enano blanco

Tipo de remanente estelar compuesto principalmente de materia degenerada por electrones

Imagen de Sirius  A y Sirius B tomada por el Telescopio Espacial Hubble . Sirio B, que es una enana blanca, puede verse como un débil punto de luz en la parte inferior izquierda de Sirio A, mucho más brillante.

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

Se cree que las enanas blancas son el estado evolutivo final de estrellas cuya masa no es lo suficientemente alta como para convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro . Esto incluye más del 97% de las estrellas de la Vía Láctea . ^{[4] : §1} Después de que termina el período de fusión de hidrógeno de una estrella de la secuencia principal de masa baja o media, dicha estrella se expandirá hasta convertirse en una gigante roja durante la cual fusionará helio con carbono y oxígeno en su núcleo mediante la triple fusión. proceso alfa . Si una gigante roja tiene masa insuficiente para generar las temperaturas centrales necesarias para fusionar carbono (alrededor de mil  millones de K), se acumulará una masa inerte de carbono y oxígeno en su centro. Después de que una estrella de este tipo se deshaga de sus capas exteriores y forme una nebulosa planetaria , dejará un núcleo, que es la enana blanca remanente. ^[5] Por lo general, las enanas blancas están compuestas de carbono y oxígeno ( CO enana blanca ). Si la masa del progenitor está entre 8 y 10,5  masas solares ( M ☉ ), la temperatura central será suficiente para fusionar carbono pero no neón , en cuyo caso se puede formar una enana blanca de oxígeno, neón y magnesio ( ONeMg o ONe ). ^[6] Las estrellas de muy baja masa no podrán fusionar helio; por lo tanto, se puede formar una enana blanca de helio ^{[7] [8] por pérdida de masa en sistemas binarios.}

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

Una enana blanca está muy caliente cuando se forma, pero como no tiene fuente de energía, se enfriará gradualmente a medida que irradia su energía. Esto significa que su radiación, que inicialmente tiene una temperatura de color alta , irá disminuyendo y enrojeciendo con el tiempo. Al cabo de mucho tiempo, una enana blanca se enfriará y su material empezará a cristalizar, empezando por el núcleo. La baja temperatura de la estrella significa que ya no emitirá calor ni luz significativos y se convertirá en una fría enana negra . ^[5] Debido a que se calcula que el tiempo que tarda una enana blanca en alcanzar este estado es mayor que la edad actual del universo conocido (aproximadamente 13,8 mil millones de años), ^[9] se cree que aún no existen enanas negras. . ^{[1] [4]} Las enanas blancas más antiguas conocidas todavía irradian a temperaturas de unos pocos miles de kelvin , lo que establece un límite observacional sobre la edad máxima posible del universo . ^[10]

Descubrimiento

La primera enana blanca descubierta fue 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. ^[11] En 1910, Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering y Williamina Fleming descubrieron que, a pesar de ser una estrella tenue, 40 Eridani B era de tipo espectral  A. , o blanco. ^[12] En 1939, Russell recordó el descubrimiento: ^{[3] : 1}

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

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

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

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

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

En 1917, Adriaan van Maanen descubrió la estrella de van Maanen , una enana blanca aislada. ^[17] Estas tres enanas blancas, las primeras descubiertas, son las llamadas enanas blancas clásicas . ^{[3] : 2} Finalmente, se encontraron muchas estrellas blancas débiles que tenían un alto movimiento propio , lo que indica que se podía sospechar que eran estrellas de baja luminosidad cercanas a la Tierra y, por lo tanto, enanas blancas. Willem Luyten parece haber sido el primero en utilizar el término enana blanca cuando examinó esta clase de estrellas en 1922; ^{[12] [18] [19] [20] [21]} el término fue popularizado más tarde por Arthur Stanley Eddington . ^{[12] [22]} A pesar de estas sospechas, la primera enana blanca no clásica no fue identificada definitivamente hasta la década de 1930. En 1939 se habían descubierto 18 enanas blancas. ^{[3] : 3} Luyten y otros continuaron buscando enanas blancas en la década de 1940. En 1950, se conocían más de cien ^[23] y en 1999, se conocían más de 2.000. ^[24] Desde entonces, el Sloan Digital Sky Survey ha encontrado más de 9.000 enanas blancas, en su mayoría nuevas. ^[25]

Composición y estructura

Diagrama de Hertzsprung-Russell

tipo espectral

oh

B

A

F

GRAMO

k

METRO

l

t

enanas marrones

enanas blancas

enanas rojas

Subenanos

Secuencia principal
("enanos")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes rojas

Gigantes azules

Gigantes brillantes

supergigantes

supergigante roja

hipergigantes

magnitud absoluta ( M _V
)

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

Poco después de su descubrimiento se descubrió que las enanas blancas eran extremadamente densas. Si una estrella está en un sistema binario , como es el caso de Sirio B o 40 Eridani B, es posible estimar su masa a partir de observaciones de la órbita binaria. Esto se hizo para Sirio B en 1910, ^[30] arrojando una estimación de masa de 0,94  M _☉ , que se compara bien con una estimación más moderna de 1,00  M _☉ . ^[31] Dado que los cuerpos más calientes irradian más energía que los más fríos, el brillo de la superficie de una estrella se puede estimar a partir de su temperatura superficial efectiva y de su espectro . Si se conoce la distancia a la estrella, también se puede estimar su luminosidad absoluta. A partir de la luminosidad absoluta y la distancia, se puede calcular la superficie de la estrella y su radio. Un razonamiento de este tipo 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, Sirio B y 40 Eridani B debían ser muy densos. Cuando Ernst Öpik estimó la densidad de varias estrellas binarias visuales en 1916, descubrió que 40 Eridani B tenían una densidad de más de 25.000 veces la del Sol , lo cual era tan alto que lo llamó "imposible". ^[32] Como dijo más tarde AS Eddington , en 1927: ^{[33] : 50}

Aprendemos sobre las estrellas recibiendo e interpretando los mensajes que nos trae su luz. El mensaje del compañero de Sirio cuando fue decodificado decía: "Estoy compuesto de un material 3.000 veces más denso que cualquier cosa que jamás hayas encontrado; una tonelada de mi material sería una pequeña pepita que podrías poner en una caja de cerillas". ¿Qué respuesta se puede dar a tal mensaje? La respuesta que la mayoría de nosotros dimos en 1914 fue: "Cállate. No digas tonterías".

