Comparación de tamaños entre la enana blancaIK 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.
Las enanas blancas están compuestas porátomos enestado de plasma; como en su núcleo ya no se producenreacciones termonucleares, la estrella no tiene ningunafuente de energía que equilibre el colapso gravitatorio, por lo que la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma debido a su propio peso. La distancia entre los átomos en su seno disminuye radicalmente, por lo que loselectrones tienen menos espacio para moverse (en otras palabras, ladensidad aumenta mucho, hasta órdenes de 106 g/cm³, una tonelada por centímetro cúbico y aún más). A estas densidades entran en juego elprincipio de indeterminación de Heisenberg y elprincipio de exclusión de Pauli para los electrones, los cuales se ven obligados a moverse a muy altas velocidades, generando la llamadapresión de degeneración electrónica, que es la que efectivamente se opone al colapso de la estrella. Esta presión de degeneración electrónica es un fenómeno radicalmente diferente de la presión térmica, que es la que generalmente mantiene a las «estrellas normales». Las densidades mencionadas son tan enormes que una masa equivalente a la delSol (M☉) cabría en un volumen como el de laTierra (lo que daría una densidad aproximada de 2 t/cm³), y solamente son superadas por las densidades de lasestrellas de neutrones y de losagujeros negros. Las enanas blancas emiten solamenteenergía térmica almacenada, y por ello tienenluminosidades muy débiles.[3]
Las estrellas de masa baja con intensidad intermedia (masas comprendidas en el rango 0.1-0.25 M☉), al acabar lafusión delhidrógeno durante su vida en lasecuencia principal, se expanden comogigantes rojas, y proceden a fusionarhelio encarbono yoxígeno en su núcleo. Si la gigante roja no posee suficiente temperatura como para luego fusionar a su vez el carbono y el oxígeno, su núcleo se comprime por la gravedad y su envoltura es expulsada en una serie de pulsos térmicos durante la fase de gigante en larama asintótica, produciendo así unanebulosa planetaria que envuelve un remanente estelar: la enana blanca.[4]
El 99 % de las enanas blancas está constituido básicamente porcarbono yoxígeno, que son los residuos de la fusión delhelio. Sin embargo, sobre la superficie hay una capa dehidrógeno yhelio prensados y parcialmente degenerados, que forman la atmósfera de la enana blanca. Solo unas pocas están formadasíntegramente por helio[5][6] al no haber llegado a quemarlo, o por oxígeno,neón ymagnesio,[7] productos del quemado nuclear (fusión) del carbono.
Recién formadas, las enanas blancas poseentemperaturas muy altas, pero al no producir energía, se van enfriando gradualmente. En teoría, las enanas blancas se enfriarán con el tiempo hasta que ya no emitan radiación detectable, para entonces convertirse enenanas negras.[4] Sin embargo, el proceso de enfriamiento es tan lento que la edad deluniverso desde elBig Bang es demasiado corta para albergar, en este momento, a una de estas enanas negras. De hecho, las enanas blancas más frías que se conocen poseen temperaturas de varios miles dekelvins.[8][3] El términoenana blanca fue acuñado porWillem Luyten en 1922,[9] aunque el nombre más apropiado para objetos de esta naturaleza es el deestrellas degeneradas.
Comparación entreSirio A y Sirio B. La enana blanca Sirio B es el punto diminuto situado en la parte inferior izquierda de la imagen. La estrella mucho más brillante es Sirio A, una estrella desecuencia principal. Imagen tomada por eltelescopio espacial Hubble.
Durante el siglo XIX, las técnicas de medir la posición de las estrellas se volvieron lo suficientemente precisas como para poder detectar cambios muy pequeños en la posición de algunas de ellas.Friedrich Bessel, en 1844, utilizando estas técnicas percibió que las estrellasSirio (α Canis Majoris) yProcyon (α Canis Minoris) estaban variando sus posiciones, por lo que dedujo que estos cambios de posición eran debidos a una estrella invisible hasta entonces.[14] Bessel estimó que el período de dicha estrella sería de, aproximadamente, medio siglo.[14]C.H.F.Peters calculó una órbita para dicha estrella en 1851.[15]
La estrella mencionada no es otra queSirio B, también conocida comoel Cachorro, la segunda enana blanca descubierta. Tiene una temperatura superficial de unos 25 000 K, lo que la incluye dentro de las estrellas calientes. El 31 de enero de 1862,Alvan Graham Clark observó una especie de estrella oscura cerca de Sirio que no había sido avistada anteriormente,[15] y que más tarde se identificó como la estrella predicha por Bessel. A pesar de todo, Sirio B resultó ser 10 000 veces menos luminosa que la estrella principal Sirio A. Dado que tenía que tener un alto brillo por unidad de superficie, Sirio B tenía que ser, por fuerza, mucho más pequeña que Sirio A. Los cálculos determinaron un radio aproximadamente igual al de laTierra. El análisis de la órbita del sistema estelar Sirio mostró que la masa de aquella extraña estrella era aproximadamente la misma que la del Sol. Esto implicaba que Sirio B debía de ser cientos de veces más densa que elplomo, algo que no se podía explicar hidrostáticamente. El misterio quedó sin resolver durante bastante tiempo, considerándose a Sirio B como una rareza imposible de explicar.Walter Adams anunció en 1915 que había descubierto que el espectro de Sirio B era similar al de su compañera.[16]
Recreación artística del sistema binario Sirio
En 1917Adriaan Van Maanen descubrió laestrella de Van Maanen, una enana blanca aislada, que se convirtió en la tercera en ser descubierta.[17] Estas primeras tres enanas blancas descubiertas son las llamadasenanas blancas clásicas.[18], p. 2 A partir de entonces, se encontraron muchas estrellas blancas que poseían un altomovimiento propio, baja luminosidad y un radio similar al terrestre, por lo que también fueron clasificadas como enanas blancas.
