enana blanca

La primera enana blanca descubierta estaba en el sistema estelar triple de 40 Eridani , que contiene la estrella de secuencia principal relativamente brillante 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. ^{[ 1 ]} 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. ^{[ 2 ]} Esta estrella estaba muy fuera del patrón normal cuando Russell creó por primera vez su ahora famoso diagrama de luminosidad (brillo) versus tipo espectral (color) . Públicamente, Russell sugirió que el tipo espectral podría no ser correcto. ^{[ 3 ] : 114} Sin embargo, el tipo espectral de 40 Eridani B fue confirmado independientemente en 1914 por Walter Adams . ^{[ 4 ]} En 1939, Russell revisó el descubrimiento y señaló que Pickering había sugerido que tales excepciones conducen a avances y en este caso condujo al descubrimiento de enanas blancas. ^{[ 5 ] : 1 [ 3 ]}

El compañero enano blanco de Sirio, Sirio  B, fue el siguiente en ser descubierto. 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 compañeros invisibles. ^{[ 6 ]} Bessel estimó aproximadamente que el período del compañero de Sirio era de alrededor de medio siglo; ^{[ 6 ]} CAF Peters calculó una órbita para ella en 1851. ^{[ 7 ]} No fue hasta el 31  de enero de 1862 que Alvan Graham Clark observó una estrella previamente invisible cerca de Sirio, posteriormente identificada como el compañero predicho. ^{[ 7 ]} Adams anunció en 1915 que había encontrado que el espectro de Sirio  B era similar al de Sirio. ^{[ 8 ]}

En 1917, Adriaan van Maanen descubrió la Estrella de van Maanen , una enana blanca aislada. ^{[ 9 ]} Estas tres enanas blancas, las primeras descubiertas, son las llamadas enanas blancas clásicas . ^{[ 5 ] : 2}

En 1922, Willem Luyten publicó una serie de tres artículos sobre estrellas blancas débiles con alto movimiento propio , es decir, estrellas blancas de baja luminosidad cercanas a la Tierra. En su tercer artículo ^{[ 10 ]} utilizó el término enana ; el término fue popularizado posteriormente por Arthur Eddington como enana blanca . ^{[ 3 ] : 118 [ 11 ]}  Se habían descubierto dieciocho enanas blancas para 1939. ^{[ 5 ] : 3} Luyten y otros continuaron buscando enanas blancas en la década de 1940. Para 1950, se conocían más de cien, ^{[ 12 ]} y para 1999, se conocían más de 2000. ^{[ 13 ]} Desde entonces, el Sloan Digital Sky Survey ha encontrado más de 9000  enanas blancas, la mayoría nuevas. ^{[ 14 ]}

La extrema densidad de estrellas enanas blancas fue inicialmente un enigma teórico. Si una estrella se encuentra en un sistema binario  , como es el caso de Sirius B o 40  Eridani  B, es posible estimar su masa a partir de observaciones de la órbita binaria. Esto se hizo para Sirius  B en 1910, ^{[ 15 ]} obteniendo una estimación de masa de 0,94 M _☉ (que se compara bien con una estimación más moderna de 1,00 M _☉ ). ^{[ 16 ]} Dado que los cuerpos más calientes irradian más energía que los más fríos, el brillo superficial de una estrella puede estimarse a partir de su temperatura superficial efectiva , y el espectro de la estrella proporciona su temperatura. 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 y el radio de la estrella. Este tipo de razonamiento llevó a la conclusión, desconcertante para los astrónomos de la época, de que, debido a su temperatura relativamente alta y su luminosidad absoluta relativamente baja, Sirius B y 40 Eridani B debían ser muy densas. Cuando Ernst Öpik estimó la densidad de las estrellas binarias visuales en 1916, descubrió que 40 Eridani B tenía una densidad de más de       25 000  veces la del Sol , que era tan alta que la calificó de "imposible". ^{[ 17 ]} Como lo expresó Eddington en 1927:

Aprendemos sobre las estrellas al recibir e interpretar los mensajes que su luz nos trae. El mensaje de la compañera de Sirio, una vez descifrado, decía: «Estoy compuesta de un material 3000  veces más denso que cualquier cosa que hayas encontrado; una tonelada de mi material sería una pequeña pepita que podrías meter en una caja de cerillas». ¿Qué respuesta se puede dar a semejante mensaje? La respuesta que la mayoría dimos en 1914 fue: «Cállate. No digas tonterías». ^{[ 18 ] : 50}

