por helio. Suponiendo que no haya carbono ni metales presentes, la clasificación espectral que se observe depende de la temperatura efectiva. Entre aproximadamente 100.000 K y 45.000 K, el espectro se clasificará como DO, dominado por helio de ionización simple. De 30.000 K a 12.000 K, el espectro será DB, mostrando líneas de helio neutrales, y por debajo de unos 12.000 K, el espectro no tendrá características y se clasificará como DC. ^{[91] : §2.4  [61]}

Se ha detectado hidrógeno molecular ( H ₂ ^{) en los espectros de las atmósferas de algunas enanas blancas. [97]}

Entre el 25 y el 33 % de las enanas blancas tienen líneas de metal en sus espectros, lo que es notable porque cualquier elemento pesado en una enana blanca debería hundirse en el interior de la estrella en solo una pequeña fracción de su vida útil. ^[98] La explicación predominante para las enanas blancas ricas en metales es que han acumulado recientemente planetesimales rocosos. ^[98] La composición en masa del objeto acumulado se puede medir a partir de la intensidad de las líneas de metal. Por ejemplo, un estudio de 2015 de la enana blanca Ton 345 concluyó que sus abundancias de metales eran consistentes con las de un planeta rocoso diferenciado cuyo manto había sido erosionado por el viento de la estrella anfitriona durante su fase de rama gigante asintótica . ^[99]

Los campos magnéticos en enanas blancas con una fuerza en la superficie de c. 1 millón de gauss (100  teslas ) fueron predichos por PMS Blackett en 1947 como consecuencia de una ley física que había propuesto que establecía que un cuerpo giratorio sin carga debería generar un campo magnético proporcional a su momento angular . ^[100] Esta supuesta ley, a veces llamada efecto Blackett , nunca fue generalmente aceptada, y en la década de 1950 incluso Blackett sintió que había sido refutada. ^{[101] : 39–43} En la década de 1960, se propuso que las enanas blancas podrían tener campos magnéticos debido a la conservación del flujo magnético superficial total que existía en su fase de estrella progenitora. ^[102] Un campo magnético superficial de c. 100 gauss (0,01 T) en la estrella progenitora se convertiría así en un campo magnético superficial de c. 100·100 ²  = 1 millón de gauss (100 T) una vez que el radio de la estrella se había reducido por un factor de 100. ^{[90] : §8  [103] : 484} La primera enana blanca magnética que se descubrió fue GJ 742 (también conocida como GRW +70 8247 ) que fue identificada por James Kemp, John Swedlund, John Landstreet y Roger Angel en 1970 como portadora de un campo magnético por su emisión de luz polarizada circularmente . ^[104] Se cree que tiene un campo de superficie de aproximadamente 300 millones de gauss (30 kT). ^{[90] : §8}

Desde 1970, se han descubierto campos magnéticos en más de 200 enanas blancas, que van desde2 × 10 ³ a10 ⁹  gauss (0,2 T a 100 kT). ^[105] La gran cantidad de enanas blancas magnéticas conocidas actualmente se debe al hecho de que la mayoría de las enanas blancas se identifican mediante espectroscopia de baja resolución, que puede revelar la presencia de un campo magnético de 1 megagauss o más. Por lo tanto, el proceso de identificación básico también da como resultado a veces el descubrimiento de campos magnéticos. ^[106] Se ha estimado que al menos el 10% de las enanas blancas tienen campos superiores a 1 millón de gauss (100 T). ^{[107] [108]}

La enana blanca altamente magnetizada del sistema binario AR Scorpii fue identificada en 2016 como el primer púlsar en el que el objeto compacto es una enana blanca en lugar de una estrella de neutrones. ^[109]

Los campos magnéticos en una enana blanca pueden permitir la existencia de un nuevo tipo de enlace químico , el enlace paramagnético perpendicular , además de enlaces iónicos y covalentes , dando lugar a lo que inicialmente se describió como "materia magnetizada" en una investigación publicada en 2012. ^[110]