El peculiar nombre deenana blanca se debe a que sus descubridores observaron que tenían unespectro blanco, esto es, sus temperaturas superficiales eran cercanas a los 10 000 K. Cuando realmente se conocieron las características de esos objetos, se comprobó que las hay de varias temperaturas (es decir, no son todas blancas) pero que las más comunes eran, en efecto, blancas. En realidad, pueden ir desde colores muy azules (temperaturas superiores a los 20 000 K con máximo de intensidad situado en longitudes de onda mucho más cortas que el visible) hasta muy rojos (temperaturas inferiores a 3000 K y máximo de intensidad a longitudes de onda largas). Sin embargo, el primero en utilizar dicho término fueWillem Luyten, cuando examinaba en 1922 esta clase de estrellas.[9][19][20][21][22] El término fue popularizado más tarde porArthur Eddington.[23][9]
Las primeras enanas blancas descubiertas después de las tres clásicas lo fueron en la década de 1930. En 1939 se descubrieron 18 enanas blancas.[18], p. 3 Varios científicos, entre ellos Luyten, siguieron buscando enanas blancas en los años 1940. En 1950, ya se conocían alrededor de cien enanas blancas,[24] y en 1999, la cifra ya rondaba las 2000.[25] Desde entonces, elSloan Digital Sky Survey ha encontrado 9000 nuevas enanas blancas.[26]
Enana blanca en formación y nebulosa planetaria en expansión. Este gas está impulsado por un superviento del que absorbe suradiación ultravioleta más intensa en la región interior y la reemite en la zona exterior en forma de radiaciones de menor frecuencia, ya en el visible, provocando hermosas combinaciones de colores y formas.
El origen de estos cuerpos es progresivo y suave. En las estrellas maduras las capas más exteriores están muy expandidas en sus transformaciones a estrellas de larama asintótica gigante y poco a poco se desprenden de su agotado núcleo. Cuando finalizan las reacciones defusión, el núcleo se contrae y se calienta aunque sin llegar a latemperatura de ignición de la siguiente fase. Antes de llegar a dicha temperatura loselectronesdegeneran y detienen el proceso. Se forma así una enana blanca con una temperatura de partida en su núcleo de entre 100 y 200 millones degrados que se irá enfriando paulatinamente. El material desprendido formará, a su vez, unanebulosa planetaria en cuyo centro estará la enana blanca.
La enana blanca, una vez formada, va enfriándose y apagándose paulatinamente, de un color azul intenso pasará a un color rojizo, y después pasará al infrarrojo, con el tiempo la temperatura se igualará con laradiación de fondo del universo hasta, hipotéticamente, terminar siendo unaenana negra, y vagar por el espacio indefinidamente. Para tomar conciencia de la lentitud del enfriamiento de las enanas blancas, cabe tener presente que eluniverso continúa expandiéndose, y se estima que en cuestión de 1019 a 1020años, lasgalaxias se desvanecerán, ya que lasestrellas de las que están formadas se dispersarán por elespacio intergaláctico.[27] Pues bien, se piensa que las enanas blancas sobrevivirán a este hecho, aunque bien es cierto que una colisión fortuita entre enanas blancas podría dar lugar a una estrella capaz de producir reacciones defusión nuclear (fusionando helio o carbono en vez de hidrógeno), o a una enana blanca muy masiva que diera lugar a unasupernova de tipo Ia.[27] Se cree que el tiempo de vida de una enana blanca es similar altiempo de vida media del protón, que se estima desde los 1032 a los 1049 años según algunasteorías de la gran unificación. Si estas teorías fueran erróneas, el protón debería decaer mediante complejos procesos nucleares, o formando agujeros negros virtuales mediante procesos degravedad cuántica, y en este caso la vida media del protón se situaría sobre los 10200 años. Si tomamos como cierto que los protones se desintegran, la masa de la enana blanca disminuiría muy lentamente a causa de la desintegración de susnúcleos atómicos, hasta llegar a tal punto en el que se convertiría en un pedazo de materia no degenerada, y finalmente desaparecería por completo.[27]
Para que los electrones degenerados puedan sostener a la estrella, esta no debe superar ellímite de Chandrasekhar, que es de 1.44 M☉.[28] Se conocen enanas blancas desde 0.17[29] hasta 1.33[30]M☉, aunque la gran mayoría de ellas se encuentra entre 0.5 y 0.7 M☉.[30] El radio estimado de las enanas blancas observadas se sitúa entre 0.008 y 0.02 veces elradio del Sol,[31] una cifra muy cercana al radio terrestre (aproximadamente 0.009 radios solares). Así pues, en las enanas blancas se comprime una masa similar a la del Sol en un volumen un millón de veces más reducido, por lo que ladensidad es aproximadamente un millón de veces mayor que la del Sol (entre 106 y 107 g/cm³). Forman parte de lasestrellas compactas, pues son una de las formas de materia más densas conocidas, solamente por detrás de lasestrellas de neutrones, losagujeros negros, e, hipotéticamente, lasestrellas de quarks.[32]
Desde su descubrimiento, ya se conocía la enorme densidad de estas estrellas. Las enanas blancas que se encuentran en un sistema binario, como es el caso de Sirio B o 40 Eridani B, es posible calcular la masa partiendo de las observaciones de sus órbitas. Así se hizo en 1910 con Sirio B,[33] estimándose una masa aproximada de 0.94 M☉ (cálculos más recientes indican que su masa es de 1.0 M☉).[34]
La enorme densidad de estas estrellas confundió a los astrónomos que comenzaron a estudiarlas. CuandoErnst Öpik calculó en 1916 la densidad de varias estrellas binarias, estimó que la densidad de 40 Eridani B era de 25 000 veces la densidad del Sol, lo cual calificó literalmente de «imposible». Como Arthur Eddington escribió en 1927:
Aprendemos de las estrellas lo que interpretamos de la luz que nos envían. El mensaje que nos envió la compañera de Sirio decía: «Estoy compuesta de un material 3000 veces más denso que cualquier cosa que hayáis visto; una tonelada de mi material tendría el tamaño de un pequeño lingote que podríais colocar en una caja de cerillas». ¿Qué se podría responder a este mensaje? La respuesta que la mayoría de nosotros dimos en 1914 fue: «Cállate. No digas tonterías».[35], p. 50
Arthur Eddington
Como Eddington señaló en 1924, densidades de tal magnitud implicarían que, según la teoría de larelatividad general, la luz proveniente de Sirio B debería poseerdesplazamiento gravitacional hacia el rojo.[23] Adams lo confirmó en 1925 cuando logró medir dicho desplazamiento.[36]
Estas densidades son posibles debido a que la materia no está compuesta porátomos normales que pueden formarenlaces químicos como estamos acostumbrados, sino que está en estado deplasma, y losnúcleos yelectrones no están cohesionados. Por tanto, en este estado no hay ningún obstáculo que impida que los átomos se acerquen entre sí, de otro modo sería imposible irrumpir el espacio que normalmente ocupan losorbitales atómicos de los electrones.[23]Eddington se preguntó qué pasaría cuando dicho plasma se enfriara y desapareciera la energía que mantiene ionizados a los átomos.[37] En 1926,R. H. Fowler resolvió esta paradoja mediante la aplicación de la recién instauradamecánica cuántica. Los electrones se acercan tanto unos a otros que su posición se vuelve muy limitada, queriendo ocupar el mismoestado cuántico, pero para cumplir elprincipio de exclusión de Pauli y obedecer laestadística de Fermi-Dirac,[nota 1] introducida en 1926 para determinar la distribución estadística de partículas que cumplen el principio de exclusión de Pauli,[38] los electrones deberían moverse muy deprisa, presionándose unos a otros, lo que forma una presión de degeneración que compensa la gravitatoria, deteniendo así el colapso de la enana blanca. En elcero absoluto, todos los electrones no pueden conservar elestado fundamental, por lo que algunos de ellos se excitan hacia estados de energía más altos, dejando disponibles los estados más bajos de energía, esto recibe el nombre delíquido de Fermi. Los electrones en este estado reciben el nombre deelectrones degenerados, y se traduce en que una enana blanca puede enfriarse hasta alcanzar el cero absoluto y todavía contener energía. Otra manera de llegar a esta conclusión es aplicando elprincipio de indeterminación: la alta densidad de electrones en una enana blanca significa que sus posiciones están muy restringidas, creando una incertidumbre en su dinámica. Esto deriva en que algunos electrones deben de poseer una grancantidad de movimiento, y por tanto, tener unaenergía cinética muy elevada.[37][39]
Diagrama de Hertzsprung-Russell. Las enanas blancas son las más próximas a la esquina inferior izquierda porque tienen poca masa y muy poca luminosidad.