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

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 libres . Por lo tanto, no hay ningún obstáculo para colocar los núcleos más cerca de lo que normalmente permiten los orbitales de los electrones limitados por la materia normal. ^[22] Eddington se preguntó qué pasaría cuando este plasma se enfriara y la energía para mantener los átomos ionizados ya no fuera suficiente. ^[38] Esta paradoja fue resuelta por RH Fowler en 1926 mediante una aplicación de la mecánica cuántica recientemente ideada . 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 las partículas que satisfacen el principio de exclusión de Pauli. ^[39] Por lo tanto, a temperatura cero, no todos los electrones pueden ocupar el estado de energía más baja, o fundamental ; algunos de ellos tendrían que ocupar estados de mayor energía, formando una banda de estados de menor energía disponible, el mar de Fermi . Este estado de los electrones, llamado degenerado , significaba que una enana blanca podía enfriarse hasta temperatura cero y aún poseer alta energía. ^{[38] [40]}

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

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

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

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

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

Relación masa-radio

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

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

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

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

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

Relaciones radio-masa para un modelo de enana blanca. _{El límite} M se denota como M _Ch

Para un cálculo más preciso de la relación masa-radio y la masa límite de una enana blanca, se debe calcular la ecuación de estado que describe la relación entre densidad y presión en el material de la enana blanca. Si la densidad y la presión se igualan a 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, encontraremos que el radio es inversamente proporcional a la raíz cúbica de la masa. ^{[45] : ecuación (80)} Las correcciones relativistas alterarán el resultado de modo que el radio se vuelva cero en un valor finito de la masa. Este es el valor límite de la masa, llamado límite de Chandrasekhar , en el que la enana blanca ya no puede soportar la presión de degeneración electrónica. El gráfico de la derecha muestra el resultado de dicho cálculo. Muestra cómo el radio varía 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, μ _e , se ha fijado en 2. El radio se mide en radios solares estándar y la masa en masas solares estándar. ^{[45] [52]}

Todos estos cálculos suponen que la enana blanca no gira. Si la enana blanca está girando, la ecuación de equilibrio hidrostático debe modificarse para tener en cuenta la pseudofuerza centrífuga que surge al trabajar en un sistema giratorio . ^[53] Para una enana blanca que gira uniformemente, la masa límite aumenta sólo ligeramente. Si se permite que la estrella gire de manera no uniforme y se desprecia la viscosidad , entonces, como señaló Fred Hoyle en 1947, ^[54] no hay límite para la masa para la cual es posible que un modelo de enana blanca esté en estado estático. equilibrio. No todas estas estrellas modelo serán dinámicamente estables. ^[55]

Las enanas blancas en rotación y las estimaciones de su diámetro en términos de la velocidad angular de rotación se han tratado en la literatura matemática rigurosa. ^[56] La fina estructura del límite libre de las enanas blancas también se ha analizado matemáticamente con rigor. ^[57]

Radiación y enfriamiento

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

La radiación visible emitida por las enanas blancas varía en una amplia gama de colores, desde el color azul blanquecino de una estrella de secuencia principal de tipo O, B o A hasta el amarillo anaranjado de una estrella de tipo K tardía o M temprana. ^[59] Las temperaturas superficiales efectivas de una enana blanca se extienden desde más de 150.000 K ^[24] hasta apenas menos de 4.000 K. ^{[60] [61]} De acuerdo con la ley de Stefan-Boltzmann , la luminosidad aumenta al aumentar la temperatura de la superficie (proporcional a T⁴); este rango de temperatura de la superficie corresponde a una luminosidad desde más de 100 veces la del Sol hasta menos de 1 ⁄ 10.000 la del Sol. ^[61] Se ha observado que las enanas blancas calientes, con temperaturas superficiales superiores a 30.000 K, son fuentes de rayos X suaves (es decir, de menor energía) . Esto permite estudiar la composición y estructura de sus atmósferas mediante observaciones de rayos X suaves y ultravioleta extremo . ^[62]

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

Una comparación entre la enana blanca IK Pegasi B (centro), su compañera de clase A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura superficial de 35.500 K.

Como explicó León Mestel en 1952, a menos que la enana blanca acumule materia de una estrella compañera u otra fuente, su radiación proviene del calor almacenado, que no se repone. ^{[64] [65] : §2.1} Las enanas blancas tienen una superficie extremadamente pequeña para irradiar este calor, por lo que se enfrían gradualmente y permanecen calientes durante mucho tiempo. ^[5] A medida que una enana blanca se enfría, la temperatura de su superficie 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. Se ha estimado la velocidad de enfriamiento para una enana blanca de carbono de 0,59 M _☉ con una atmósfera de hidrógeno . Después de tardar inicialmente aproximadamente 1.500 millones de años en enfriarse hasta una temperatura superficial de 7.140 K, enfriar aproximadamente 500 kelvin más hasta 6.590 K lleva alrededor de 300 millones de años, pero los siguientes dos pasos de alrededor de 500 kelvin (hasta 6.030 K y 5.550 K) son los primeros. 0,4 y luego 1,1 mil millones de años. ^{[66] : Tabla 2}