Los primeros cálculos sugirieron que podría haber enanas blancas cuya luminosidad variaba con un período de alrededor de 10 segundos, pero las búsquedas en la década de 1960 no lograron observar esto. ^{[90] : §7.1.1  [113]} La primera enana blanca variable encontrada fue HL Tau 76 ; en 1965 y 1966, y se observó que variaba con un período de aproximadamente 12,5 minutos. ^{[114] La razón de que este período sea más largo de lo previsto es que la variabilidad de HL Tau 76, como la de las otras enanas blancas variables pulsantes conocidas, surge de pulsaciones} de ondas de gravedad no radiales . ^{[90] : §7} Los tipos conocidos de enanas blancas pulsantes incluyen las estrellas DAV o ZZ Ceti , incluida HL Tau 76, con atmósferas dominadas por hidrógeno y el tipo espectral DA; ^{[90] : 891, 895} DBV o V777 Her , estrellas con atmósferas dominadas por helio y tipo espectral DB; ^{[61] : 3525} y estrellas GW Vir , a veces subdivididas en estrellas DOV y PNNV , con atmósferas dominadas por helio, carbono y oxígeno. ^{[112] [115]} Las estrellas GW Vir no son, estrictamente hablando, enanas blancas, sino estrellas que se encuentran en una posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell entre la rama gigante asintótica y la región de las enanas blancas. Se las puede llamar preenanas blancas . ^{[112] [116]} Todas estas variables exhiben pequeñas variaciones (1–30%) en la emisión de luz, que surgen de una superposición de modos vibracionales con períodos de cientos a miles de segundos. La observación de estas variaciones proporciona evidencia asterosismológica sobre los interiores de las enanas blancas. ^[117]

Se cree que las enanas blancas representan el punto final de la evolución estelar de las estrellas de la secuencia principal con masas de entre 0,07 y 10  M☉ _. ^{[4] [118]} La composición de la enana blanca producida dependerá de la masa inicial de la estrella. Los modelos galácticos actuales sugieren que la Vía Láctea contiene actualmente unos diez mil millones de enanas blancas. ^[119]

Si la masa de una estrella de la secuencia principal es inferior a aproximadamente la mitad de la masa solar , nunca se calentará lo suficiente como para encenderse y fusionar helio en su núcleo. ^[120] Se cree que, a lo largo de una vida útil que excede considerablemente la edad del universo (aproximadamente 13.800 millones de años), ^[9] dicha estrella acabará quemando todo su hidrógeno, convirtiéndose durante un tiempo en una enana azul y terminando su evolución como una enana blanca de helio compuesta principalmente de núcleos de helio-4 . ^[121] Debido al largo tiempo que lleva este proceso, no se cree que sea el origen de las enanas blancas de helio observadas. Más bien, se cree que son el producto de la pérdida de masa en sistemas binarios ^{[5] [ 7] [8] [122] [123] [124]} o la pérdida de masa debido a un gran compañero planetario. ^{[125] [126]}

Si la masa de una estrella de la secuencia principal está entre 0,5 y 8  M _☉ , ^{[120] [127]} su núcleo se calentará lo suficiente para fusionar helio en carbono y oxígeno a través del proceso triple alfa , pero nunca se calentará lo suficiente para fusionar carbono en neón . Cerca del final del período en el que experimenta reacciones de fusión, dicha estrella tendrá un núcleo de carbono-oxígeno que no experimenta reacciones de fusión, rodeado por una capa interna que quema helio y una capa externa que quema hidrógeno. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, se encontrará en la rama gigante asintótica. Luego expulsará la mayor parte de su material externo, creando una nebulosa planetaria , hasta que solo quede el núcleo de carbono-oxígeno. Este proceso es responsable de las enanas blancas de carbono-oxígeno que forman la gran mayoría de las enanas blancas observadas. ^{[122] [128] [129]}