A esas densidades los iones tienen unrecorrido libre medio extremadamente reducido; sin embargo, en el caso de los electrones es todo lo contrario: su recorrido es excepcionalmente grande debido a que, al estar degenerados, existen muy pocos huecos libres en elespacio de momentos y posiciones a los que un electrón pueda ir. Laopacidad conductiva es, por ello, muy inferior a la radiativa.[nota 2] Esto hace que el transporte porconducción sea extremadamente eficiente en el interior de estos objetos lo que hace que sean casiisotérmicas. Pero esto ocurre solamente en su interior ya que en la atmósfera los electrones ya no están degenerados, por lo que elgradiente se acentúa considerablemente.
A medida que aumenta la compresión de una enana blanca, también lo hace el número de electrones en una determinada sección de su volumen. Aplicando tanto el principio de exclusión de Pauli como el principio de indeterminación, deducimos que aumenta laenergía cinética de los electrones, lo que causa presión.[37][40] Dicha presión de degeneración de los electrones, que permite a la enana blanca resistir elcolapso gravitatorio, depende solamente de la densidad, sin importar la temperatura. La densidad es tanto mayor cuanto más pesada sea la enana blanca, por lo tanto, la masa es inversamente proporcional al radio: a mayor masa, menor radio.[3]
El hecho de que la masa de una enana blanca no pueda superar cierto límite es otra consecuencia de la presión de degeneración de los electrones. Estos límites fueron publicados primero en 1929 por Wilhelm Anderson[41] y después en 1930 porEdmund C. Stoner.[42] El valor actual del límite se publicó por primera vez en 1931 porSubrahmanyan Chandrasekhar.[nota 3][43][44] Como las enanas blancas de oxígeno-carbono están compuestas principalmente por carbono-12 y oxígeno-16, los cuales tienen un número atómico igual a la mitad de su masa molecular, la μe debe de ser igual a 2,[39] lo que conduce a la cifra de 1.44 M☉. Junto conWilliam Alfred Fowler, Chandrasekhar recibió elPremio Nobel de Física en 1983 por este trabajo, entre otros.[45] El límite recibe en la actualidad el nombre delímite de Chandrasekhar.
Esto no impide que estrellas de masas iniciales mayores puedan finalizar su ciclo como enanas blancas, ya que los intensosvientos estelares de las estrellas más masivas y el desprendimiento final de la cubierta de gas rebajan en mucho la masa inicial de la estrella hasta dejarla dentro de los límites de Chandrasekhar.
Si una enana blanca excede el límite de Chandrasekhar, y no hay reacciones nucleares, la presión ejercida por los electrones no puede contrarrestar por sí sola a la fuerza de la gravedad, por lo que colapsará en un objeto todavía más denso como unaestrella de neutrones o unagujero negro.[46] Sin embargo, las enanas blancas pueden llegar a acretar masa adicional de estrellas próximas, siendo común en lossistemas binarios. Estos contactos violentos entre una estrella y una enana blanca pueden finalizar en novas y supernovas termonucleares de tipo «Ia», en la que la enana blanca se destruiría, justo antes de alcanzar el límite de Chandrasekhar.[47]
Obtener la relación entre el radio y la masa de las enanas blancas es un proceso muy simple. La energía total de una enana blanca se obtiene sumando laenergía potencial gravitatoria y laenergía cinética. La energía potencial gravitatoria por unidad de masa de una enana blanca,Eg, viene dada por:
dondeG es laconstante de gravitación universal,M es la masa de la enana blanca, yR es su radio. La energía cinética,Ec, se incrementa al aumentar el movimiento de los electrones, y su ecuación es:
dondep es lacantidad de movimiento media de los electrones,m es la masa del electrón, yN es el número de electrones porunidad de masa. Debido a que los electrones estándegenerados, podemos estimarp por estar en función de la cantidad de movimiento, Δp, dada por elprincipio de incertidumbre, que afirma que Δp Δx está en función de laconstante reducida de Planck.[nota 5] Δx está en función de ladistancia media entre electrones, cuyo valor es aproximadamente, es decir, lainversa de la raíz cúbica de la densidad numérica de los electrones,n, por unidad de volumen. Dado que en una enana blanca hayNM electrones y su volumen está en función deR3,[39]n vendrá dada por:
Sustituyendo sobre la ecuación de la energía cinética,Ec, obtenemos:
La enana blanca estará en equilibrio cuando su energía total (Eg +Ec), sea mínima. En ese momento, las energías potencial y cinética se pueden comparar, y derivan en una relación entre la masa y el radio al equiparar sus magnitudes:
Si eliminamosN de la ecuación, la cual depende solamente de la composición de la estrella, y de la constante de gravitación universal,G, obtenemos una ecuación que relaciona la masa y el radio:
Es decir, el radio de una enana blanca es inversamente proporcional a la raíz cúbica de su masa.
Este razonamiento incluye la fórmulap2/2m para la energía cinética, que se trata de una fórmula no relativista. Si quisiéramos introducir cálculos relativistas para cuando las velocidades de los electrones se acerquen a lavelocidad de la luz,c, deberíamos sustituirp2/2m por la aproximación relativistapc para la energía cinética. Aplicando esta sustitución:
Igualando esta ecuación a la ecuación de la energía potencial gravitatoria,Eg, podemos eliminarR, y la masa,M, debe ser:[39]
Para interpretar este resultado, vemos que si añadimos masa a una enana blanca, su radio disminuye, y según elprincipio de incertidumbre, la cantidad de movimiento, y por tanto la velocidad de los electrones, aumenta. A medida que aumenta esta velocidad y se va aproximando a la velocidad de la luz (c), los cálculos se vuelven más exactos, lo que significa que la masa de la enana blancaM se va aproximando aMlímite. Por lo tanto, se demuestra así que ninguna enana blanca puede ser más pesada que el límite de masa.