La mayoría de las enanas blancas observadas tienen temperaturas superficiales relativamente altas, entre 8.000 K y 40.000 K. ^{[25] [67]} Sin embargo, una enana blanca pasa más tiempo de su vida a temperaturas más frías que a temperaturas más altas, por lo que deberíamos esperar que haya más enanas blancas frías que enanas blancas calientes. Una vez que ajustamos el efecto de selección de que las enanas blancas más calientes y luminosas son más fáciles de observar, encontramos que disminuir el rango de temperatura examinado da como resultado encontrar más enanas blancas. ^[68] Esta tendencia se detiene cuando llegamos a enanas blancas extremadamente frías; Se observan pocas enanas blancas con temperaturas superficiales inferiores a 4000 K, ^[69] y una de las más frías observadas hasta ahora, WD 0346+246 , tiene una temperatura superficial de aproximadamente 3800 K. ^{[60] [70]} La razón de esto es que la edad del Universo es finita; ^{[71] [72]} no ha habido tiempo suficiente para que las enanas blancas se enfríen por debajo de esta temperatura. Por lo tanto, la función de luminosidad de la enana blanca se puede utilizar para encontrar el momento en que las estrellas comenzaron a formarse en una región; una estimación de la edad de nuestro disco galáctico encontrado de esta manera es de 8 mil millones de años. ^[68] Una enana blanca eventualmente, en muchos billones de años, se enfriará y se convertirá en una enana negra no radiante en un equilibrio térmico aproximado con su entorno y con la radiación cósmica de fondo . Se cree que todavía no existen enanas negras. ^[1]

La secuencia de enfriamiento de una enana blanca vista por la misión Gaia de la ESA

El material del núcleo de una enana blanca es un plasma completamente ionizado (una mezcla de núcleos y electrones ) que inicialmente se encuentra en estado fluido. En la década de 1960 se predijo teóricamente que en una etapa tardía de enfriamiento, debería cristalizar en un estado sólido, comenzando por su centro. ^[73] Se cree que la estructura cristalina es una red cúbica centrada en el cuerpo . ^{[4] [74]} En 1995 se sugirió que las observaciones astrosismológicas de enanas blancas pulsantes produjeron una prueba potencial de la teoría de la cristalización, ^[75] y en 2004, se hicieron observaciones que sugirieron que aproximadamente el 90% de la masa de BPM 37093 había cristalizado. . ^{[76] [77] [78]} Otros trabajos dan una fracción de masa cristalizada de entre 32% y 82%. ^[79] A medida que el núcleo de una enana blanca se cristaliza en una fase sólida, se libera calor latente que proporciona una fuente de energía térmica que retrasa su enfriamiento. ^[80] El fraccionamiento químico entre las especies iónicas en la mezcla de plasma puede liberar una cantidad similar o incluso mayor de energía. ^{[81] [82] [83]} Esta liberación de energía se confirmó por primera vez en 2019 después de la identificación de una acumulación en la secuencia de enfriamiento de más de 15.000 enanas blancas observadas con el satélite Gaia . ^[84]

Las enanas blancas de helio de baja masa (masa <0,20  M _☉ ), a menudo denominadas "enanas blancas de masa extremadamente baja, ELM WD" se forman en sistemas binarios. Como resultado de sus envolturas ricas en hidrógeno, la quema de hidrógeno residual a través del ciclo CNO puede mantener calientes a estas enanas blancas durante un largo período de tiempo. Además, permanecen en una etapa de protoenana blanca hinchada durante hasta 2 Gyr antes de alcanzar la vía de enfriamiento. ^[85]

Atmósfera y espectros

Impresión artística del sistema WD J0914+1914 . ^[86]

Aunque se cree que la mayoría de las enanas blancas están compuestas de carbono y oxígeno, la espectroscopia generalmente muestra que la luz emitida proviene de una atmósfera en la que se observa que está dominada por hidrógeno o helio . El elemento dominante suele ser al menos 1.000 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. ^{[87] [88] : §§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 que también puede Contienen material acretado del medio interestelar . Se cree que la envoltura consiste en una capa rica en helio con una masa de no más de 1 ⁄ 100 de la masa total de la estrella, que, si la atmósfera está dominada por hidrógeno, está cubierta por una capa rica en hidrógeno con una masa de aproximadamente 1 ⁄ 10 000. de la masa total de la estrella. ^{[61] [89] : §§4–5}

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

El primer intento de clasificar los espectros de las enanas blancas parece haber sido el de GP Kuiper en 1941, ^{[59] [90]} y desde entonces se han propuesto y utilizado varios esquemas de clasificación. ^{[91] [92]} 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 características secundarias del espectro (como se muestra en la tabla adyacente) y un número de índice de temperatura. , calculado dividiendo 50.400 K por la temperatura efectiva . Por ejemplo:

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

Los símbolos "?" y ":" también se puede utilizar si la clasificación correcta es incierta. ^{[24] [59]}

Las enanas blancas cuya clasificación espectral principal es DA tienen atmósferas dominadas por hidrógeno. Constituyen la mayoría, aproximadamente el 80%, de todas las enanas blancas observadas. ^[61] La siguiente clase en número es la de DB, aproximadamente el 16%. ^[93] La clase DQ caliente, por encima de 15.000 K (aproximadamente 0,1%) tiene atmósferas dominadas por carbono. ^[94] Aquellos clasificados como DB, DC, DO, DZ y DQ frío tienen atmósferas dominadas por helio. Suponiendo que no haya carbono ni metales, la clasificación espectral que se observe dependerá de la temperatura efectiva. Entre aproximadamente 100.000 K y 45.000 K, el espectro se clasificará como DO, dominado por helio simple ionizado. De 30.000 K a 12.000 K, el espectro será DB, mostrando líneas neutras de helio, y por debajo de aproximadamente 12.000 K, el espectro será sin rasgos característicos y clasificado como DC. ^{[89] : §2.4  [61]}

Se ha detectado hidrógeno molecular ( H _{2 ) en los espectros de las atmósferas de algunas enanas blancas.} ^[95]

Enanas blancas ricas en metales

Elementos descubiertos en la atmósfera de enanas blancas a temperaturas inferiores a 25.000 K.