Si una estrella es lo suficientemente masiva, su núcleo eventualmente se calentará lo suficiente para fusionar carbono en neón, y luego fusionar neón en hierro. Una estrella así no se convertirá en una enana blanca, porque la masa de su núcleo central, no fusionado, inicialmente soportado por la presión de degeneración de electrones, eventualmente excederá la masa más grande posible soportada por la presión de degeneración. En este punto, el núcleo de la estrella colapsará y explotará en una supernova de colapso de núcleo que dejará atrás un remanente de estrella de neutrones, agujero negro o posiblemente una forma más exótica de estrella compacta . ^{[118] [130]} Algunas estrellas de la secuencia principal, de quizás 8 a 10  M _☉ , aunque suficientemente masivas para fusionar carbono en neón y magnesio , pueden ser insuficientemente masivas para fusionar neón . Una estrella así puede dejar un remanente de enana blanca compuesto principalmente de oxígeno , neón y magnesio , siempre que su núcleo no colapse, y siempre que la fusión no proceda tan violentamente como para hacer estallar la estrella en una supernova . ^{[131] [127]} Aunque se han identificado algunas enanas blancas que pueden ser de este tipo, la mayor parte de la evidencia de su existencia proviene de las novas llamadas ONeMg o novas de neón . Los espectros de estas novas muestran abundancias de neón, magnesio y otros elementos de masa intermedia que parecen ser explicables únicamente por la acreción de material sobre una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio. ^{[6] [132] [133]}

Las supernovas de tipo Iax , que implican la acreción de helio por una enana blanca, se han propuesto como un canal para la transformación de este tipo de remanente estelar. En este escenario, la detonación de carbono producida en una supernova de tipo Ia es demasiado débil para destruir la enana blanca, expulsando solo una pequeña parte de su masa como material eyectado, pero produce una explosión asimétrica que patea la estrella, a menudo conocida como estrella zombi , a altas velocidades de una estrella hipervelozante . La materia procesada en la detonación fallida es reacretada por la enana blanca y los elementos más pesados, como el hierro, caen a su núcleo donde se acumulan. ^[134] Estas enanas blancas con núcleo de hierro serían más pequeñas que las del tipo carbono-oxígeno de masa similar y se enfriarían y cristalizarían más rápido que estas. ^[135]

Una enana blanca es estable una vez formada y continuará enfriándose casi indefinidamente, hasta convertirse eventualmente en una enana negra. Suponiendo que el universo continúa expandiéndose, se cree que en 10 ¹⁹ a 10 ²⁰ años, las galaxias se evaporarán a medida que sus estrellas escapen al espacio intergaláctico. ^{[136] : §IIIA} Las enanas blancas generalmente deberían sobrevivir a la dispersión galáctica, aunque una colisión ocasional entre enanas blancas puede producir una nueva estrella en fusión o una enana blanca de masa super-Chandrasekhar que explotará en una supernova de Tipo Ia . ^{[136] : §§IIIC, IV} Se cree que la vida útil posterior de las enanas blancas es del orden de la vida útil hipotética del protón , conocida por ser al menos 10 ³⁴ –10 ³⁵ años. Algunas teorías de gran unificación predicen una vida útil del protón entre 10 ³⁰ y 10 ³⁶ años. Si estas teorías no son válidas, el protón podría desintegrarse mediante reacciones nucleares complicadas o mediante procesos gravitacionales cuánticos que involucran agujeros negros virtuales ; en estos casos, se estima que su vida útil no es más de 10 ²⁰⁰ años. Si los protones se desintegran, la masa de una enana blanca disminuirá muy lentamente con el tiempo a medida que se desintegran sus núcleos, hasta que pierda suficiente masa para convertirse en un bulto de materia no degenerada y finalmente desaparezca por completo. ^{[136] : §IV}

Una enana blanca también puede ser canibalizada o evaporada por una estrella compañera, lo que hace que la enana blanca pierda tanta masa que se convierte en un objeto de masa planetaria . El objeto resultante, orbitando alrededor de la antigua compañera, ahora estrella anfitriona, podría ser un planeta de helio o un planeta de diamante . ^{[137] [138]}