Relación radio-masa en una enana blanca. La curva azul muestra un modelo no relativista, donde no habría límite de masa. Sin embargo, según la curva verde, que sigue un modelo relativista, llega un momento en el que los electrones no pueden compensar la presión de la gravedad, ya que no pueden moverse a la velocidad de la luz.
Para un cálculo más exacto de la relación radio-masa y la masa límite de una determinada enana blanca, se debe calcular laecuación de estado que describe la relación entre la densidad y la presión del material de la enana. Si tomamos como ejemplo los cálculos no relativistas, el radio es inversamente proporcional a la raíz cúbica de la masa.[44], eq. (80) Pero las correcciones en los cálculos relativistas indican que el radio toma el valor de cero en un valor finito de la masa. Dicho límite es el llamadolímite de Chandrasekhar, rebasado el cual la enana blanca no puede soportar la fuerza de la gravedad con la presión de degeneración de los electrones. El gráfico del lateral muestra la comparación entre los cálculos relativistas, representados por la curva verde, y los no relativistas, representados por la curva azul, en una enana blanca compuesta porgas de Fermi en equilibrio hidrostático. A la masa molecular media por electrón,μe, se le ha asignado un valor de 2, el radio se mide en radios solares, y la masa en masas solares (M☉).[50][44]
Los cálculos suponen que la enana blanca no posee rotación. Si tuviera rotación, la ecuación del equilibrio hidrostático tendría que modificarse para incluir lafuerza centrífuga tomando unsistema de referencia rotatorio,[51] pues para una enana blanca con rotación uniforme, el límite de masa aumenta muy ligeramente. Sin embargo, si la rotación de la estrella no es uniforme, y no se toma en cuenta laviscosidad, no habría límite de masa para un modelo de enana blanca en equilibrio estático, como señalóFred Hoyle en 1947.[52] Aunque no todos estos modelos de estrellas en rotación sondinámicamente estables.[53]
Las enanas blancas emiten un amplio espectro de radiación visible, que abarca desde un azul intenso correspondiente a estrellas de tipo O desecuencia principal, hasta lasenanas rojas de tipo M.[54]
La temperatura superficial de las enanas blancas, es decir, sutemperatura efectiva[nota 6], comprende desde los 150 000 K[25] hasta temperaturas inferiores a los 4000 K.[55][56]
De acuerdo con laley de Stefan-Boltzmann, mayor luminosidad implica mayor temperatura superficial, por lo que dicho rango de temperaturas en la superficie corresponde con una luminosidad desde 100 veces la del Sol, hasta una diezmilésima parte ella (1 / 10 000).[56] Las enanas blancas más calientes, cuya temperatura superficial sobrepasa los 30 000 K, son fuentes derayos X blandos (de mayor longitud de onda, más cercanos a la banda ultravioleta), es decir, de menor energía. Esto permite, mediante laobservación de rayos ultravioleta y derayos X, obtener información acerca de la composición y de la estructura de las atmósferas de las enanas blancas, y así poder ser estudiadas en profundidad.[57] La radiación de una enana blanca proviene de la energía térmica almacenada, a no ser queacrete masa de una compañera o de cualquier otra fuente. Al tener una superficie tan reducida, el calor irradia muy lentamente, por lo que se mantienen calientes durante un largo período.[4] A medida que una enana blanca se enfría, la temperatura superficial desciende, el espectro de la radiación se va desplazando hacia un color rojizo, y la luminosidad disminuye, y al no tener otro tipo de sumidero de energía que la radiación, se deduce que con el tiempo se va enfriando más lentamente. Por ejemplo, Bergeron, Ruiz, y Leggett, estimaron que una enana blanca decarbono de 0.59 M☉ con una atmósfera dehidrógeno se había enfriado hasta una temperatura superficial de 7140 K en, aproximadamente, 1500 millones de años. Sin embargo, calcularon que para que se enfriara aproximadamente 500 K más (hasta 6590 K), necesitaría 300 millones de años, pero si repetimos dos veces más el proceso (hasta 6030 K y 5550 K), tardaría 400 y 1100 millones de años respectivamente.[58] La mayoría de las enanas blancas observadas poseen una temperatura superficial relativamente elevada, entre 8000 K y 40 000 K.[59][26] Como cada vez se enfrían más lentamente, pasan la mayor parte de su vida en temperaturas frías, por lo que, al observar el universo, lo lógico sería que encontráramos más enanas blancas frías que calientes. Esto parece que se cumple,[60] pero esta tendencia se frena al llegar a temperaturas extremadamente frías. Solo han sido observadas unas pocas enanas blancas por debajo de los 4000 K,[61] y una de las más frías observadas esWD0346+246, con una temperatura superficial aproximada de 3900 K.[55] Esto tiene su explicación en que laedad del universo es finita,[62] y no les ha dado tiempo a enfriarse por debajo de dichas temperaturas. Una consecuencia práctica de esto es que la función de luminosidad de las enanas blancas puede ser utilizada para calcular la edad de las estrellas en una determinada región del espacio.[60]
Con el tiempo, las enanas blancas se enfriarán hasta tal punto que dejarán de irradiar y se convertirán enenanas negras, aproximándose a la temperatura del entorno e igualándose con laradiación de fondo de microondas. Sin embargo, en la actualidad, y debido a la corta edad del universo, no hay indicios de la existencia de enanas negras.[3]
Líneas de He II, acompañadas por líneas de H o de He I
Z
Líneas de metales. No hay líneas de H o de He I
Q
Líneas del carbono
X
Espectro inclasificable
Características secundarias
P
Enana blanca magnética con polarización detectable
H
Enana blanca magnética sin polarización detectable
E
Líneas de emisión
V
Enana blanca Variable
G. P. Kuiper fue, en 1941, el primero en intentar clasificar el espectro de las enanas blancas,[54][63] y desde entonces se han utilizado varios sistemas de clasificación.[64][65]
Edward M. Sion y varios coautores establecieron en 1983 el sistema utilizado en la actualidad, y desde entonces se ha revisado en diversas ocasiones. Dicho sistema clasifica el espectro con un símbolo, que suele consistir en una D inicial, seguido de una secuencia de letras mostradas en la tabla adyacente, y un índice de temperaturas, que se calcula dividiendo 50 400 K por latemperatura efectiva, ya que la temperatura superficial está íntimamente relacionada con el espectro. Por ejemplo:
Una enana blanca que solo posea líneas de absorción del He I y una temperatura efectiva de 15 000 K, corresponderá, según la notación, con DB3.
