Sirio B fue la primera enana blanca descubierta en 1862. La fuente brillante en esta imagen de Chandra es Sirio B brillando en rayos X de baja energía a ~ 25,000 Kelvin. Sirio A (una estrella normal dos veces más masiva que el Sol) es la fuente débil en la parte superior derecha. En una imagen óptica, Sirius A aparecería 10.000 veces más brillante que Sirius B.
Crédito: NASA / CXC / SAO

Las estrellas enanas blancas marcan el punto final evolutivo de baja a estrellas de masa intermedia como nuestro Sol. Los procesos de fusión en los núcleos de estas estrellas cesan una vez que el helio se ha convertido en carbono, ya que el núcleo de carbono que se contrae no alcanza una temperatura lo suficientemente alta como para encenderse. En cambio, se contrae hasta que comprime todos sus electrones en el espacio más pequeño posible que pueden ocupar. La presión de electrones resultante surge debido a los efectos de la mecánica cuántica y evita que la gravedad comprima aún más el núcleo. Por lo tanto, una enana blanca se apoya en la presión de los electrones en lugar de la generación de energía en su núcleo.

Una vez que el núcleo deja de contraerse, la enana blanca tiene una temperatura de más de 100.000 Kelvin y brilla a través del calor residual. Estas jóvenes enanas blancas suelen iluminar las capas externas de la estrella original expulsada durante la fase de gigante roja y crean una nebulosa planetaria. Esta radiación continua de la enana blanca, junto con la falta de una fuente de energía interna, significa que la enana blanca comienza a enfriarse. Finalmente, después de cientos de miles de millones de años, la enana blanca se enfriará a temperaturas a las que ya no es visible y se convertirá en una enana negra. Con escalas de tiempo tan largas para el enfriamiento (debido principalmente a la pequeña superficie a través de la cual irradia la estrella), y con la edad del Universo actualmente estimada en 13,7 mil millones de años, incluso las enanas blancas más antiguas todavía irradian a temperaturas de unos pocos miles de Kelvin, y las enanas negras siguen siendo entidades hipotéticas.

Debido a sus altas temperaturas y su pequeño tamaño, las enanas blancas se encuentran debajo de la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Las estrellas enanas blancas son extremas objetos que son aproximadamente del mismo tamaño que la Tierra. Tienen densidades típicamente de alrededor de 109 kg / m3 (la Tierra tiene una densidad de alrededor de 5 × 103 kg / m3) lo que significa que una cucharadita de material enano blanco pesaría varias toneladas. La forma más fácil de imaginarse esto es imaginarse comprimiendo la masa del Sol en un objeto del tamaño de la Tierra. El resultado es que la gravedad en la superficie de la enana blanca es más de 100.000 veces la que experimentamos aquí en la Tierra, y esto empuja la atmósfera de la estrella hacia una capa superficial extremadamente delgada de solo unos pocos cientos de metros de altura.

Las enanas blancas del cúmulo globular M4 son mucho más tenues que las estrellas dominantes rojas y amarillas. Se prevé que el cúmulo contenga unas 40.000 enanas blancas.
Crédito: Harvey Richer (Universidad de Columbia Británica, Vancouver) / NASA / NSSDC

Otra propiedad curiosa de las blancas enanos es que cuanta más masa tienen, más pequeños son. El límite de Chandrasekhar de alrededor de 1,4 masas solares es el límite superior teórico de la masa que una enana blanca puede tener y seguir siendo una enana blanca. Más allá de esta masa, la presión de los electrones ya no puede soportar la estrella y se colapsa a un estado aún más denso, ya sea una estrella de neutrones o un agujero negro. La enana blanca más pesada observada tiene una masa de alrededor de 1,2 masas solares, mientras que la más ligera pesa solo alrededor de 0,15 masas solares.

No todas las enanas blancas existen de forma aislada, y una enana blanca que está acumulando material de una compañera estrella en un sistema binario puede dar lugar a varios fenómenos eruptivos diferentes. Las variables cataclísmicas son el resultado de la acumulación de una capa superficial pesada de hidrógeno en una enana blanca o de inestabilidades en el proceso de acreción, mientras que se cree que las supernovas de Tipo Ia son la explosión de una estrella enana blanca que superó el límite de Chandrasekhar.