El sistema estelar y planetario de una enana blanca se hereda de su estrella progenitora y puede interactuar con ella de diversas maneras. Existen varios indicios de que una enana blanca tiene un sistema planetario remanente. ^{[ cita requerida ]}

La evidencia observable más común de un sistema planetario remanente es la contaminación del espectro de una enana blanca con líneas de absorción de metales . Entre el 27 y el 50% de las enanas blancas muestran un espectro contaminado con metales, ^[141] pero estos elementos pesados ​​se depositan en la atmósfera de las enanas blancas más frías que 20.000 K. La hipótesis más aceptada es que esta contaminación proviene de cuerpos rocosos alterados por las mareas . ^{[142] [143]} La primera observación de una enana blanca contaminada con metales fue realizada por van Maanen ^[144] en 1917 en el Observatorio del Monte Wilson y ahora se reconoce como la primera evidencia de exoplanetas en astronomía. ^[145] La enana blanca van Maanen 2 muestra hierro, calcio y magnesio en su atmósfera, ^[146] pero van Maanen la clasificó erróneamente como la estrella de tipo F más débil basándose en las líneas H y K de calcio . ^[147] Se piensa que el nitrógeno de las enanas blancas proviene del hielo de nitrógeno de objetos extrasolares del Cinturón de Kuiper , el litio proviene del material de la corteza acretada y el berilio proviene de exolunas . ^[145]

Una evidencia observable menos común es el exceso de infrarrojo debido a un disco de escombros plano y ópticamente grueso, que se encuentra en alrededor del 1-4% de las enanas blancas. ^[143] La primera enana blanca con exceso de infrarrojo fue descubierta por Zuckerman y Becklin en 1987 en el infrarrojo cercano alrededor de Giclas 29-38 ^[148] y luego se confirmó que era un disco de escombros. ^[149] Las enanas blancas más calientes que 27.000 K subliman todo el polvo formado por la disrupción mareal de un cuerpo rocoso, evitando la formación de un disco de escombros. En enanas blancas más frías, un cuerpo rocoso podría ser disrupido por mareas cerca del radio de Roche y forzado a una órbita circular por el arrastre de Poynting-Robertson , que es más fuerte para enanas blancas menos masivas. El arrastre de Poynting-Robertson también hará que el polvo orbite cada vez más cerca de la enana blanca, hasta que finalmente se sublime y el disco desaparezca. Un disco de escombros tendrá una vida útil de alrededor de unos pocos millones de años para enanas blancas más calientes que 10.000 K. Las enanas blancas más frías pueden tener vidas de disco de unos pocos 10 millones de años, que es tiempo suficiente para interrumpir por marea un segundo cuerpo rocoso y formar un segundo disco alrededor de una enana blanca, como los dos anillos alrededor de LSPM J0207+3331 . ^[150]

La evidencia observable menos común de sistemas planetarios son los planetas mayores o menores detectados. Solo se conocen unos pocos planetas gigantes y unos pocos planetas menores alrededor de enanas blancas. ^[151] Es una lista creciente con descubrimientos de alrededor de 6 exoplanetas esperados con Gaia . ^[152] Se espera que los exoplanetas con JWST sean <4 ^[153] y 4–8. ^[154]

