Una enana blanca, también conocida como enana degenerada, es un cuerpo celeste denso compuesto de materia degenerada. Su densidad es extremadamente alta. Una estrella enana blanca con una masa similar a la del Sol tiene sólo el tamaño de la Tierra. Su débil luminosidad proviene de la energía térmica almacenada en el pasado.
Aproximadamente 6 de las estrellas conocidas en la vecindad solar son enanas blancas. Esta enana blanca inusualmente débil fue notada por Henry Norris Russell, Edward Pickering y Wilhelmina Fleming alrededor de 1910. La enana blanca fue nombrada por William Ruyden en 1922. Tomada.
Las enanas blancas se consideran el producto final de la etapa evolutiva de las estrellas de masa media y baja, y 97 estrellas de nuestra galaxia pertenecen a esta categoría. Después de que una estrella de masa media y baja pasa por la etapa de secuencia principal de su vida y finaliza la reacción de fusión de hidrógeno, experimentará una fusión de helio en su núcleo, quemando helio en 3-helio de carbono y oxígeno, y se expandirá hasta convertirse en una estrella roja. gigante. Si una estrella gigante roja no tiene suficiente masa para generar temperaturas más altas que permiten que el carbono se fusione, el carbono y el oxígeno se acumularán en el núcleo. Después de expulsar las capas exteriores de gas para convertirse en una nebulosa planetaria, sólo queda el núcleo, y este remanente eventualmente se convertirá en una enana blanca. Por tanto, las enanas blancas suelen estar compuestas de carbono y oxígeno. Pero también es posible que la temperatura del núcleo alcance una temperatura tan alta que pueda fusionar carbono, pero aún no sea lo suficientemente alta como para fusionar neón. En este momento, se puede formar una estrella enana blanca con un núcleo compuesto de oxígeno, neón y magnesio. formado. Asimismo, algunas enanas blancas compuestas de helio son causadas por la pérdida de masa de las estrellas binarias.
Ya no hay material dentro de la enana blanca para las reacciones de fusión nuclear, por lo que no se produce energía y el calor de la fusión nuclear ya no se utiliza para resistir el colapso gravitacional: son electrones producidos por electrones extremadamente altos; materia de densidad. En física, para una estrella enana blanca sin rotación, la masa máxima que puede soportar la presión de degeneración electrónica es 1,4 veces la masa del sol, que es el límite de Chandrasekhar. Muchas enanas blancas de carbono y oxígeno tienen masas cercanas a este límite, a menudo mediante transferencia de masa desde una estrella compañera, y pueden explotar como una supernova de Tipo Ia mediante un proceso conocido como detonación de carbono.
La temperatura cuando se forman las enanas blancas es muy alta. La enana blanca más caliente que se encuentra actualmente es HD 62166 en el centro de la nebulosa planetaria NGC 2440. Sin embargo, la temperatura de la superficie es de unos 200.000 K. Sin fuente de energía, libera calor gradualmente y se enfría gradualmente, lo que significa que su radiación disminuye gradualmente y se vuelve roja con el tiempo a partir de una temperatura de color inicialmente alta. Durante un largo período de tiempo, la temperatura de la enana blanca se enfriará hasta el punto en que la luminosidad ya no será visible, convirtiéndose en una fría enana negra. Sin embargo, el universo actual es todavía demasiado joven (tiene unos 13.700 millones de años). Incluso las enanas blancas más antiguas todavía irradian temperaturas de miles de grados K, y todavía no existen enanas negras.