Tales densidades son posibles porque el material de las enanas blancas no está compuesto de átomos unidos por enlaces químicos , sino que consiste en un plasma de núcleos y electrones no ligados . Por lo tanto, no hay obstáculo para colocar los núcleos más cerca de lo que normalmente permiten los orbitales electrónicos limitados por la materia normal. ^{[ 11 ]} Eddington se preguntó qué sucedería cuando este plasma se enfriara y la energía para mantener los átomos ionizados ya no fuera suficiente. Esta paradoja fue resuelta por RH Fowler en 1926 mediante una aplicación de la mecánica cuántica recién ideada . ^{[ 19 ]} Dado que los electrones obedecen el principio de exclusión de Pauli , no hay dos electrones que puedan ocupar el mismo estado , y deben obedecer la estadística de Fermi-Dirac , también introducida en 1926 para determinar la distribución estadística de partículas que satisfacen el principio de exclusión de Pauli. ^{[ 20 ]} Por lo tanto, a temperatura cero, los electrones no pueden ocupar todos el estado de energía más baja, o estado 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 podía enfriarse a temperatura cero y aún así poseer alta energía. ^{[ 19 ]}

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 electrónica. Dichas masas límite fueron calculadas para casos de una estrella idealizada de densidad constante en 1929 por Wilhelm Anderson ^{[ 21 ]} y en 1930 por Edmund C. Stoner . ^{[ 22 ]} Este valor fue corregido al considerar 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". [ ₂₃ ^{] Para una} enana blanca no rotatoria, es igual a aproximadamente 5,7 M☉ / _μe²  , donde μe es el peso molecular promedio por electrón de la estrella ^{. [ 24 ] : ec. (63)} Como el carbono-12 y el oxígeno-16 que componen predominantemente una enana blanca de carbono-oxígeno tienen números atómicos iguales a la mitad de su peso atómico , se debe tomar μ _e igual a 2 para dicha estrella, 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, ^{[ 22 ] : 955} así que, en su artículo de 1931, Chandrasekhar estableció 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. ^{[ 25 ]} La masa límite ahora se llama límite de Chandrasekhar . ^{[ 26 ]}   

Una estrella enana blanca típica, una enana blanca de CO , tiene _un 99 % de carbono y oxígeno en masa, siendo el resto una fina capa de He e H. Se cree que las estrellas de la secuencia principal cercanas al límite superior de masa de 10 M☉ fusionan carbono en neón, formando estrellas enanas blancas O-Ne . Las estrellas muy ligeras, por debajo de 0,6 M☉ _, nunca fusionan He en carbono y oxígeno, por lo que forman enanas blancas con núcleo de He . ^{[ 35 ] : 4} Se necesita más tiempo que la edad del universo para que una estrella ligera consuma su combustible, por lo que se espera que cualquier enana blanca con núcleo de He observada resulte de la pérdida de masa hacia una compañera en un sistema estelar binario interactuante . ^{[ 39 ]}  

Si una enana blanca de carbono-oxígeno acumulara suficiente materia para alcanzar el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,44 masas solares (para una estrella no rotatoria), ya no podría sostener la mayor parte de su masa mediante la presión de degeneración electrónica ^{[ 40 ]} y, en ausencia de reacciones nucleares, comenzaría a colapsar. ^{[ 41 ] [ 42 ]} La visión actual es que este límite no se alcanza normalmente; el aumento de la temperatura y la densidad dentro del núcleo enciende la fusión del carbono a medida que la estrella se acerca al límite (a aproximadamente el 1%) antes de que se inicie el colapso. ^{[ 42 ] [ 43 ]} En contraste, para un núcleo compuesto principalmente de oxígeno, neón y magnesio, la enana blanca en colapso normalmente formará una estrella de neutrones . En este caso, solo una fracción de la masa de la estrella será expulsada durante el colapso. ^{[ 40 ]}

Si una estrella enana blanca acumula suficiente material de una compañera estelar para elevar la temperatura de su núcleo lo suficiente como para iniciar la fusión de carbono , experimentará una fusión nuclear desbocada , lo que la destruirá por completo. Existen tres vías teóricas por las que puede ocurrir esta detonación: la acreción estable de material de una compañera, la colisión de dos enanas blancas o la acreción que causa la ignición en una capa que luego enciende el núcleo. El mecanismo dominante por el cual se producen las supernovas de tipo Ia sigue sin estar claro. ^{[ 44 ]} A pesar de esta incertidumbre sobre cómo se producen las supernovas de tipo Ia, estas tienen propiedades muy uniformes y son candelas estándar útiles a distancias intergalácticas. Se requieren algunas calibraciones para compensar el cambio gradual en las propiedades o las diferentes frecuencias de supernovas de luminosidad anormal a alto corrimiento al rojo, y para pequeñas variaciones en el brillo identificadas por la forma de la curva de luz o el espectro. ^{[ 45 ] [ 46 ] [ 47 ]}

La relación entre la masa y el radio de las enanas blancas se puede estimar utilizando la ecuación de estado del gas de Fermi no relativista, que da ^{[ 48 ] : 25}

$${\displaystyle {\frac {R}{R_{\odot }}}\approx 0.012\left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)^{-1/3}\left({\frac {\mu _{e}}{2}}\right)^{-5/3},}$$

donde R es el radio, M es la masa de la enana blanca y el subíndice${\displaystyle \odot }$indica el Sol; por lo tanto${\displaystyle {R}/{R_{\odot }}}$es el radio en unidades de radio solar y${\displaystyle {M}/{M_{\odot }}}$es la masa en unidades de masa solar . El potencial químico ,${\displaystyle \mu _{e}}$Es una propiedad termodinámica que describe el cambio de energía al añadirse o eliminarse un electrón; está relacionada con la composición de la estrella. Se han probado tratamientos numéricos de modelos más completos con datos observacionales, obteniéndose una buena concordancia. ^{[ 49 ]}