Observaciones espectroscópicas infrarrojas realizadas por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA de la estrella central de la Nebulosa de la Hélice sugieren la presencia de una nube de polvo, que puede ser causada por colisiones de cometas. Es posible que el material que cae desde aquí pueda causar emisión de rayos X desde la estrella central. ^{[155] [156] De manera similar, observaciones realizadas en 2004 indicaron la presencia de una nube de polvo alrededor de la joven enana blanca} G29-38 (que se estima que se formó a partir de su progenitor AGB hace unos 500 millones de años) , que puede haber sido creada por la disrupción de marea de un cometa que pasó cerca de la enana blanca. ^[149] Algunas estimaciones basadas en el contenido de metales de las atmósferas de las enanas blancas consideran que al menos el 15% de ellas pueden estar orbitadas por planetas o asteroides , o al menos sus escombros. ^[157] Otra idea sugerida es que las enanas blancas podrían estar orbitadas por los núcleos despojados de planetas rocosos , que habrían sobrevivido a la fase de gigante roja de su estrella pero perdiendo sus capas externas y, dado que los restos planetarios probablemente estarían hechos de metales , intentar detectarlos buscando las firmas de su interacción con el campo magnético de la enana blanca . ^[158] Otras ideas sugeridas de cómo las enanas blancas se contaminan con polvo involucran la dispersión de asteroides por planetas ^{[159] [160] [161]} o mediante dispersión planeta-planeta. ^[162] La liberación de exolunas de su planeta anfitrión podría causar contaminación de enanas blancas con polvo. O bien la liberación podría causar que los asteroides se dispersen hacia la enana blanca o la exoluna podría dispersarse en el radio de Roche de la enana blanca. ^[163] También se exploró el mecanismo detrás de la contaminación de las enanas blancas en sistemas binarios, ya que es más probable que estos sistemas carezcan de un planeta principal, pero esta idea no puede explicar la presencia de polvo alrededor de enanas blancas individuales. ^[164] Si bien las enanas blancas antiguas muestran evidencia de acreción de polvo, no se detectaron enanas blancas más antiguas de ~1 mil millones de años o >7000 K con exceso de infrarrojos polvorientos ^[165] hasta el descubrimiento de LSPM J0207+3331 en 2018, que tiene una edad de enfriamiento de ~3 mil millones de años. La enana blanca muestra dos componentes polvorientos que se explican con dos anillos con diferentes temperaturas. ^[143]

La enana blanca rica en metales WD 1145+017 es la primera enana blanca observada con un planeta menor en desintegración que transita la estrella. ^{[166] [167]} La ​​desintegración del planetesimal genera una nube de escombros que pasa frente a la estrella cada 4,5 horas, lo que provoca una disminución de 5 minutos en el brillo óptico de la estrella. ^[167] La ​​profundidad del tránsito es muy variable. ^[167]

El planeta gigante WD J0914+1914b se está evaporando por la intensa radiación ultravioleta de la enana blanca caliente. Parte del material evaporado se está acumulando en un disco gaseoso alrededor de la enana blanca. La débil línea de hidrógeno , así como otras líneas en el espectro de la enana blanca, revelaron la presencia del planeta gigante. ^[168]

La enana blanca WD 0145+234 muestra un aumento de brillo en el infrarrojo medio, observado en los datos de NEOWISE . Este aumento de brillo no se había observado antes de 2018. Se interpreta como la disrupción de marea de un exoasteroide , la primera vez que se observa un evento de este tipo. ^[169]

WD 1856+534 es el primer y único planeta mayor en tránsito alrededor de una enana blanca (a partir de 2022).

Se sospecha que GD 140 y LAWD 37 tienen exoplanetas gigantes debido a una anomalía en el movimiento propio de Hipparcos -Gaia. Se sospecha que GD 140 es un planeta varias veces más masivo que Júpiter y que LAWD 37 es un planeta menos masivo que Júpiter. ^{[170] [171]} Además, se sospecha que WD 0141-675 tiene un super-Júpiter con un período orbital de 33,65 días según la astrometría de Gaia. Esto es notable porque WD 0141-675 está contaminado con metales y desde hace tiempo se sospecha que las enanas blancas contaminadas con metales albergan planetas gigantes que perturban las órbitas de planetas menores, lo que causa la contaminación. ^[172] Tanto GD 140 como WD 0141 se observarán con JWST en el ciclo 2 con el objetivo de detectar el exceso de infrarrojos causado por los planetas. ^[173] Sin embargo, se descubrió que el candidato a planeta en WD 0141-675 era un falso positivo causado por un error de software. ^[174]