Una enana blanca que posea uncampo magnético polarizado, una temperatura efectiva de 17 000 K, y una línea de absorción en la que domina el He I pero que también tieneH, se tratará de una DBAP3.
Si la clasificación no está del todo clara, se pueden utilizar ciertos símbolos, como «?» o «:».[54][25]
Aunque la mayoría de las enanas blancas están compuestas por oxígeno y carbono, laespectroscopia de la luz emitida revela que su atmósfera está compuesta casi en su totalidad o bien dehidrógeno, o bien dehelio, y este elemento dominante es unas 1000 veces más abundante en la atmósfera que los demás. La explicación de este hecho la proporcionóÉvry Schatzman en la década de 1940, quien expuso que la alta gravedad superficial separaba los elementos, atrayendo más fuertemente los elementos pesados hacia su centro, quedando los más ligeros en la superficie.[66][67]
La atmósfera, la única parte de las enanas blancas que podemos observar, es la parte superior de un residuo de la fase de larama asintótica gigante, y puede contener material obtenido delmedio interestelar. Se ha calculado que una atmósfera rica en helio posee una masa aproximada del 1 % de la masa total de la estrella, y una atmósfera compuesta de hidrógeno, el 0.01 % del total.[56][68]
A pesar de la fracción que representa, esta capa externa determina la evolución térmica de la enana blanca; los electrones degenerados conducen bien el calor, por lo que la masa de la enana blanca es casiisotérmica: una temperatura superficial entre 8000 K y 16 000 K corresponde con una temperatura del núcleo entre 5 000 000 K y 20 000 000 K. La opacidad a la radiación de las capas externas es una medida de las enanas blancas que permite que se enfríen con mayor lentitud.[56]
Las enanas blancas del tipo DA, que se caracterizan por tener atmósferas ricas en hidrógeno, conforman el 80 % de las enanas blancas analizadas espectroscópicamente.[56] La gran mayoría de los restantes tipos (DB, DC, DO, DZ) poseen atmósferas ricas en helio. Solo una pequeña fracción de las enanas blancas, aproximadamente el 0.1 %, tienen atmósferas en las que el elemento principal es elcarbono (tipo DQ).[69] Suponiendo que no hubiera carbono ni metales, el tipo espectral depende exclusivamente de la temperatura efectiva. Aproximadamente entre 45 000 K y 100 000 K el espectro más abundante sería el DO, caracterizado por helio ionizado. Entre 12 000 K y 30 000 K, destacarían las líneas de helio, y se clasificaría como DB. Por debajo de los 12 000 K, el espectro es continuo y se clasifica como DC.[68][56] No está claro el motivo por el cual escasean las enanas blancas DB, con temperaturas efectivas entre 30 000 K y 45 000 K. Una hipótesis sugiere que se debe a procesos de evolución atmosféricos, como la separación gravitacional y la mezcla convectiva.[56]
En 1947,P. M. S. Blackett predijo que las enanas blancas deberían poseercampos magnéticos de una fuerza en su superficie de aproximadamente 1 millón degauss (100 teslas), como consecuencia de una ley física que él mismo propuso, que afirmaba que un cuerpo en rotación y sin carga debería generar un campo magnético proporcional a sumomento angular.[70] Esta teoría recibe el nombre de magnetismo gravitacional, conocida también como el efecto Blackett,[71] el cual nunca ha sido observado ni aceptado generalmente por la comunidad científica. Pocos años más tarde, en la década de 1950, el efecto Blackett fue refutado.[72], pp. 39-43
En la década de 1960, se propuso otra teoría que afirmaba que las enanas blancas poseen tales campos magnéticos porque elflujo magnético de la superficie debía conservarse durante la evolución de una estrella no degenerativa a una enana blanca. Un campo magnético en la superficie de la estrella progenitora de 100 gauss (0.01 tesla) se convertiría así en un campo de 100 × 1002 = 1 millón de gauss (100 T) si el radio reduce en 100 veces su tamaño.[67], §8;[73], p. 484
La primera enana blanca de cuyo campo magnético se tiene constancia esGJ 742, en 1970 se detectó que la estrella poseía un campo magnético procedente de la emisión de luz polarizada circularmente.[74] Se calcula que la fuerza del campo magnético en su superficie es de 300 millones de gauss (30 kT).[67] Desde entonces, se han descubierto campos magnéticos en más de 100 enanas blancas, el valor más bajo es de 2 × 103 gauss (0.2 T), y el más alto 109 (100 kT). Solamente se ha calculado el campo magnético de un reducido número de enanas blancas, y se estima que, al menos, un 10 % de las enanas blancas tienen campos mayores de 1 millón de gauss (100 T).[75][76]
La cristalización de una enana blanca. En una primera fase, el núcleo compacto radia desde las capas semidegeneradas y prensadas de su superficie. La región interna, compuesta de carbono y oxígeno, se mantiene isoterma, transmitiendo su calor a la región superficial de hidrógeno y helio. En la segunda fase el núcleo empieza a cristalizar enriqueciéndose de oxígeno y desplazando el carbono hacia la región degenerada más externa, que, finalmente, también termina por cristalizar. Este proceso emite nueva radiación latente que detiene un poco el enfriamiento de la estrella. Finalmente la cristalización concluye y la estrella sigue enfriándose al ritmo normal hasta que esta deja de radiar, convirtiéndose en una enana negra.
La presión de degeneración es un fenómeno cuántico independiente de la temperatura, por lo que las enanas blancas seguirán enfriándose toda su vida hasta igualar su temperatura con el entorno, es decir, hasta llegar casi alcero absoluto.
El material que compone las enanas blancas es inicialmenteplasma, pero en la década de 1960 se predijo teóricamente que en una fase avanzada del enfriamiento, la enana blanca deberíacristalizar, comenzando por el centro de la estrella.[77]
Si se enfrían lo suficiente las interacciones entre iones se tornan relevantes y estos dejan de comportarse como ungas ideal pasando a ser unlíquido de Coulomb. Pero por debajo de una cierta temperatura umbral (~ 1.7 × 107 K) los iones se disponen en forma dered cristalina de tipo bcc, por lo que se dice que la enana blanca ha cristalizado. Al cristalizar se liberacalor latente ya que es un proceso decambio de fase y eso afecta a la función de luminosidad. Esta transición de fase libera esa energía latente ralentizando un poco el enfriamiento.