Dado que este análisis utiliza la fórmula no relativista p ² / 2 m para la energía cinética, es no relativista. Cuando la velocidad del electrón en una enana blanca se aproxima a la velocidad de la luz , la fórmula de la energía cinética se aproxima a pc donde c es la velocidad de la luz, y se puede demostrar que el modelo de gas de Fermi no tiene un equilibrio estable en el límite ultrarrelativista . En particular, este análisis produce la masa máxima de una enana blanca, que es: ^{[ 48 ]}

$${\displaystyle M_{\rm {límite}}\approx 1.46\left({\frac {\mu _{e}}{2}}\right)^{-2}}$$

La observación de muchas estrellas enanas blancas implica que o bien comenzaron con masas similares a la del Sol o bien ocurrió algo drástico que redujo su masa. ^{[ 48 ]}

Para un cálculo más preciso de la relación masa-radio y la masa límite de una enana blanca, es necesario 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 consta de 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, el radio es inversamente proporcional a la raíz cúbica de la masa. ^{[ 24 ] : ec. (80)} Las correcciones relativistas alterarán el resultado de modo que el radio se vuelva cero para un valor finito de la masa. Este es el valor límite de la masa —llamado 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. Muestra cómo varía el radio con la masa para 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, μe _, se ha establecido en 2. El radio se mide en radios solares estándar y la masa en masas solares estándar. ^{[ 24 ] [ 50 ]}

Todos estos cálculos asumen 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 al trabajar en un marco de referencia giratorio . ^{[ 51 ]} Para una enana blanca que rota uniformemente, la masa límite aumenta solo ligeramente. Si se permite que la estrella rote de forma no uniforme y se desprecia la viscosidad , entonces, como señaló Fred Hoyle en 1947, ^{[ 52 ]} no hay límite para la masa para la cual es posible que un modelo de enana blanca esté en equilibrio estático. No todas estas estrellas modelo serán dinámicamente estables. ^{[ 53 ]}

Las enanas blancas en rotación y las estimaciones de su diámetro en función de la velocidad angular de rotación se han tratado en la literatura matemática rigurosa. ^{[ 54 ]} La estructura fina del límite libre de las enanas blancas también se ha analizado matemáticamente de forma rigurosa. ^{[ 55 ]}

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Tipo espectral

O

B

A

F

GRAMO

K

METRO

L

T

enanas marrones

enanas blancas

enanas rojas

Subenanas

Secuencia principal ("enanos")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes rojos

gigantes azules

Gigantes brillantes

Supergigantes

supergigante roja

Hipergigantes

magnitud absoluta ( M _V )

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 luminosidad estelar versus color o temperatura. No deben confundirse con objetos de baja luminosidad en el extremo de baja masa de la secuencia principal, como las enanas rojas de fusión de hidrógeno , cuyos núcleos están sostenidos en parte por presión térmica, ^{[ 56 ]} o las enanas marrones de temperatura aún más baja . ^{[ 57 ]} La radiación visible emitida por las enanas blancas varía en un amplio rango de colores, desde el color blanco azulado de una estrella de secuencia principal de tipo O, B o A hasta el amarillo anaranjado de una estrella de tipo K tardío o M temprano. ^{[ 58 ]} La luminosidad de las enanas blancas varía en 7 órdenes de magnitud, desde más de 100 veces la del Sol hasta menos de 1 / 10 000 ⁠que la del Sol. ^{[ 59 ]} Suponiendo laley de Stefan-Boltzmann, que relaciona la luminosidad con la cuarta potencia de la temperatura superficial efectiva, las temperaturas superficiales efectivas de las enanas blancas se extienden desde más150 000 K ^{[ 13 ]} a apenas menos de 4000 K. ^{[ 60 ] [ 59 ]} Enanas blancas calientes, con temperaturas superficiales superiores aSe ha observado que las atmósferas de 30 000  K son fuentes de rayos X blandos (es decir, de menor energía) . Esto permite estudiar la composición y la estructura de sus atmósferas mediante observaciones de rayos X blandos y ultravioleta extremo . ^{[ 61 ]}

Las enanas blancas también emiten neutrinos mediante el proceso Urca . ^{[ 62 ]} Este proceso tiene mayor efecto en las enanas blancas más calientes y jóvenes. Debido a que los neutrinos pueden atravesar fácilmente el plasma estelar, pueden extraer energía directamente del interior de la enana; este mecanismo es la principal contribución al enfriamiento durante aproximadamente los primeros 20 millones de años de existencia de una enana blanca. ^{[ 35 ]}