Un estudio del JWST de cuatro enanas blancas contaminadas con metales encontró dos candidatos  a exoplanetas fotografiados directamente con masas de 1 a 7 M _J . Uno orbita alrededor de WD 1202−232 (LP 852-7) y el otro alrededor de WD 2105−82 (LAWD 83). Si se confirma, serían los primeros planetas fotografiados directamente que probablemente se formaron a partir de material de disco circunestelar, lo que representa una nueva población de planetas gigantes fotografiados directamente que son más similares a los gigantes del sistema solar en edad y probablemente también en su atmósfera. La confirmación será posible a través del método de movimiento propio común con JWST. ^[175]

En 2024 se descubrió que la enana blanca del sistema PHL 5038AB está contaminada con calcio procedente de material rocoso. La enana blanca está orbitada por una enana marrón , descubierta en 2009. Este se considera quizás el primer caso de vinculación de la contaminación por enanas blancas con la presencia de un objeto subestelar . Se cree que las órbitas de los planetesimales están siendo alteradas por la enana marrón, lo que provoca la contaminación de la enana blanca. ^[176]

En 2024, con la ayuda de Gaia y Spitzer , se encontró un candidato a planeta alrededor de la enana blanca masiva GALEX J071816.4+373139 . El candidato tiene una masa de alrededor de 3,6 M _J , una temperatura de unos 400 Kelvin (127 °C; 260 °F) y no se ha resuelto. La enana blanca tiene una masa de 1,29 M _☉ y probablemente sea una enana blanca de oxígeno y neón. ^[177]

Se ha propuesto que las enanas blancas con temperaturas superficiales de menos de 10.000 K podrían albergar una zona habitable a una distancia de c. 0,005 a 0,02  UA que duraría más de 3 mil millones de años. Esto es tan cerca que cualquier planeta habitable estaría bloqueado por mareas . El objetivo es buscar tránsitos de planetas hipotéticos similares a la Tierra que podrían haber migrado hacia el interior o formado allí. Como una enana blanca tiene un tamaño similar al de un planeta, este tipo de tránsitos producirían fuertes eclipses . ^[178] Investigaciones más recientes arrojan algunas dudas sobre esta idea, dado que las órbitas cercanas de esos planetas hipotéticos alrededor de sus estrellas madre los someterían a fuertes fuerzas de marea que podrían volverlos inhabitables al desencadenar un efecto invernadero . ^[179] Otra restricción sugerida a esta idea es el origen de esos planetas. Dejando de lado la formación a partir del disco de acreción que rodea a la enana blanca, hay dos formas en que un planeta podría terminar en una órbita cercana alrededor de estrellas de este tipo: sobreviviendo a ser engullido por la estrella durante su fase de gigante roja y luego girando en espiral hacia adentro, o migrando hacia adentro después de que la enana blanca se haya formado. El primer caso es improbable para cuerpos de baja masa, ya que es poco probable que sobrevivan a ser absorbidos por sus estrellas. En el segundo caso, los planetas tendrían que expulsar tanta energía orbital en forma de calor, a través de interacciones de marea con la enana blanca, que probablemente terminarían como brasas inhabitables. ^[180]

Si una enana blanca está en un sistema binario de estrellas y está acrecentando materia de su compañera, pueden ocurrir diversos fenómenos, incluyendo novas y supernovas de tipo Ia. También puede ser una fuente de rayos X supersuaves si es capaz de absorber material de su compañera lo suficientemente rápido como para sostener la fusión en su superficie. ^[181] Por otro lado, los fenómenos en sistemas binarios como la interacción de marea y la interacción estrella-disco, moderada por campos magnéticos o no, actúan sobre la rotación de las enanas blancas en acreción. De hecho, las enanas blancas de giro más rápido (conocidas con seguridad) son miembros de sistemas binarios (la más rápida es la enana blanca en CTCV J2056-3014). ^[182] Un sistema binario cercano de dos enanas blancas puede perder momento angular e irradiar energía en forma de ondas gravitacionales , lo que hace que su órbita mutua se reduzca de manera constante hasta que las estrellas se fusionen. ^{[183] ​​[184]}