La temperatura umbral se calcula mediante el parámetro que se indica a continuación el cual no es más que una relación entre las interacciones coulombianas y la agitación térmica. Mientras la energía coulombiana sea inferior a la térmica el comportamiento de los iones será de gas. Cuando sus valores sean comparables se comportará como un líquido y cuando la energía coulombiana sea claramente dominante la estrella tendrá un comportamiento sólido, un sólido de una dureza inimaginable a escala humana. El umbral de cristalización se considera normalmente que es:Γ0 ~170
Parámetro de cristalización:
En esa ecuaciónZ es elnúmero atómico que para una enana blanca de carbono (Z = 6) y oxígeno (Z = 8) será 7 suponiendo que haya un 50 % de cada elemento;K es laconstante de Boltzmann;T la temperatura; ydi es la distancia entre iones que está relacionada con la densidad de la estrella por la ecuación(4/3)πdi³~1/ni=(μimH)/ρ, dondeρ es la densidad,mH la masa del hidrógeno yμi elnúmero másico medio que viene a ser14 para las enanas de carbono y oxígeno (12+16) / 2.
Ocurre que el oxígeno cristaliza antes que el carbono por lo que en la enana blanca empezará a diferenciarse un núcleo de oxígeno cristalizado rodeado por un fluido de carbono cada vez más empobrecido en oxígeno. La emisión de radiación latente contribuirá a frenar el enfriamiento y alargar la vida de las enanas blancas unas decenas de millones de años.
Otra consecuencia de este curioso fenómeno es que en las enanas blancas cristalizadas el potencial a romper para que se dé la fusión completa del carbono es mayor por lo que son potencialmente más explosivas en caso de tener una compañera cercana.
Tipo espectral DB, su espectro solo tiene líneas de absorción correspondientes alhelio.
GW Vir (GCVS:ZZO)
Atmósfera compuesta por C, He y O; este grupo puede subdividirse en:DOV yPNNV.
Las enanas blancas pulsantes tienen la peculiaridad de que suluminosidad esvariable debido a las pulsaciones no radiales de lasondas de gravedad de la propia estrella. La observación de estas pequeñas variaciones en la emisión de luz, aproximadamente del 1 % al 30 %, permite analizar datos del interior de las enanas blancas mediante la astrosismología.[84]
Existen tres grandes grupos en los que se dividen las enanas blancas pulsantes: el primer grupo posee atmósferas ricas enhidrógeno y son del tipo espectral DA, son las llamadas estrellasDAV oZZ Ceti.[67] El segundo grupo posee atmósferas conhelio abundante, tienen el tipo espectral DB, y son conocidas comoDBV oV777 Her.[56] En el último grupo la atmósfera está compuesta en su mayoría porhelio,carbono yoxígeno, son del tipo espectral PG 1159, y se denominan estrellasGW Virginis. A veces, este último grupo se puede subdividir en los grupos de estrellasDOV yPNNV.[83][85] Aunque a este grupo no se les puede considerar enanas blancas propiamente dichas, ya que no han alcanzado la zona de las enanas blancas en eldiagrama de Hertzsprung-Russell, y por ello se las considera pre-enanas blancas.[83][86]
Los primeros cálculos apuntaban a que las enanas blancas variarían en periodos de 10 s, sin embargo, en la década de 1960 estas suposiciones se rechazaron al no coincidir con las observaciones.[67][87]
La primera ZZ Ceti encontrada fueHL Tau76 en el año 1968, descubierta por el astrónomo estadounidenseArlo U. Landolt. Landolt observó que las pulsaciones de la estrella variaban en un período de aproximadamente 12.5 min.[88] En 1970 se descubrióRoss 548, otra ZZ Ceti con el mismo tipo de variabilidad que HL Tau 76.[89] En 1972, la estrella obtuvo oficialmente la designación de ZZ Ceti.[90]
Las enanas blancas pulsan de forma inestable al atravesar el rango de temperaturas efectivas entre 10 700 y 12 500 K,[91] y es por ello que todas las ZZ Ceti se encuentran entre este rango. Este tipo de estrellas presentan cambios de brillo con un período entre 30 s y 25 min, y una amplitud de 0.001 a 0.2 magnitudes. A veces se observan fluctuaciones de hasta casi 1 mag, pero ello se debe a la acción de compañeras UV Ceti cercanas. La medición de la variación del período de las pulsaciones en estrellas ZZ Ceti permite calcular el progreso del enfriamiento en enanas blancas de tipo DA, e incluso se pueden conseguir aproximaciones de la edad del disco galáctico en el que se encuentran.[92]
En 1982,D. E. Winget y sus compañeros de trabajo sugirieron que las estrellas DB (enanas blancas con atmósferas compuestas fundamentalmente dehelio) con temperaturas superficiales próximas a los 19 000 K, deberían emitir pulsos.[93] Winget buscó estrellas con estas características, y encontró la estrella variableGD 358, una DBV, como él mismo predijo que sería.[94] Esta fue la primera predicción de una clase de estrella variable antes de su observación.[68] En 1985, este tipo de estrellas fueron denominadasV777 Her.[95][56] Estas estrellas poseen temperaturas efectivas próximas a los 25 000 K.[67]
Las estrellasGW Virginis son el tercer grupo de enanas blancas variables pulsantes, a veces se subdividen en los gruposDOV yPNNV.PG1159-035 es la estrella prototipo.[83] Las variaciones de esta estrella, que también es la estrella prototipo de la clase PG 1159, fueron observadas por primera vez en 1979,[96] y se le designó con el nombre deGW Vir en 1985,[95] dando su nombre a esta clase de estrellas. Estas estrellas no llegan a ser enanas blancas literalmente, porque en eldiagrama de Hertzsprung-Russell ocupan una posición intermedia entre la región de las enanas blancas y la zona de larama asintótica gigante, y es por ello que se les denominapre-enanas blancas.[83][86]
Estas estrellas están muy calientes, sutemperatura efectiva se sitúa entre 75 000 K y 200 000 K, poseen atmósferas ricas enhelio,carbono, yoxígeno, y la gravedad en su superficie es relativamente baja (logg ≤ 6.5).[83] Es posible que estas estrellas se enfríen para dar lugar a enanas blancas de tipo espectral DO.[83]
Los períodos delmodo normal de las estrellas de clase GW Vir comprenden desde los 300 hasta los 5000 s.[83]
La excitación de las pulsaciones de las estrellas GW Vir fue estudiada, por primera vez, en la década de 1980,[97] pero continúa siendo todo un enigma veinte años después.[98] Desde el principio, se pensó que el mecanismo de excitación era causado por el llamadomecanismo κ, asociado con el carbono y el oxígeno ionizados por debajo de la superficie de lafotosfera, pero se pensó que este mecanismo no funcionaría si hubiera helio en la superficie. Sin embargo, parece que puede existir inestabilidad incluso en presencia de helio.[99]
Tipos de enanas blancas en función de la masa inicial de la estrella
Las enanas blancas constituyen el final de laevolución estelar en estrellas de lasecuencia principal comprendidas entre 0.07 y 10 M☉.[100][1] La composición de la enana blanca difiere según la masa inicial de la estrella.