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 transite a un estado vacío superior, lo cual 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 radiativa dentro de una enana blanca es baja, pero 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 a 10⁸ K poco después de la formación de la enana blanca y alcanzando menos de10⁶ Kpara las enanas blancas más frías conocidas. ^{[ 35 ]} Una capa exterior de materia no degenerada se encuentra sobre el núcleo degenerado. Las capas más externas, que son más frías que el interior, irradian aproximadamente como uncuerpo negro. Una enana blanca permanece visible durante mucho tiempo, ya que su tenue atmósfera exterior irradia lentamente el contenido térmico del interior degenerado. ^{[ 35 ]}

Como explicó Leon Mestel en 1952, a menos que la enana blanca acrecente materia de una estrella compañera u otra fuente, su radiación proviene de su calor almacenado, que no se repone. ^{[ 63 ] [ 64 ] : §2.1} Las enanas blancas tienen un área superficial extremadamente pequeña para irradiar este calor, por lo que se enfrían gradualmente, permaneciendo calientes durante mucho tiempo. ^{[ 65 ]} 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 . Tras tardar inicialmente aproximadamente 1.500 millones de años en enfriarse hasta una temperatura superficial de 7140 K, enfriar aproximadamente 500 kelvin más hasta 6590 K lleva alrededor de 300 millones de años, pero los dos pasos siguientes de unos 500 kelvin (hasta 6030 K y 5550 K) llevan primero 400 millones y luego 1100 millones de años. ^{[ 66 ] : Tabla 2}         

La mayoría de las enanas blancas observadas tienen temperaturas superficiales relativamente altas, entre 8000  K y40 000  K. ^{[ 14 ] [ 13 ]} Sin embargo , esto es un efecto de selección : las enanas blancas más calientes y luminosas son más fáciles de observar. Una enana blanca pasa más tiempo de su vida a temperaturas más frías: existen más enanas blancas frías que calientes. ^{[ 67 ]} Esta tendencia se detiene en las enanas blancas extremadamente frías; se observan pocas enanas blancas con temperaturas superficiales inferiores a4000  K , ^{[ 68 ]} y una de las más frías observadas hasta ahora, WD J2147–4035 , tiene una temperatura superficial de aproximadamente 3050  K. ^{[ 69 ]} La razón de esto es que la edad del Universo es finita; ^{[ 70 ] [ 71 ]} 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 usar para encontrar el momento en que las estrellas comenzaron a formarse en una región; una estimación para la edad de nuestro disco galáctico encontrada de esta manera es de 8  mil millones de años. ^{[ 67 ]} 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 su entorno y con la radiación cósmica de fondo . No se cree que existan enanas negras todavía. ^{[ 34 ]}

A temperaturas muy bajas (<4000 K), las enanas blancas con hidrógeno en su atmósfera se ven afectadas por la absorción inducida por colisión (AIC) de moléculas de hidrógeno que colisionan con átomos de helio. Esto afecta el brillo óptico rojo e infrarrojo 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 las de la secuencia de enfriamiento principal. Las enanas blancas con atmósferas pobres en hidrógeno, como WD J2147–4035, se ven menos afectadas por la AIC y, por lo tanto, tienen un color amarillo a naranja. ^{[ 72 ] [ 69 ]}

El material del núcleo de la 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 tardía de enfriamiento, debería cristalizar en un estado sólido, comenzando desde su centro. ^{[ 73 ]} Se cree que la estructura cristalina es una red cúbica centrada en el cuerpo . ^{[ 30 ] [ 74 ]} En 1995 se sugirió que las observaciones astrosismológicas de enanas blancas pulsantes proporcionaban una prueba potencial de la teoría de la cristalización, ^{[ 75 ]} y en 2004 se realizaron observaciones que sugirieron que aproximadamente el 90 % de la masa de BPM 37093 se había cristalizado. ^{[ 76 ] [ 77 ] [ 78 ]} Otros trabajos dan una fracción de masa cristalizada de entre el 32 % y el 82 %. ^{[ 79 ]}

A medida que el núcleo de una enana blanca se cristaliza en una fase sólida, se libera calor latente , lo que proporciona una fuente de energía térmica que retrasa su enfriamiento. ^{[ 80 ]} Otro posible mecanismo que se sugirió para explicar esta anomalía de enfriamiento en algunos tipos de enanas blancas es un proceso de destilación sólido-líquido: los cristales formados en el núcleo son flotantes y ascienden, desplazando así el líquido más denso hacia abajo, lo que provoca una liberación neta de energía gravitacional. ^{[ 81 ]} El fraccionamiento químico entre las especies iónicas en la mezcla de plasma puede liberar una cantidad de energía similar o incluso mayor. ^{[ 82 ] [ 83 ] [ 84 ]} 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 deSe observaron 15 000 enanas blancas con el satélite Gaia . ^{[ 85 ]}

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. Debido a sus envolturas ricas en hidrógeno, la combustión residual de hidrógeno a través del ciclo CNO puede mantener calientes a estas enanas blancas durante cientos de millones de años. _[ ^{86 ] Además} , permanecen en una etapa de protoenana blanca hinchada durante hasta 2 Gyr 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 suele mostrar que su luz emitida proviene de una atmósfera que se observa 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 ​​estén 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 acrecionado 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 aproximadamente 1/100 .10 000 dela masa total de la estrella. ^{[ 59 ] [ 48 ] :§§4–5}