La masa de una enana blanca aislada y sin rotación no puede superar el límite de Chandrasekhar de ~1,4  M _☉ . Este límite puede aumentar si la enana blanca gira rápidamente y de manera no uniforme. ^[185] Las enanas blancas en sistemas binarios pueden acrecentar material de una estrella compañera, lo que aumenta tanto su masa como su densidad. A medida que su masa se acerca al límite de Chandrasekhar, esto podría conducir teóricamente a la ignición explosiva de la fusión en la enana blanca o a su colapso en una estrella de neutrones. ^[47]

Hay dos modelos que podrían explicar los sistemas progenitores de las supernovas de Tipo Ia : el modelo degenerado simple y el modelo degenerado doble . En el modelo degenerado simple , una enana blanca de carbono-oxígeno acrecienta masa y comprime su núcleo al extraer masa de una estrella compañera no degenerada. ^{[48] : 14} Se cree que el calentamiento por compresión del núcleo conduce a la ignición de la fusión de carbono a medida que la masa se acerca al límite de Chandrasekhar. ^[48] Debido a que la enana blanca se sostiene contra la gravedad por la presión de degeneración cuántica en lugar de por presión térmica, agregar calor al interior de la estrella aumenta su temperatura pero no su presión, por lo que la enana blanca no se expande y se enfría en respuesta. Más bien, el aumento de temperatura acelera la velocidad de la reacción de fusión, en un proceso descontrolado que se retroalimenta a sí mismo. La llama termonuclear consume gran parte de la enana blanca en unos pocos segundos, lo que provoca una explosión de supernova de Tipo Ia que destruye la estrella. ^{[1] [48] [186]} En otro mecanismo posible para las supernovas de Tipo Ia, el modelo de doble degeneración , dos enanas blancas de carbono-oxígeno en un sistema binario se fusionan, creando un objeto con una masa mayor que el límite de Chandrasekhar en el que luego se enciende la fusión de carbono. ^{[48] : 14} En ambos casos, no se espera que las enanas blancas sobrevivan a la supernova de Tipo Ia. ^[187]

El modelo de degeneración simple era el mecanismo preferido para las supernovas de tipo Ia, pero ahora, debido a las observaciones, se piensa que el modelo de doble degeneración es el escenario más probable. Las tasas predichas de fusiones entre enanas blancas son comparables a la tasa de supernovas de tipo Ia y explicarían la falta de hidrógeno en los espectros de las supernovas de tipo Ia. ^[188] Sin embargo, el mecanismo principal para las supernovas de tipo Ia sigue siendo una pregunta abierta. ^[189] En el escenario de degeneración simple, la tasa de acreción sobre la enana blanca debe estar dentro de un rango estrecho que depende de su masa para que la quema de hidrógeno en la superficie de la enana blanca sea estable. Si la tasa de acreción es demasiado baja, las novas en la superficie de la enana blanca expulsarán el material acretado. Si es demasiado alta, la enana blanca se expandirá y la enana blanca y la estrella compañera estarán en una envoltura común. Esto detiene el crecimiento de la enana blanca, evitando así que alcance el límite de Chandrasekhar y explote. ^[188] Para el modelo de degeneración simple, se espera que su compañera sobreviva, pero no hay evidencia sólida de una estrella de este tipo cerca de sitios de supernovas de Tipo Ia. ^[187] En el escenario de doble degeneración, las enanas blancas deben estar en sistemas binarios muy cercanos, de lo contrario su tiempo de espiral es más largo que la edad del universo . También es probable que, en lugar de una supernova de Tipo Ia, la fusión de dos enanas blancas provoque un colapso del núcleo. Como una enana blanca acumula material rápidamente, el núcleo puede encenderse fuera del centro, lo que conduce a inestabilidades gravitacionales que podrían crear una estrella de neutrones . ^[187]

Las observaciones no han logrado detectar signos de acreción que conduzcan a supernovas de tipo Ia, y ahora se cree que esto se debe a que la estrella primero se carga por encima del límite de Chandrasekhar mientras también se acelera su velocidad de rotación a una velocidad muy alta mediante el mismo proceso. Una vez que se detiene la acreción, la estrella se desacelera gradualmente hasta que la rotación ya no es suficiente para evitar la explosión. ^[190]