Estrellas de masa baja ( < 0.5 M☉): Enanas blancas de helio.
Las estrellas de baja masa (<0.5 M☉) no pasan por ninguna fase posterior a la de combustión del hidrógeno. Agotado este, loselectrones de su núcleo degeneran mucho antes de alcanzar las temperaturas de ignición del helio por lo que, al final de sus días, estas estrellas se acaban convirtiendo en enanas blancas de helio. Solamente las estrellas de menos de media masa solar pueden dar lugar a este tipo de estrellas, y una estrella de esta masa viviría unos 80 000 millones de años. Si tenemos en cuenta que la edad del universo es de 13 000 millones de años,[8] parece lógico pensar que estas estrellas no se hayan podido formar aún.Sin embargo, se han encontrado algunos objetos que se corresponden con las características de las enanas blancas de helio. La formación de estas estrellas se puede explicar por la interacción de dos estrellas en sistemas binarios, una estrella arrebata la capa externa de hidrógeno a una estrella roja en crecimiento hasta dejar solamente la capa de helio, dejando el objeto compacto desnudo.[5][6][4][101][102][103] El fenómeno también puede ser explicado por la pérdida de masa debido a un gran planeta cercano.[104]
Estrellas de masa media (0.5 M☉ < M < 8 M☉): Enanas blancas de carbono y oxígeno
Lanebulosa Ojo de gato es unanebulosa planetaria que se formó tras la muerte de una estrella de masa similar a la del Sol. El punto luminoso central señala la ubicación delremanente estelar.Nebulosa planetariaNGC 3132; en el centro puede observarse una enana blanca.
Si la masa de la estrella se sitúa entre 0.5 y 8M☉, al agotar todo el hidrógeno, su núcleo posee una temperatura tal que permite la fusión de helio en carbono y oxígeno mediante elproceso triple-alfa. Primero es consumido el helio del núcleo, y, una vez agotado, comienza a consumirse el helio disponible en una capa situada a su alrededor. Esto provoca que la estrella se expanda por última vez: comienza la fase de larama asintótica gigante. A medida que aumenta la cantidad de carbono resultante de las reacciones triple alfa aumentan también las posibilidades de formar oxígeno, pero se desconoce la proporción de carbono y oxígeno ya que sus secciones eficaces no están bien definidas. Llegados a los momentos finales de la estrella, esta intensificará cada vez más sus vientos estelares, expulsando progresivamente su cubierta de hidrógeno hasta dejar un núcleo desnudo y degenerado de carbono y oxígeno. Una estrella como el Sol expulsará en sus espasmos finales el 40 % de su masa antes de finalizar sus días como una enana blanca. La nebulosa resultante de la expulsión de las capas exteriores recibe el nombre denebulosa planetaria.
Los remanentes de las estrellas de masa comprendida entre 1.5 y 9 M☉ podrían llegar a superar con mucho lamasa de Chandrasekhar. Si todas ellas evolucionaran para explotar comosupernovas, como sería de suponer, se deberían observar muchas más en el cielo. Además, la composición en metales del gas interestelar debería ser más rica en hierro que en oxígeno, cosa que no ocurre. Esto se explica por la gran cantidad de masa que expulsan los fuertes vientos de estas estrellas, llegando hasta pérdidas de 8 M☉ a lo largo de su vida. Estas pérdidas de masa van a ser tanto más acentuadas cuanto mayor sea la estrella, así como mayor sea sumetalicidad, la cual incrementa laopacidad. Por lo tanto, las estrellas en este rango de masas también acaban su vida como una enana blanca de carbono y oxígeno. Este tipo de enanas blancas son las más comunes que se observan en el universo.[101][105][106]
El límite entre estrellas de masa media y masa alta (8 M☉ < M < 10 M☉): ¿Enanas blancas de oxígeno y neón?
Las estrellas de masa elevada alcanzan en su núcleo la temperatura necesaria para fusionar el carbono en neón, y, seguidamente, el neón en hierro. Su destino final no es una enana blanca, ya que superan la masa máxima permitida y la presión de degeneración de los electrones no puede hacer frente a la gravedad, por lo que el núcleo colapsa y la estrella explota en unasupernova detipo II, dejando como remanente unaestrella de neutrones, unagujero negro, o unaforma exótica de estrella compacta.[100][107] Sin embargo, algunas estrellas comprendidas entre 8 y 10 MSol pueden ser capaces de fusionar carbono para producir neón, pero no ser lo suficientemente masivas para quemar neón. Si esto sucede, el núcleo no colapsa, y la fusión no llega a ser demasiado violenta, daría lugar a una enana blanca compuesta de oxígeno, neón, y magnesio.[108][109] Estas estrellas proceden de las llamadasONeMg o novas de neón, cuyo espectro muestra elevadas abundancias de neón y magnesio.[7][110][111]El problema de determinar el rango de masas que da lugar a estos objetos procede de las elevadas tasas de pérdida de masa al final de la vida de las estrellas, lo que hace difícil de simular numéricamente con precisión qué estrellas se detienen en el carbono, cuáles en el oxígeno-neón y cuales llegan hasta el hierro. Así pues, es posible que el valor exacto dependa de la metalicidad de la estrella.
Supernovas de tipo Ia: ¿enanas con núcleo de hierro?