Alrededor del 25-33% de las enanas blancas tienen líneas metálicas en su espectro, 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 su vida. ^[96] La explicación predominante para las enanas blancas ricas en metales es que recientemente han acretado planetesimales rocosos. ^[96] La composición global del objeto acumulado se puede medir a partir de la resistencia 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 asintótica de rama gigante . ^[97]

Campo magnético

Campos magnéticos en enanas blancas con una fuerza en la superficie de c. PMS Blackett predijo 1 millón de gauss (100  teslas ) en 1947 como consecuencia de una ley física que había propuesto y que establecía que un cuerpo en rotación sin carga debería generar un campo magnético proporcional a su momento angular . ^[98] Esta supuesta ley, a veces llamada efecto Blackett , nunca fue generalmente aceptada, y en la década de 1950 incluso Blackett sintió que había sido refutada. ^{[99] : 39–43} En la década de 1960, se propuso que las enanas blancas podrían tener campos magnéticos debido a la conservación del flujo magnético superficial total que existía en su fase estelar progenitora. ^[100] Un campo magnético superficial de c. 100 gauss (0,01 T) en la estrella progenitora se convertirían así en un campo magnético superficial de c. 100·100 ²  = 1 millón de gauss (100 T) una vez que el radio de la estrella se había reducido por un factor de 100. ^{[88] : §8  [101] : 484} La primera enana blanca magnética descubierta fue GJ 742 (también conocida como GRW +70 8247 ) que fue identificado por James Kemp, John Swedlund, John Landstreet y Roger Angel en 1970 por albergar un campo magnético por su emisión de luz polarizada circularmente . ^[102] Se cree que tiene un campo superficial de aproximadamente 300 millones de gauss (30 kT). ^{[88] : §8}

Desde 1970, se han descubierto campos magnéticos en más de 200 enanas blancas, desde2 × 10 ³ a10 ⁹  gauss (0,2 T a 100 kT). ^[103] El gran número de enanas blancas magnéticas actualmente conocidas se debe al hecho de que la mayoría de las enanas blancas se identifican mediante espectroscopia de baja resolución, que puede revelar la presencia de un campo magnético de 1 megagauss o más. Así, el proceso básico de identificación a veces también da como resultado el descubrimiento de campos magnéticos. ^[104] Se ha estimado que al menos el 10% de las enanas blancas tienen campos superiores a 1 millón de gauss (100 T). ^{[105] [106]}

La enana blanca altamente magnetizada del sistema binario AR Scorpii fue identificada en 2016 como el primer púlsar en el que el objeto compacto es una enana blanca en lugar de una estrella de neutrones. ^[107]

Enlaces químicos

Los campos magnéticos en una enana blanca pueden permitir la existencia de un nuevo tipo de enlace químico , el enlace paramagnético perpendicular , además de enlaces iónicos y covalentes , dando como resultado lo que inicialmente se describió como "materia magnetizada" en una investigación publicada en 2012. ^[108]

Variabilidad

Los primeros cálculos sugirieron que podría haber enanas blancas cuya luminosidad variaba en un período de alrededor de 10 segundos, pero las búsquedas en la década de 1960 no lograron observar esto. ^{[88] : §7.1.1  [111]} La primera enana blanca variable encontrada fue HL Tau 76 ; en 1965 y 1966, y se observó que variaba con un período de aproximadamente 12,5 minutos. ^[112] La razón por la que este período es más largo de lo previsto es que la variabilidad de HL Tau 76, como la de otras enanas blancas pulsantes variables conocidas, surge de pulsaciones de ondas de gravedad no radiales . ^{[88] : §7} Los tipos conocidos de enanas blancas pulsantes incluyen las estrellas DAV , o ZZ Ceti , incluida HL Tau 76, con atmósferas dominadas por hidrógeno y el tipo espectral DA; ^{[88] : 891, 895} DBV , o V777 Her , estrellas, con atmósferas dominadas por helio y de tipo espectral DB; ^{[61] :} estrellas ³⁵²⁵ y GW Vir , a veces subdivididas en estrellas DOV y PNNV , con atmósferas dominadas por helio, carbono y oxígeno. ^{[110] [113]} Las estrellas GW Vir no son, estrictamente hablando, enanas blancas, sino estrellas que están en una posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell entre la rama gigante asintótica y la región de las enanas blancas. Se les puede llamar enanas pre-blancas . ^{[110] [114]} Todas estas variables exhiben pequeñas variaciones (1–30%) en la producción de luz, que surgen de una superposición de modos vibratorios con períodos de cientos a miles de segundos. La observación de estas variaciones proporciona evidencia astrosismológica sobre el interior de las enanas blancas. ^[115]

Formación

Se cree que las enanas blancas representan el punto final de la evolución estelar de las estrellas de la secuencia principal con masas de aproximadamente 0,07 a 10  M _☉ . ^{[4] [116]} La composición de la enana blanca producida dependerá de la masa inicial de la estrella. Los modelos galácticos actuales sugieren que la Vía Láctea contiene actualmente alrededor de diez mil millones de enanas blancas. ^[117]

Estrellas con muy poca masa.

Si la masa de una estrella de la secuencia principal es inferior a aproximadamente la mitad de la masa solar , nunca se calentará lo suficiente como para fusionar helio en su núcleo. ^{[ cita necesaria ]} Se cree que, durante una vida útil que excede considerablemente la edad del universo (c. 13,8 mil millones de años), ^[9] una estrella así eventualmente quemará todo su hidrógeno, convirtiéndose por un tiempo en una enana azul , y finalizar su evolución como una enana blanca de helio compuesta principalmente por núcleos de helio-4 . ^[118] Debido al largo tiempo que lleva este proceso, no se cree que sea el origen de las enanas blancas de helio observadas. Más bien, se cree que son producto de la pérdida de masa en sistemas binarios ^{[5] [7] [8] [119] [120] [121]} o la pérdida de masa debida a un gran compañero planetario. ^{[122] [123]}

Estrellas con masa baja a media.