Aunque delgadas, estas capas exteriores determinan la evolución térmica de la enana blanca. Los electrones degenerados en el interior de una enana blanca conducen bien el calor. Por lo tanto, la mayor parte de la masa de una enana blanca se encuentra casi a la misma temperatura ( isotérmica ) y también está caliente: una enana blanca con una temperatura superficial entre8000  K y16 000  K tendrá una temperatura central entre aproximadamente5 000 000  K y20 000 000  K. La enana blanca solo se mantiene a salvo de un enfriamiento muy rápido gracias a la opacidad de sus capas exteriores a la radiación. ^{[ 59 ]}

El primer intento de clasificar los espectros de enanas blancas parece haber sido realizado por GP Kuiper en 1941, ^{[ 58 ] [ 91 ]} y desde entonces se han propuesto y utilizado varios esquemas de clasificación. ^{[ 92 ] [ 93 ]} El sistema actualmente en uso fue introducido por Edward M. Sion , Jesse L. Greenstein y sus coautores en 1983 y posteriormente ha sido revisado varias veces. Clasifica un espectro mediante un símbolo que consta de una D inicial, una letra que describe la característica principal del espectro seguida de una secuencia opcional de letras que describen las características secundarias del espectro (como se muestra en la tabla adyacente), y un número índice de temperatura, calculado dividiendo50 400  K por la temperatura efectiva . Por ejemplo, una enana blanca con solo líneas de He ^I en su espectro y una temperatura efectiva deA 15 000  K se le podría dar la clasificación de "DB3" o, si lo justifica la precisión de la medición de temperatura, "DB3.5". Del mismo modo, una enana blanca con un campo magnético polarizado , una temperatura efectiva de17 000  K , y un espectro dominado por líneas de He ^I que también presentaban características de hidrógeno podría clasificarse como DBAP3. Los símbolos "?" y ":" también pueden utilizarse si la clasificación correcta es incierta. ^{[ 13 ] [ 58 ]}

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. ^{[ 59 ]} La siguiente clase en número es la de las DB, aproximadamente el 16%. ^{[ 32 ]} Las calientes, por encima15 000  K , la clase DQ (aproximadamente 0,1%) tiene atmósferas dominadas por carbono. ^{[ 94 ]} Aquellas clasificadas como DB, DC, DO, DZ y DQ frías tienen atmósferas dominadas por helio. Suponiendo que no hay carbono ni metales, la clasificación espectral que se observa depende de la temperatura efectiva. Entre aproximadamente100 000  K aA 45 000  K , el espectro se clasificará como DO, dominado por helio ionizado una vez. Desde30 000  K aA 12 000  K , el espectro será DB, mostrando líneas de helio neutro, y por debajo de aproximadamente12 000  K , el espectro no tendrá características distintivas y se clasificará como CC. ^{[ 48 ] : §2.4 [ 59 ]}

Se ha detectado hidrógeno molecular ( H₂ _{) en los espectros de las atmósferas de algunas enanas blancas.} ^{[ 95 ]} Si bien el trabajo teórico sugiere que algunos tipos de enanas blancas pueden tener corona estelar , las búsquedas en longitudes de onda de rayos X y radio, donde las coronas se detectan con mayor facilidad, no han tenido éxito. ^{[ 96 ] [ 97 ]}

Se ha observado que algunas enanas blancas tienen una atmósfera inhomogénea, con un lado dominado por hidrógeno y el otro por helio. ^{[ 98 ]}

enanas blancas ricas en metales

Alrededor del 25-33% de las enanas blancas tienen líneas metálicas en sus espectros, lo cual es notable porque cualquier elemento pesado en una enana blanca debería hundirse en el interior de la estrella en solo una pequeña fracción de la vida de la estrella. ^{[ 99 ]} La explicación predominante para las enanas blancas ricas en metales es que han acrecentado recientemente planetesimales rocosos . ^{[ 99 ]} La composición global del objeto acrecentado se puede medir a partir de las intensidades de las líneas metálicas. 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 . ^{[ 100 ]}