Lassupernovas de tipo Ia han sido también propuestas como otra manera de formar (mejor dicho, transformar) enanas blancas. En este escenario, la explosión que se produce en este tipo de supernova no tiene la potencia suficiente como para destruir por completo la enana blanca y se limita a expulsar parte de su materia a grandes velocidades además de, al ser asimétrica, catapultar a la enana blanca a grandes velocidades convirtiéndola en una estrella hiperveloz. La materia que ha sido procesada en la supernova fallida es recapturada por la enana blanca, con los elementos más densos como elhierro cayendo al centro del astro y acumulándose allí.[112]
Estas enanas blancas denúcleo de hierro serían más pequeñas que sus equivalentes formadas de carbono y oxígeno y cristalizarían y enfriarían más rápido también.[113]
Elsistema estelar oplanetario de una enana blanca puede intervenir en su desarrollo de varias formas. ElTelescopio espacial Spitzer de laNASA observó la zona central de laNebulosa de la Hélice medianteespectroscopia infrarroja, y sugirió que allí se encontraba una nube de polvo, probablemente causada por colisiones entrecometas.[114][115] Del mismo modo, en 2004 se observa la presencia de una nube de polvo alrededor de la enana blancaG29-38, que posiblemente se formó a causa de la disgregación por fuerzas de marea de un cometa que transitó muy cerca de la enana blanca.[116]
Ha habido también autores que han sugerido que las enanas blancas podrían estar acompañadas por los restos deplanetas de tipo terrestre, los cuales habrían sobrevivido a la fase de gigante roja pero perdiendo sus capas exteriores y solo quedando sunúcleo;[117] posteriores estudios de la abundancia en metales de las atmósferas de las enanas blancas refuerzan esta idea y sugieren que al menos un 15 % de estos objetos pueden tener planetas y/o asteroides orbitándolas,[118] o al menos los mencionados restos de tales cuerpos, lo que también implica que al menos un 3.5 % de las estrellas deespectro A y F pueden tener sistemas planetarios.[119]
Si una enana blanca se encuentra en unsistema binario con una compañera, pueden ocurrir varios fenómenos:
La masa de una enana blanca aislada y sin rotación no puede sobrepasar ellímite de Chandrasekhar de 1.4 M☉, aunque este límite aumenta ligeramente si la enana blanca rota velozmente sobre su eje.[120] Sin embargo, las enanas blancas que forman parte de lossistemas binarios puedenacretar material de su compañera, normalmente unagigante roja, aumentando así tanto en masa como en densidad. Una vez que la masa ha alcanzado el límite de Chandrasekhar, los electrones ya no son capaces de sostener la estrella, lo cual aumenta la presión, lo que dispara la temperatura hasta iniciar unafusión en el núcleo de la enana que produzca una ignición explosiva, o colapsa formando unaestrella de neutrones.[46] Según el modelo más común de formación de lassupernovas de tipo Ia, una enana blanca decarbono yoxígeno acreta material de una compañera,[47] aumentando así su masa y compactando su núcleo. El calor del núcleo permite iniciar lareignición del carbono cuando la masa supera el límite de Chandrasekhar.[47] Las enanas blancas, como contrarrestan la gravedad mediante lapresión de degeneración en vez de la presión térmica, al añadirles calor aumentan la temperatura pero no la presión, por lo que la enana blanca no se expande. En lugar de eso, la temperatura acelera la velocidad de fusión de la estrella. La llamatermonuclear consume gran parte del carbono de la enana blanca en escasos segundos, causando una explosión de supernova de tipo Ia que acaba por destruir la estrella y expulsando su masa a velocidades cercanas a los 10 000 km/s, disipando grandes cantidades de polvo y gas.[3][47][121] Pero este no es el único mecanismo válido para la formación de las supernovas de tipo Ia, si dos enanas blancas decarbono yoxígeno que conforman un sistema binario colisionan y se fusionan, formando un cuerpo de masa superior al límite de Chandrasekhar, el carbono puede iniciar su combustión, causando la explosión.[47], p. 14.
Cuando, a pesar de laacreción de material, la masa no alcanza el límite de Chandrasekhar, elhidrógeno acretado que se encuentra en la superficie puede inflamarse dando lugar a una explosión termonuclear. Como el núcleo de la enana blanca no sufre los efectos de dichas explosiones, la enana puede seguir acretando hidrógeno y continuar explosionando. Este fenómeno cataclísmico recibe el nombre denova. También se han observadonovas enanas, las cuales tienen picos de luminosidad más débiles que las novas propiamente dichas. Estos fenómenos no son producidos por fusión nuclear, sino que se deben a laenergía potencial gravitatoria que se produce durante la acreción de material. En general, unaestrella variable cataclísmica se refiere a cualquier sistema binario en el que una enana blanca acrete materia de una compañera. Aparte de las novas y de las novas enanas, se conoce multitud de clases diferentes de estrellas variables.[3][47][122][123] Se ha demostrado que las estrellas variables cataclísmicas, tanto por acreción como por fusión, son fuentes derayos X.[123]
En 2011 se sugirió que las enanas blancas de temperaturas superficiales inferiores a 10 000 K podrían tener unazona habitable que se extendería entre 0.005 y 0.02 unidades astronómicas y cuya duración sería de 3000 millones de años, proponiéndose buscar alrededor de enanas blancas planetas de tipo terrestre que pudieran orbitar allí bien tras migrar desde órbitas exteriores, bien formándose allí; debido a que las enanas blancas tienen tamaños similares a los de dichos cuerpos, lostránsitos que pudieran producir tales hipotéticos planetas produciríaneclipses importantes;[124] estudios posteriores, sin embargo, proponen que un planeta orbitando una enana blanca a una distancia tan escasa estaría sujeto, entre otros efectos, afuerzas de marea causadas por su estrella, que podría producir en este unefecto invernadero intenso volviéndole inhabitable y siendo más difícil que fueran habitables.[125] Otro problema con esta teoría es que, dejando aparte que un planeta pudiera formarse en undisco de acreción alrededor de una enana blanca, para llegar a una órbita tan cerrada solamente podría conseguirlo de dos maneras: ser absorbido por su estrella durante la fase de gigante roja y sobrevivir a su caída en espiral hacia el núcleo estelar (muy difícil para cuerpos de baja masa), o siendo enviado a ella tras interacciones gravitatorias con otros cuerpos (en cuyo caso se desprendería tal cantidad de energía orbital en calor que es muy posible que el planeta acabara convertido en un rescoldo inhabitable)[126]
↑Para una enana blanca sin rotación, el límite equivale a 5.7/μe2 M☉.μe es la masa molecular media por electrón de la estrella.En 1931, Chandrasekhar calculó este límite por primera vez, obteniendo la cifra de 0.91 M☉ para el límite de masa, al dar a μe un valor de 2.5. Sin embargo, unos años más tarde rectificó, y dándole a μe el valor de 2, obtuvo el actual límite de Chandrasekhar: 1.44 M☉.
↑Eldiagrama de Hertzsprung-Russell es un gráfico que muestra la luminosidad estelar en función de su color (o temperatura). No deben confundirse las enenas blancas con objetos de baja luminosidad y baja masa como las enanas rojas de hidrógeno, cuyo centro se mantiene gracias a la presión térmica,[48] o lasenanas marrones, de baja temperatura.[49]
↑La constante reducida de Plank () difiere de la constante de Plank () en:
↑La temperatura efectiva de una enana blanca depende de su Luminosidad (L) y de su Radio (R):
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