Si la masa de una estrella de la secuencia principal está entre 0,5 y 8  M _☉ ^{[ cita necesaria ]} como el Sol, su núcleo se calentará lo suficiente como para fusionar helio en carbono y oxígeno mediante el proceso triple alfa , pero nunca será lo suficientemente Caliente para fusionar carbono en neón . Cerca del final del período en el que sufre reacciones de fusión, dicha estrella tendrá un núcleo de carbono-oxígeno que no sufre reacciones de fusión, rodeado por una capa interior que quema helio y una capa exterior que quema hidrógeno. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, se encontrará en la rama gigante asintótica. Luego expulsará la mayor parte de su material exterior, creando una nebulosa planetaria , hasta que solo quede el núcleo de carbono y oxígeno. Este proceso es responsable de las enanas blancas de carbono y oxígeno que forman la gran mayoría de las enanas blancas observadas. ^{[119] [124] [125]}

Estrellas con masa media a alta.

Si una estrella es lo suficientemente masiva, su núcleo eventualmente se calentará lo suficiente como para fusionar carbono con neón y luego fusionar neón con hierro. Una estrella así no se convertirá en una enana blanca, porque la masa de su núcleo central, que no se fusiona, inicialmente sustentada por la presión de degeneración electrónica, eventualmente excederá la mayor masa posible soportable por la presión de degeneración. En este punto, el núcleo de la estrella colapsará y explotará en una supernova de colapso del núcleo que dejará tras de sí una estrella de neutrones remanente, un agujero negro o posiblemente una forma más exótica de estrella compacta . ^{[116] [126]} Algunas estrellas de la secuencia principal, de quizás 8 a 10  M _☉ , aunque son suficientemente masivas para fusionar carbono con neón y magnesio , pueden no ser lo suficientemente masivas para fusionar neón . Una estrella así puede dejar un remanente de enana blanca compuesta principalmente de oxígeno , neón y magnesio , siempre que su núcleo no colapse y que la fusión no se produzca tan violentamente como para hacer estallar la estrella en una supernova . ^{[127] [128]} Aunque se han identificado algunas enanas blancas que pueden ser de este tipo, la mayor parte de la evidencia de la existencia de las mismas proviene de las novas llamadas ONeMg o novas de neón . Los espectros de estas novas exhiben abundancia de neón, magnesio y otros elementos de masa intermedia que parecen ser sólo explicables por la acumulación de material en una enana blanca de oxígeno, neón y magnesio. ^{[6] [129] [130]}

Supernova tipo Iax

Se ha propuesto que las supernovas de tipo Iax , que implican la acumulación de helio por parte de una enana blanca, son un canal para la transformación de este tipo de remanente estelar. En este escenario, la detonación de carbono producida en una supernova de tipo Ia es demasiado débil para destruir la enana blanca, expulsando solo una pequeña parte de su masa como material eyectado, pero produce una explosión asimétrica que expulsa a la estrella, a menudo conocida como estrella zombie . a las altas velocidades de una estrella de hipervelocidad . La materia procesada en la detonación fallida es reacumulada por la enana blanca y los elementos más pesados, como el hierro, caen hasta su núcleo, donde se acumula. ^[131] Estas enanas blancas con núcleo de hierro serían más pequeñas que las del tipo carbono-oxígeno de masa similar y se enfriarían y cristalizarían más rápido que aquellas. ^[132]

Destino

Concepto artístico del envejecimiento de las enanas blancas.

Estructuras internas de enanas blancas. A la izquierda hay una enana blanca recién formada, en el centro hay una enana blanca enfriándose y cristalizándose, y a la derecha hay una enana negra.

Una enana blanca es estable una vez formada y continuará enfriándose casi indefinidamente, hasta convertirse eventualmente en una enana negra. Suponiendo que el universo continúe expandiéndose, se cree que en 10 ¹⁹ a 10 ²⁰ años, las galaxias se evaporarán a medida que sus estrellas escapen al espacio intergaláctico. ^{[133] : §IIIA} Las enanas blancas generalmente deberían sobrevivir a la dispersión galáctica, aunque una colisión ocasional entre enanas blancas puede producir una nueva estrella en fusión o una enana blanca de masa súper Chandrasekhar que explotará en una supernova de Tipo Ia . ^{[133] : §§IIIC, IV} Se cree que la vida útil posterior de las enanas blancas es del orden de la vida hipotética del protón , que se sabe que es de al menos 10 ³⁴ –10 ³⁵ años. Algunas grandes teorías unificadas predicen una vida útil del protón de entre 10 ³⁰ y 10 ³⁶ años. Si estas teorías no son válidas, el protón aún podría desintegrarse mediante complicadas reacciones nucleares o mediante procesos gravitacionales cuánticos que involucran agujeros negros virtuales ; en estos casos, se estima que la vida útil no supera los 10.200 ^años . Si los protones se desintegran, la masa de una enana blanca disminuirá muy lentamente con el tiempo a medida que sus núcleos se desintegran, hasta que pierda masa suficiente para convertirse en un trozo de materia no degenerado y finalmente desaparezca por completo. ^{[133] : §IV}

Una enana blanca también puede ser canibalizada o evaporada por una estrella compañera, lo que hace que la enana blanca pierda tanta masa que se convierta en un objeto de masa planetaria . El objeto resultante, que orbita alrededor de la antigua compañera, ahora estrella anfitriona, podría ser un planeta de helio o un planeta de diamantes . ^{[134] [135]}

Discos de escombros y planetas.