En 1947, PMS Blackett predijo la existencia de campos magnéticos en enanas blancas con una intensidad en la superficie de aproximadamente 1  millón de gauss (100 teslas ) como consecuencia de una ley física que había propuesto, la cual establecía que un cuerpo giratorio sin carga debería generar un campo magnético proporcional a su momento angular . ^{[ 101 ]} Esta supuesta ley, a veces llamada efecto Blackett , nunca fue generalmente aceptada, e incluso Blackett consideró que había sido refutada en la década de 1950. ^{[ 102 ] : 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 la fase de su estrella progenitora. ^{[ 103 ]} Un campo magnético superficial de aproximadamente 100 gauss (0,01 T) en la estrella progenitora se convertiría así en un campo magnético superficial de aproximadamente 100 × 100 ² = 1 millón de gauss (100 T) una vez que el radio de la estrella se redujo en un factor de 100. ^{[ 90 ] : §8 [ 104 ] : 484} La primera enana blanca magnética descubierta fue GJ 742 (también conocida como GRW +70 8247 ), que fue identificada por James Kemp, John Swedlund, John Landstreet y Roger Angel en 1970 por albergar un campo magnético debido a su emisión de luz polarizada circularmente . ^{[ 105 ]} Se cree que tiene un campo superficial 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). ^{[ 106 ]} Muchas de las enanas blancas magnéticas actualmente conocidas se identifican mediante espectroscopia de baja resolución, que es capaz de revelar la presencia de un campo magnético de 1  megagauss o más. Por lo tanto, el proceso de identificación básico también a veces resulta en el descubrimiento de campos magnéticos. ^{[ 107 ]} Los campos magnéticos de las enanas blancas también pueden medirse sin líneas espectrales, utilizando las técnicas de polarimetría circular de banda ancha , o tal vez a través de la medición de sus frecuencias de emisión de radio a través del máser ciclotrónico de electrones . ^{[ 97 ]} Se ha estimado que al menos el 10% de las enanas blancas tienen campos que superan 1  millón de gauss (100  T). ^{[ 108 ] [ 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 los enlaces iónicos y covalentes , aunque se espera que detectar moléculas unidas de esta manera sea difícil. ^{[ 110 ]}

La enana blanca altamente magnetizada en el 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. ^{[ 111 ]} Un segundo púlsar de enana blanca fue descubierto en 2023. ^{[ 112 ]}

Las estrellas enanas blancas con menos del 25% de una masa solar se encuentran todas en sistemas estelares binarios . La proporción de enanas blancas en sistemas binarios disminuye al 34% para masas en el rango0,5–0,75 M _☉  . Todos estos objetos tienen núcleos de helio. ^{[ 121 ]} Se cree que, a lo largo de una vida útil que supera considerablemente la edad del universo ( aprox. 13.800  millones de años), ^{[ 122 ]} una estrella de este tipo acabará quemando todo su hidrógeno, convirtiéndose durante un tiempo en una enana azul , y terminará su evolución como una enana blanca de helio compuesta principalmente de núcleos de helio-4 . ^{[ 123 ]} Debido al tiempo muy largo que lleva este proceso, no se cree que sea el origen de las enanas blancas de helio observadas. Más bien, se cree que son principalmente producto de la pérdida de masa en sistemas binarios. ^{[ 65 ] [ 124 ] [ 125 ] [ 126 ]} Las propuestas para explicar las enanas blancas de helio que no forman parte de sistemas binarios incluyen la pérdida de masa debido a un compañero exoplanetario grande, estrellas que son despojadas de material por compañeros que explotan como supernovas y varios tipos de fusiones estelares. ^{[ 127 ] [ 128 ]}

_{Si la masa de una estrella de} la secuencia principal está entre 0,5 y 8 M☉ , ^{[ 121 ] [ 129 ]} su núcleo se calentará lo suficiente como para fusionar helio en carbono y oxígeno mediante el proceso triple alfa , pero nunca se calentará lo suficiente como para fusionar neón . Cerca del final del período en el que experimenta reacciones de fusión, dicha estrella tendrá un núcleo de carbono-oxígeno u oxígeno-neón que no experimenta reacciones de fusión, rodeado por una capa interna de combustión de helio y una capa externa de combustión de hidrógeno. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, se encontrará en la rama gigante asintótica. Luego expulsará la mayor parte de su material exterior para formar una nebulosa planetaria , dejando solo el núcleo de carbono-oxígeno. ^{[ 124 ] [ 130 ]} 

Enanas blancas con una masa mayor que_{Las enanas blancas ultramasivas de} 1,05 M☉  se denominan enanas blancas ultramasivas. Cuando se forman en sistemas estelares individuales, se espera que tengan un núcleo de oxígeno-neón. Sin embargo, una fracción significativa (~20%) de las enanas blancas ultramasivas se forman mediante la fusión de enanas blancas. En este caso, el resultado es una enana blanca ultramasiva de carbono-oxígeno. ^{[ 131 ]}

Si una estrella es suficientemente masiva, su núcleo eventualmente se calentará lo suficiente como para fusionar carbono en neón, y luego para fusionar neón en hierro. Dicha estrella no se convertirá en una enana blanca, porque la masa de su núcleo central, no fusionado, inicialmente sostenido por la presión de degeneración de electrones, eventualmente excederá la masa máxima posible sostenida 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 tras de sí una estrella de neutrones remanente, un agujero negro o posiblemente una forma más exótica de estrella compacta . ^{[ 132 ] [ 133 ]} Algunas estrellas de la secuencia principal, de quizás 8 a 10 M _☉ , aunque suficientemente masivas como para fusionar carbono en neón y magnesio , pueden ser insuficientemente masivas para fusionar neón . Dicha estrella puede dejar una enana blanca remanente compuesta principalmente de oxígeno , neón y magnesio , siempre que su núcleo no colapse y siempre que la fusión no proceda de forma tan violenta como para hacer estallar la estrella en una supernova . ^{[ 134 ] [ 129 ]} Aunque se han identificado algunas enanas blancas que podrían 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 exhiben abundancias de neón, magnesio y otros elementos de masa intermedia que parecen explicarse únicamente por la acreción de material sobre una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio. ^{[ 135 ] [ 136 ]} 