Se cree que la histórica y brillante SN 1006 fue una supernova de tipo Ia de una enana blanca, posiblemente la fusión de dos enanas blancas. ^[191] La supernova de Tycho de 1572 también fue una supernova de tipo Ia, y se ha detectado su remanente. ^[192] Una candidata cercana a ser una supernova de tipo Ia es WD 0810-353 . ^[193]

Un sistema binario post-envolvente común (PCEB, por sus siglas en inglés) es un sistema binario que consiste en una enana blanca y una enana roja estrechamente unidas por mareas (en otros casos, podría ser una enana marrón en lugar de una enana roja). Estos sistemas binarios se forman cuando la enana roja se ve envuelta en la fase de gigante roja . A medida que la enana roja orbita dentro de la envoltura común , se ralentiza en el entorno más denso. Esta velocidad orbital reducida se compensa con una disminución de la distancia orbital entre la enana roja y el núcleo de la gigante roja. La enana roja gira en espiral hacia el núcleo y podría fusionarse con él. Si esto no sucede y, en cambio, se expulsa la envoltura común, el sistema binario termina en una órbita cercana, que consiste en una enana blanca y una enana roja. Este tipo de sistema binario se llama sistema binario post-envolvente común. La evolución del PCEB continúa a medida que las dos estrellas enanas orbitan cada vez más cerca debido al frenado magnético y a la liberación de ondas gravitacionales. El binario podría evolucionar en algún momento hasta convertirse en una variable cataclísmica y, por lo tanto, los binarios post-envolvente común a veces se denominan variables pre-cataclísmicas.

Antes de que la acreción de material empuje a una enana blanca cerca del límite de Chandrasekhar, el material rico en hidrógeno acumulado en la superficie puede encenderse en un tipo menos destructivo de explosión termonuclear impulsada por la fusión de hidrógeno . Estas explosiones superficiales pueden repetirse mientras el núcleo de la enana blanca permanezca intacto. Este tipo más débil de fenómeno cataclísmico repetitivo se denomina nova (clásica). Los astrónomos también han observado novas enanas , que tienen picos de luminosidad más pequeños y frecuentes que las novas clásicas. Se cree que estas son causadas por la liberación de energía potencial gravitatoria cuando parte del disco de acreción colapsa sobre la estrella, en lugar de por una liberación de energía debido a la fusión. En general, los sistemas binarios con una enana blanca que acumula materia de una compañera estelar se denominan variables cataclísmicas . Además de las novas y las novas enanas, se conocen otras clases de estas variables, incluidas las polares y las polares intermedias , ambas con enanas blancas altamente magnéticas. ^{[1] [48] [194] [195]} Se ha observado que las variables cataclísmicas impulsadas tanto por fusión como por acreción son fuentes de rayos X. ^[195]

Otras binarias que no son pre-supernovas incluyen binarias que consisten en una estrella de secuencia principal (o gigante) y una enana blanca. La binaria Sirius AB es probablemente el ejemplo más famoso. Las enanas blancas también pueden existir como binarias o sistemas estelares múltiples que solo consisten en enanas blancas. Un ejemplo de un sistema de triple enana blanca resuelto es WD J1953-1019, descubierto con datos de Gaia DR2 . Un campo interesante es el estudio de sistemas planetarios remanentes alrededor de enanas blancas. Si bien las estrellas son brillantes y a menudo eclipsan a los exoplanetas y enanas marrones que las orbitan, las enanas blancas son débiles. Esto permite a los astrónomos estudiar estas enanas marrones o exoplanetas con más detalle. La subenana marrón alrededor de la enana blanca WD 0806−661 es un ejemplo de ello.

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  Ilustración de restos rocosos alrededor de una enana blanca

  ^[198]
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  Capullo de una nueva enana blanca en el centro de NGC 2440
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  Impresión artística de un sistema binario en evolución de una enana blanca y un púlsar de milisegundos

  ^[199]
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  Ilustración de una enana ultrafría con una enana blanca compañera

  ^[200]