Impresión artística de escombros alrededor de una enana blanca ^[136]

Cometa cayendo en una enana blanca (impresión artística) ^[137]

El sistema estelar y planetario de una enana blanca se hereda de su estrella progenitora y puede interactuar con la enana blanca de varias maneras. Hay varios indicios de que una enana blanca tiene un sistema planetario remanente. ^{[ cita necesaria ]}

La evidencia observable más común de un sistema planetario remanente es la contaminación del espectro de una enana blanca con líneas de absorción de metales . Entre el 27% y el 50% de las enanas blancas muestran un espectro contaminado con metales, ^[138] pero estos elementos pesados ​​se asientan en la atmósfera de las enanas blancas a temperaturas inferiores a 20.000 K. La hipótesis más aceptada es que esta contaminación proviene de cuerpos rocosos alterados por las mareas. ^{[139] [140]} La primera observación de una enana blanca contaminada con metales fue realizada por van Maanen ^[141] en 1917 en el Observatorio Mount Wilson y ahora se reconoce como la primera evidencia de exoplanetas en astronomía. ^[142] La enana blanca van Maanen 2 muestra hierro, calcio y magnesio en su atmósfera, ^[143] pero van Maanen la clasificó erróneamente como la estrella de tipo F más débil basándose en las líneas H y K del calcio . ^[144] Se descubrieron los siguientes elementos pesados ​​en la atmósfera de enanas blancas: Ca , Mg, Fe , Na , Si , Cr , C, O , Al ?, Sc , Ti , V , Mn , Co , Ni , Cu , Sr. , S , P , N , Li , K , Ser . Se cree que el nitrógeno en las enanas blancas proviene del hielo de nitrógeno de objetos extrasolares del Cinturón de Kuiper , se cree que el litio proviene del material acretado en la corteza y se cree que el berilio proviene de exolunas . ^[142]

Una evidencia observable menos común es el exceso de infrarrojos debido a un disco de desechos plano y ópticamente grueso, que se encuentra en alrededor del 1 al 4% de las enanas blancas. ^[140] La primera enana blanca con exceso de infrarrojos fue descubierta por Zuckerman y Becklin en 1987 en el infrarrojo cercano alrededor de Giclas 29-38 ^[145] y luego se confirmó que era un disco de escombros. ^[146] Las enanas blancas a más de 27.000 K subliman todo el polvo formado por la perturbación de las mareas en un cuerpo rocoso, impidiendo la formación de un disco de escombros. En enanas blancas más frías, un cuerpo rocoso podría verse perturbado por una marea cerca del radio de Roche y forzado a entrar en una órbita circular por la resistencia de Poynting-Robertson , que es más fuerte en el caso de enanas blancas menos masivas. La resistencia de Poynting-Robertson también hará que el polvo orbite cada vez más cerca de la enana blanca, hasta que finalmente se sublime y el disco desaparezca. Un disco de escombros tendrá una vida útil de unos pocos millones de años para las enanas blancas a temperaturas superiores a 10.000 K. Las enanas blancas más frías pueden tener una vida útil de unos pocos millones de años, tiempo suficiente para perturbar por marea un segundo cuerpo rocoso y formar un segundo disco alrededor de una enana blanca, como los dos anillos alrededor de LSPM J0207+3331 . ^[147]

La evidencia observable menos común de sistemas planetarios son los planetas mayores o menores detectados. Sólo se conocen un puñado de planetas gigantes y un puñado de planetas menores alrededor de las enanas blancas. ^[148] Es una lista creciente con descubrimientos de alrededor de 6 exoplanetas esperados con Gaia . ^[149] Se espera que los exoplanetas con JWST sean <4 ^[150] y 4–8. ^[151]

Órbitas de exoplanetas WD 1856+534

Las observaciones espectroscópicas infrarrojas realizadas por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA de la estrella central de la Nebulosa Hélice sugieren la presencia de una nube de polvo, que puede ser causada por colisiones cometarias. Es posible que la caída de material desde aquí pueda provocar la emisión de rayos X desde la estrella central. ^{[152] [153] 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 se formó a partir de su progenitor AGB hace unos 500 millones de años) , que puede haber sido creada por mareas. Interrupción de un cometa que pasa cerca de la enana blanca. ^[146] Algunas estimaciones basadas en el contenido de metales de las atmósferas de las enanas blancas consideran que al menos el 15% de ellas pueden estar orbitadas por planetas o asteroides , o al menos por sus restos. ^[154] Otra idea sugerida es que las enanas blancas podrían estar orbitadas por núcleos despojados de planetas rocosos , que habrían sobrevivido a la fase de gigante roja de su estrella pero perdiendo sus capas externas y, dado que esos restos planetarios probablemente estarían hechos de metales , para intentar detectarlas buscando las firmas de su interacción con el campo magnético de la enana blanca . ^[155] Otras ideas sugeridas sobre cómo las enanas blancas están contaminadas con polvo implican la dispersión de asteroides por planetas ^{[156] [157] [158]} o mediante la dispersión planeta-planeta. ^[159] La liberación de exolunas de su planeta anfitrión podría causar contaminación de polvo en las enanas blancas. O la liberación podría causar que los asteroides se dispersaran hacia la enana blanca o que la exoluna podría dispersarse dentro del radio de Roche de la enana blanca. ^[160] También se exploró el mecanismo detrás de la contaminación de las enanas blancas en sistemas binarios, ya que es más probable que estos sistemas carezcan de un planeta importante, pero esta idea no puede explicar la presencia de polvo alrededor de enanas blancas individuales. ^[161] Si bien las enanas blancas antiguas muestran evidencia de acumulación de polvo, no se detectaron enanas blancas de más de ~1 mil millones de años o >7000 K con exceso de polvo en el infrarrojo ^[162] hasta el descubrimiento de LSPM J0207+3331 en 2018, que tiene un enfriamiento edad de ~3 mil millones de años. La enana blanca muestra dos componentes polvorientos que se explican por dos anillos con diferentes temperaturas. ^[140]