Se ha propuesto que las supernovas de tipo Iax , que implican la acreción de helio por una enana blanca, sean 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 eyección, pero produce una explosión asimétrica que impulsa a la estrella, a menudo conocida como estrella zombi , a las altas velocidades de una estrella hiperveloz .La materia procesada en la detonación fallida es reacumulada por la enana blanca, y los elementos más pesados, como el hierro, caen a su núcleo donde se acumulan. ^{[ 137 ]} Estas enanas blancas con núcleo de hierro serían más pequeñas que las de carbono-oxígeno de masa similar y se enfriarían y cristalizarían más rápido que estas. ^{[ 138 ]}

Las observaciones espectroscópicas infrarrojas realizadas por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA de WD 2226-210 , la estrella central de la Nebulosa de la Hélice , sugieren la presencia de una nube de polvo, que podría ser causada por colisiones de cometas. Es posible que el material que cae de esta nube cause emisión de rayos X de la estrella central. ^{[ 166 ] [ 167 ]} De manera similar, las 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 progenitora AGB  hace unos 500 millones de años) , que podría haber sido creada por la disrupción de marea de un cometa que pasó cerca de la enana blanca. ^{[ 153 ]}

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. ^{[ 168 ] [ 169 ]} La desintegración del planetesimal genera una nube de escombros que pasa frente a la estrella cada 4,5  horas, causando una disminución de 5 minutos en el brillo óptico de la estrella. ^{[ 169 ]} La profundidad del tránsito es muy variable. ^{[ 169 ]}

El planeta gigante WD J0914+1914b es el primer planeta gaseoso que orbita alrededor de una enana blanca y está siendo evaporado por la intensa radiación ultravioleta de esta. Parte del material evaporado se acumula 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. ^{[ 170 ]}

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 visto antes de 2018, podría deberse a la disrupción por fuerzas de marea de un exoasteroide , siendo la primera vez que se observa un evento de este tipo. ^{[ 171 ]}

WD 1856+534 es el primer planeta mayor en tránsito observado orbitando una enana blanca, y sigue siendo el único ejemplo de este tipo hasta 2023. ^{[ 172 ] [ 173 ]} MOA-2010-BLG-477L , una enana blanca descubierta gracias a un evento de microlente , también se sabe que tiene un planeta gigante. ^{[ 174 ] [ 156 ]}

Se sospecha que GD 140 y LAWD 37 tienen exoplanetas gigantes debido a una anomalía en el movimiento propio de Hipparcos -Gaia. Para GD 140 se sospecha que es un planeta varias veces más masivo que Júpiter y para LAWD 37 se sospecha que es un planeta menos masivo que Júpiter. ^{[ 175 ] [ 176 ]} Además, se sospechaba que WD 0141-675 tenía un super-Júpiter con un período orbital de 33,65 días basado en la astrometría de Gaia. Esto es notable porque WD 0141-675 está contaminado con metales y se ha sospechado durante mucho tiempo que las enanas blancas contaminadas con metales albergan planetas gigantes que perturban las órbitas de los planetas menores, causando la contaminación. ^{[ 177 ]} Tanto GD 140 como WD 0141 serán observados con JWST en el ciclo 2 con el objetivo de detectar el exceso infrarrojo causado por los planetas. ^{[ 178 ]} Se descubrió que el candidato a planeta en WD 0141-675 era un falso positivo causado por un error de software. ^{[ 179 ]}

La masa de una enana blanca aislada y sin rotación no puede exceder el límite de Chandrasekhar de ~ 1,4 M _☉ . Este límite puede aumentar si la enana blanca rota rápida y no uniformemente. ^{[ 187 ]} Las enanas blancas en sistemas binarios pueden acumular material de una estrella compañera, aumentando 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. ^{[ 40 ]}  

Hay dos modelos que podrían explicar los sistemas progenitores de las supernovas de tipo Ia : el modelo de degeneración simple y el modelo de doble degeneración . En el modelo de degeneración simple , una enana blanca de carbono-oxígeno acumula masa y comprime su núcleo al extraer masa de una estrella compañera no degenerada. ^{[ 188 ] : 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. ^{[ 188 ]} Debido a que la enana blanca está sostenida contra la gravedad por la presión de degeneración cuántica en lugar de por la 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 enfría en respuesta. Más bien, el aumento de temperatura acelera la tasa de la reacción de fusión, en un proceso desbocado que se alimenta a sí mismo. La llama termonuclear consume gran parte de la enana blanca en unos pocos segundos, causando una explosión de supernova de tipo Ia que oblitera la estrella. ^{[ 34 ] [ 188 ] [ 189 ]} En otro posible mecanismo para  las supernovas de tipo Ia, el modelo doblemente degenerado , 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 del carbono. ^{[ 188 ] : 14} En ambos casos, no se espera que las enanas blancas sobrevivan a la supernova de tipo Ia. ^{[ 190 ]}

