Enana blanca

La distancia entre los átomos en su seno disminuye radicalmente, por lo que los electrones tienen menos espacio para moverse (en otras palabras, la densidad aumenta mucho, hasta órdenes de 106 g/cm³, una tonelada por centímetro cúbico y aún más).

[3]​ Las estrellas de masa baja con intensidad intermedia (masas comprendidas en el rango 0.1-0.25 M☉), al acabar la fusión del hidrógeno durante su vida en la secuencia principal, se expanden como gigantes rojas, y proceden a fusionar helio en carbono y oxígeno en su núcleo.

Si la gigante roja no posee suficiente temperatura como para luego fusionar a su vez el carbono y el oxígeno, su núcleo se comprime por la gravedad y su envoltura es expulsada en una serie de pulsos térmicos durante la fase de gigante en la rama asintótica, produciendo así una nebulosa planetaria que envuelve un remanente estelar: la enana blanca.

Recién formadas, las enanas blancas poseen temperaturas muy altas, pero al no producir energía, se van enfriando gradualmente.

[15]​ La estrella mencionada no es otra que Sirio B, también conocida como el Cachorro, la segunda enana blanca descubierta.

El misterio quedó sin resolver durante bastante tiempo, considerándose a Sirio B como una rareza imposible de explicar.

Sin embargo, el primero en utilizar dicho término fue Willem Luyten, cuando examinaba en 1922 esta clase de estrellas.

El material desprendido formará, a su vez, una nebulosa planetaria en cuyo centro estará la enana blanca.

Si estas teorías fueran erróneas, el protón debería decaer mediante complejos procesos nucleares, o formando agujeros negros virtuales mediante procesos de gravedad cuántica, y en este caso la vida media del protón se situaría sobre los 10200 años.

Así pues, en las enanas blancas se comprime una masa similar a la del Sol en un volumen un millón de veces más reducido, por lo que la densidad es aproximadamente un millón de veces mayor que la del Sol (entre 106 y 107 g/cm³).

Junto con William Alfred Fowler, Chandrasekhar recibió el Premio Nobel de Física en 1983 por este trabajo, entre otros.

[46]​ Sin embargo, las enanas blancas pueden llegar a acretar masa adicional de estrellas próximas, siendo común en los sistemas binarios.

[47]​ Las enanas blancas poseen una luminosidad muy baja, por lo que ocupan la última franja del diagrama de Hertzsprung-Russell.

Dado que en una enana blanca hay N M electrones y su volumen está en función de R3,[39]​ n vendrá dada por: Sustituyendo sobre la ecuación de la energía cinética, Ec, obtenemos: La enana blanca estará en equilibrio cuando su energía total (Eg + Ec), sea mínima.

Si tomamos como ejemplo los cálculos no relativistas, el radio es inversamente proporcional a la raíz cúbica de la masa.

Al tener una superficie tan reducida, el calor irradia muy lentamente, por lo que se mantienen calientes durante un largo período.

Por ejemplo: Si la clasificación no está del todo clara, se pueden utilizar ciertos símbolos, como «?» o «:».

[56]​ La gran mayoría de los restantes tipos (DB, DC, DO, DZ) poseen atmósferas ricas en helio.

[69]​ Suponiendo que no hubiera carbono ni metales, el tipo espectral depende exclusivamente de la temperatura efectiva.

[68]​[56]​ No está claro el motivo por el cual escasean las enanas blancas DB, con temperaturas efectivas entre 30 000 K y 45 000 K. Una hipótesis sugiere que se debe a procesos de evolución atmosféricos, como la separación gravitacional y la mezcla convectiva.

[84]​ Existen tres grandes grupos en los que se dividen las enanas blancas pulsantes: el primer grupo posee atmósferas ricas en hidrógeno y son del tipo espectral DA, son las llamadas estrellas DAV o ZZ Ceti.

[88]​ En 1970 se descubrió Ross 548, otra ZZ Ceti con el mismo tipo de variabilidad que HL Tau 76.

[83]​ Es posible que estas estrellas se enfríen para dar lugar a enanas blancas de tipo espectral DO.

[5]​[6]​[4]​[101]​[102]​[103]​ El fenómeno también puede ser explicado por la pérdida de masa debido a un gran planeta cercano.

Esto provoca que la estrella se expanda por última vez: comienza la fase de la rama asintótica gigante.

Si todas ellas evolucionaran para explotar como supernovas, como sería de suponer, se deberían observar muchas más en el cielo.

Este tipo de enanas blancas son las más comunes que se observan en el universo.

La materia que ha sido procesada en la supernova fallida es recapturada por la enana blanca, con los elementos más densos como el hierro cayendo al centro del astro y acumulándose allí.

En general, una estrella variable cataclísmica se refiere a cualquier sistema binario en el que una enana blanca acrete materia de una compañera.

[3]​[47]​[122]​[123]​ Se ha demostrado que las estrellas variables cataclísmicas, tanto por acreción como por fusión, son fuentes de rayos X.