La enana blanca rica en metales WD 1145+017 es la primera enana blanca observada con un planeta menor en desintegración que transita por la estrella. ^{[184] [176]} La desintegración del planetesimal genera una nube de escombros que pasa frente a la estrella cada 4,5 horas, provocando un desvanecimiento de 5 minutos en el brillo óptico de la estrella. ^[176] La profundidad del tránsito es muy variable. ^[176]

El planeta gigante WD J0914+1914b está siendo evaporado por la fuerte radiación ultravioleta de la enana blanca caliente. Parte del material evaporado se está acumulando en un disco gaseoso alrededor de la enana blanca. La línea débil del hidrógeno , así como otras líneas en el espectro de la enana blanca, revelaron la presencia del planeta gigante. ^[169]

La enana blanca WD 0145+234 muestra un brillo en el infrarrojo medio, como se ve en los datos de NEOWISE . El brillo no se vio antes de 2018. Se interpreta como la interrupción de la marea de un exoasteroide , la primera vez que se observa un evento de este tipo. ^[179]

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

Se sospecha que GD 140 y LAWD 37 tienen exoplanetas gigantes debido a una anomalía en el movimiento propio de Hipparcos -Gaia. Se sospecha que GD 140 es un planeta varias veces más masivo que Júpiter y que LAWD 37 es un planeta menos masivo que Júpiter. ^{[185] [186]} Además, se sospechaba que WD 0141-675 tenía un superJúpiter con un período orbital de 33,65 días según la astrometría de Gaia. Esto es notable porque WD 0141-675 está contaminado con metales y durante mucho tiempo se sospecha que las enanas blancas contaminadas con metales albergan planetas gigantes que perturban las órbitas de planetas menores, causando la contaminación. ^[187] Tanto GD 140 como WD 0141 se observarán con JWST en el ciclo 2 con el objetivo de detectar el exceso de infrarrojos causado por los planetas. ^[188] Sin embargo, se descubrió que el candidato a planeta en WD 0141-675 era un falso positivo causado por un error de software. ^[189]

Un estudio del JWST de cuatro enanas blancas contaminadas con metales encontró dos candidatos a exoplanetas de imágenes directas con masas de 1 _{a 7} MJ . Uno orbita alrededor de WD 1202-232 (LP 852-7) y el otro alrededor de WD 2105-82 (LAWD 83). Si se confirma, serían los primeros planetas fotografiados directamente que probablemente se formaron a partir de material de disco circunestelar, lo que representa una nueva población de planetas gigantes fotografiados directamente que son más similares a los gigantes del sistema solar en edad y probablemente también en su atmósfera. La confirmación será posible mediante el método de movimiento adecuado común con JWST. ^[190]

Habitabilidad

Se ha propuesto que las enanas blancas con temperaturas superficiales inferiores a 10.000 Kelvin podrían albergar una zona habitable a una distancia de c. 0,005 a 0,02  AU que durarían más de 3 mil millones de años. Esto está tan cerca que cualquier planeta habitable quedaría bloqueado por las mareas . El objetivo es buscar tránsitos de hipotéticos planetas similares a la Tierra que podrían haber migrado hacia el interior o haberse formado allí. Como una enana blanca tiene un tamaño similar al de un planeta, este tipo de tránsitos producirían eclipses fuertes . ^[191] Investigaciones más recientes arrojan algunas dudas sobre esta idea, dado que las órbitas cercanas de esos hipotéticos planetas alrededor de sus estrellas madre los someterían a fuertes fuerzas de marea que podrían volverlos inhabitables al desencadenar un efecto invernadero . ^[192] Otra limitación sugerida a esta idea es el origen de esos planetas. Dejando de lado la formación del disco de acreción que rodea a la enana blanca, hay dos formas en que un planeta podría terminar en una órbita cercana alrededor de estrellas de este tipo: sobreviviendo a ser engullido por la estrella durante su fase de gigante roja, y luego girando en espiral hacia adentro, o hacia adentro. migración después de que se ha formado la enana blanca. El primer caso es inverosímil para los cuerpos de baja masa, ya que es poco probable que sobrevivan si son absorbidos por sus estrellas. En el último caso, los planetas tendrían que expulsar tanta energía orbital en forma de calor, a través de interacciones de marea con la enana blanca, que probablemente terminarían convertidos en brasas inhabitables. ^[193]

Estrellas binarias y novas

El proceso de fusión de dos enanas blancas en órbita conjunta produce ondas gravitacionales

Si una enana blanca está en un sistema estelar binario y está acumulando materia de su compañera, pueden ocurrir una variedad de fenómenos, incluidas novas y supernovas de tipo Ia. También puede ser una fuente de rayos X súper blanda si es capaz de tomar material de su compañero lo suficientemente rápido como para mantener la fusión en su superficie. ^[194] Por otro lado, los fenómenos en sistemas binarios como la interacción de mareas y la interacción estrella-disco, moderados o no por campos magnéticos, actúan sobre la rotación de las enanas blancas en acreción. De hecho, las enanas blancas (conocidas con seguridad) que giran más rápido son miembros de sistemas binarios (la más rápida es la enana blanca en CTCV J2056-3014). ^[195] Un sistema binario cercano de dos enanas blancas puede irradiar energía en forma de ondas gravitacionales , lo que hace que su órbita mutua se reduzca constantemente hasta que las estrellas se fusionen. ^{[196] [197]}

Supernovas de tipo Ia

La masa de una enana blanca aislada que no gira no puede exceder el límite de Chandrasekhar de ~1,4  M _☉ . Este límite puede aumentar si la enana blanca gira rápida y no uniformemente. ^[198] 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, en teoría, podría conducir a la ignición explosiva de la fusión en la enana blanca o a su colapso en una estrella de neutrones. ^[47]