El modelo de degeneración simple era el mecanismo preferido para las supernovas de tipo Ia, pero ahora, debido a las observaciones, se cree que el modelo de doble degeneración es el escenario más probable. Las tasas predichas de fusiones de enanas blancas son comparables a la tasa de supernovas de tipo Ia y explicarían la falta de hidrógeno en los espectros de supernovas de tipo Ia. ^{[ 191 ]} El mecanismo principal para las supernovas de tipo Ia sigue siendo una cuestión abierta. ^{[ 192 ]} 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 combustión 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 acrecionado. 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, impidiendo así que alcance el límite de Chandrasekhar y explote. ^{[ 191 ]} 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 los sitios de supernovas de tipo Ia. ^{[ 190 ]} En el escenario de doble degeneración, las enanas blancas deben estar en sistemas binarios muy cercanos; de lo contrario, su tiempo de espiral es mayor que la edad del universo . También es probable que, en lugar de una supernova de tipo Ia, la fusión de dos enanas blancas conduzca al colapso del núcleo. A medida que 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 . ^{[ 190 ]}

Se cree que la brillante SN 1006 histórica fue una supernova de tipo Ia de una enana blanca, posiblemente la fusión de dos enanas blancas. ^{[ 193 ]} La supernova de Tycho de 1572 también fue una  supernova de tipo Ia, y se ha detectado su remanente. ^{[ 194 ]} WD 0810–353 , una enana blanca a 11 pársecs del Sol, es posiblemente una estrella fugada hiperveloz expulsada de una supernova de tipo Ia, aunque esto ha sido cuestionado. ^{[ 195 ] [ 196 ]}

Un sistema binario post-envoltura común (PCEB) es un sistema binario que consiste en una enana blanca o subenana caliente y una enana roja con acoplamiento de marea cercano (en otros casos, podría ser una enana marrón en lugar de una enana roja). ^{[ 197 ]} Estos sistemas binarios se forman cuando la enana roja es engullida por la fase de gigante roja . A medida que la enana roja orbita dentro de la envoltura común , su velocidad disminuye en el entorno más denso. Esta disminución de la velocidad orbital se compensa con una reducción de la distancia orbital entre la enana roja y el núcleo de la gigante roja. La enana roja se precipita en espiral hacia el núcleo y podría fusionarse con él. Si esto no sucede y, en cambio, la envoltura común es expulsada, el sistema binario termina en una órbita cercana, compuesta por una enana blanca y una enana roja. Este tipo de sistema binario se denomina sistema binario post-envoltura 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 emisión de ondas gravitacionales. El sistema binario podría evolucionar entonces hacia uno de varios resultados dramáticos: una enana blanca magnética de campo intenso, un púlsar de enana blanca, un sistema binario doblemente degenerado o incluso una supernova de tipo Ia. ^{[ 198 ] [ 199 ]} Debido a que un PCEB puede evolucionar en algún momento hacia una variable cataclísmica , algunos de ellos también se denominan variables precataclísmicas. ^{[ 200 ] [ 177 ]}

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 estos son causados ​​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 debida 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 caracterizadas por enanas blancas altamente magnéticas. ^{[ 34 ] [ 188 ] [ 201 ] [ 202 ]} Se ha observado que tanto las variables cataclísmicas impulsadas por fusión como por acreción son fuentes de rayos X. ^{[ 202 ]}

Otros sistemas binarios incluyen aquellos que consisten en una estrella de secuencia principal (o gigante) y una enana blanca. El sistema binario Sirius AB es un ejemplo de este tipo. ^{[ 203 ]} Las enanas blancas también pueden existir como sistemas binarios o sistemas estelares múltiples que solo consisten en enanas blancas. Un ejemplo de un sistema triple de enanas blancas resuelto es WD J1953−1019 , descubierto con datos de Gaia DR2 . ^{[ 204 ]} Un campo interesante es el estudio de sistemas planetarios remanentes alrededor de enanas blancas. Se espera que los planetas que orbitan a varias UA de una estrella sobrevivan a la transformación de la estrella posterior a la secuencia principal en una enana blanca. Además, las enanas blancas, al ser mucho más pequeñas y correspondientemente menos luminosas que sus progenitoras, tienen menos probabilidades de eclipsar a cualquier cuerpo en órbita a su alrededor. Esto hace que las enanas blancas sean objetivos ventajosos para búsquedas de imágenes directas de exoplanetas y enanas marrones . La primera enana marrón detectada mediante imágenes directas fue la compañera de la enana blanca GD 165 A , descubierta en 1988. ^{[ 205 ]} Más recientemente, se descubrió que la enana blanca WD 0806−661 tenía un cuerpo compañero frío de masa subestelar, descrito de diversas maneras como una enana marrón ^{[ 206 ] [ 207 ]} o un exoplaneta. ^{[ 208 ]}