La acreción proporciona el mecanismo actualmente favorecido llamado modelo degenerado único para las supernovas de tipo Ia . En este modelo, una enana blanca de carbono y oxígeno acumula masa y comprime su núcleo extrayendo masa de una estrella compañera. ^{[48] : 14} Se cree que el calentamiento por compresión del núcleo conduce a la ignición de la fusión del carbono a medida que la masa se acerca al límite de Chandrasekhar. ^[48] ​​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 ni se enfría en respuesta. Más bien, el aumento de temperatura acelera la velocidad de la reacción de fusión, en un proceso desbocado que se retroalimenta a sí mismo. La llama termonuclear consume gran parte de la enana blanca en unos pocos segundos, provocando una explosión de supernova de tipo Ia que destruye la estrella. ^{[1] [48] [199]} En otro posible mecanismo para las supernovas de tipo Ia, el modelo doble degenerado , dos enanas blancas de carbono y oxígeno en un sistema binario se fusionan, creando un objeto con una masa mayor que el límite de Chandrasekhar en el que la fusión del carbono luego se enciende. ^{[48] ​​: 14}

Las observaciones no han logrado detectar signos de acreción que conduzcan a supernovas de Tipo Ia, y ahora se cree que esto se debe a que la estrella primero se carga por encima del límite de Chandrasekhar y al mismo tiempo gira a una velocidad muy alta mediante el mismo proceso. Una vez que se detiene la acumulación, la estrella se desacelera gradualmente hasta que el giro ya no es suficiente para evitar la explosión. ^[200]

Se cree que la histórica y brillante SN 1006 fue una supernova de tipo Ia de una enana blanca, posiblemente la fusión de dos enanas blancas. ^[201] La supernova de Tycho de 1572 también era una supernova de tipo Ia, y se ha detectado su remanente. ^[202] Un candidato cercano a ser un sobreviviente de una supernova de tipo Ia es WD 0810-353 . ^[203]

Binario de sobre post-común

Una binaria de envoltura poscomún (PCEB) es una binaria que consta de una enana blanca y una enana roja estrechamente bloqueada por las mareas (en otros casos, podría ser una enana marrón en lugar de una enana roja). Estos binarios se forman cuando la enana roja queda envuelta en la fase de gigante roja . A medida que la enana roja orbita dentro de la envoltura común , se ralentiza en el entorno más denso. Esta desaceleración de la velocidad orbital se compensa con una disminución de la distancia orbital entre la enana roja y el núcleo de la gigante roja. La enana roja gira en espiral hacia el núcleo y podría fusionarse con él. Si esto no sucede y en su lugar se expulsa la envoltura común, entonces el binario terminará en una órbita cercana, formada por una enana blanca y una enana roja. Este tipo de binario se denomina binario de envolvente poscomún. La evolución del PCEB continúa a medida que las dos estrellas enanas orbitan cada vez más cerca debido al frenado magnético y a la liberación de ondas gravitacionales. La binaria podría evolucionar en algún momento hacia una variable cataclísmica y, por lo tanto, las binarias post-envoltura común a veces se denominan variables pre-cataclísmicas.

Variables cataclísmicas

Antes de que la acumulación 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 llama 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 son causados ​​por la liberación de energía potencial gravitacional 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 en los que una enana blanca acumula materia de una compañera estelar se denominan variables cataclísmicas . Además de las novas y las novas enanas, se conocen varias otras clases de estas variables, incluidas las polares y las polares intermedias , las cuales presentan enanas blancas altamente magnéticas. ^{[1] [48] [204] [205]} Se ha observado que las variables cataclísmicas impulsadas por la fusión y la acreción son fuentes de rayos X. ^[205]

Otras binarias no anteriores a la supernova

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

Más cercano

Galería

• 
  Ilustración de escombros rocosos alrededor de una enana blanca

  ^[208]
• 
  Capullo de una nueva enana blanca en el centro de NGC 2440
• 
  Impresión artística de una enana blanca en evolución y un sistema binario de púlsar de milisegundos

  ^[209]
• 
  Ilustración de una enana ultrafría con una enana blanca compañera

  ^[210]

Ver también

• Enana negra  – Remanente estelar teórico
• Enana marrón  : tipo de objeto subestelar más grande que un planeta
• La ecuación de la enana blanca de Chandrasekhar
• Materia degenerada  - Tipo de materia exótica densa en física
• Lista de enanas blancas
• Estrella de neutrones  : núcleo colapsado de una estrella masiva
• PG 1159 estrella
• Nebulosa planetaria  : tipo de nebulosa de emisión creada por gigantes rojas moribundas
• Asociaciones robustas de objetos bariónicos masivos  : tipo propuesto de cúmulo de estrellas
• Clasificación estelar  - Clasificación de estrellas basada en propiedades espectrales
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Enlaces externos y lecturas adicionales

General

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Variabilidad

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Campo magnético

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Frecuencia

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De observación

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Imágenes

• Imagen astronómica del día
  • NGC 2440: Capullo de una nueva enana blanca. Imagen astronómica del día (fotografía). NASA. 21 de febrero de 2010.
  • El polvo y la nebulosa Helix. Imagen astronómica del día (fotografía). NASA. 31 de diciembre de 2009.
  • La Nebulosa Hélice desde el Observatorio La Silla. Imagen astronómica del día (fotografía). NASA. 3 de marzo de 2009.
  • IC 4406: una nebulosa aparentemente cuadrada. Imagen astronómica del día (fotografía). NASA. 27 de julio de 2008.
  • Una supernova cercana en la galaxia espiral M100. Imagen astronómica del día (fotografía). NASA. 7 de marzo de 2006.
  • Espiral de estrella enana blanca. Imagen astronómica del día (fotografía). NASA. 1 de junio de 2005.