Enano blanco

Imagen de Sirius A y Sirius B tomada por el Telescopio Espacial Hubble. Sirius B, que es un enano blanco, se puede ver como un punto débil de luz a la izquierda inferior del mucho más brillante Sirius A.

Una enana blanca es un remanente del núcleo estelar compuesto principalmente de materia degenerada de 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 tenue luminosidad de una enana blanca proviene de la emisión de energía térmica residual; no se produce fusión en una enana blanca. La enana blanca conocida más cercana es Sirius B, a 8,6 años luz, el componente más pequeño de la estrella binaria Sirius. Actualmente se cree que hay ocho enanas blancas entre los cien sistemas estelares más cercanos al Sol. La debilidad inusual de las enanas blancas se reconoció por primera vez en 1910. El nombre enana blanca fue acuñado por Willem Luyten en 1922.

Se cree que las enanas blancas son el estado evolutivo final de las 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 otras estrellas de la Vía Láctea. Después de que finaliza el período de fusión de hidrógeno de una estrella de secuencia principal de masa baja o media, dicha estrella se expandirá a una gigante roja durante la cual fusiona helio en carbono y oxígeno en su núcleo mediante el proceso triple alfa. Si una gigante roja tiene una masa insuficiente para generar las temperaturas centrales necesarias para fusionar el 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 atrás un núcleo, que es la enana blanca remanente. Por lo general, las enanas blancas están compuestas de carbono y oxígeno (CO white dwarf). Si la masa del progenitor está entre 8 y 10,5 masas solares (M☉), la temperatura del núcleo será suficiente para fusionar el carbono pero no el neón, en cuyo caso un oxígeno-neón-magnesio (ONeMg o UNo) puede formarse una enana blanca. Las estrellas de muy baja masa no podrán fusionar helio; por lo tanto, una enana blanca de helio puede formarse 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 solo se sostiene por la presión de degeneración de los electrones, lo que hace que sea extremadamente denso. La física de la degeneración arroja una masa máxima para una enana blanca que no gira, el límite de Chandrasekhar, aproximadamente 1,44 veces M☉, más allá del cual no puede ser respaldada por la presión de degeneración de los electrones. Una enana blanca de carbono-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 a través de un proceso conocido como detonación de carbono; Se cree que SN 1006 es un ejemplo famoso.

Una enana blanca es muy caliente cuando se forma, pero debido a que no tiene una 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, disminuirá y enrojecerá con el tiempo. Durante mucho tiempo, una enana blanca se enfriará y su material comenzará a cristalizar, comenzando por el núcleo. La baja temperatura de la estrella significa que ya no emitirá calor ni luz significativos y se convertirá en una enana negra y fría. 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 13.800 millones de años), se cree que todavía no existen enanas negras. Las enanas blancas más antiguas que se conocen todavía irradian a temperaturas de unos pocos miles de Kelvin, lo que establece un límite de observación sobre la edad máxima posible del universo.

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 secuencia principal enana roja 40 Eridani C. La pareja 40 Eridani B/C fue descubierta por William Herschel el 31 de enero de 1783. 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. En 1939, Russell recordó el descubrimiento:

Estaba visitando a mi amigo y generoso benefactor, Prof. Edward C. Pickering. Con bondad característica, se había ofrecido voluntariamente para que se observaran las espectros para todas las estrellas –incluyendo las estrellas de comparación – que se habían observado en las observaciones para el paralaje estelar que Hinks y yo hicimos en Cambridge, y discutí. Esta pieza de trabajo aparentemente rutinario resultó muy fructífera – condujo al descubrimiento de que todas las estrellas de muy débil magnitud absoluta eran de clase espectral M. En la conversación sobre este tema (como lo recuerdo), le pregunté a Pickering sobre algunas otras estrellas débiles, no en mi lista, mencionando en particular 40 Eridani B. Característicamente, envió una nota a la oficina del Observatorio y antes de tiempo la respuesta vino (creo de la Sra. Fleming) que el espectro de esta estrella era A. Lo sabía lo suficiente, incluso en estos días paleozoicos, para darse cuenta a la vez de que había una inconsistencia extrema entre lo que habríamos llamado valores "posibles" del brillo superficial y la densidad. Debo haber demostrado que no sólo estaba desconcertado sino crestfallen, a esta excepción a lo que parecía una regla muy bonita de características estelares; pero Pickering me sonrió, y dijo: "Es sólo estas excepciones que conducen a un avance en nuestro conocimiento", y así los enanos blancos entraron en el reino de estudio!

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

El compañero enano blanco de Sirius, Sirius B, fue el siguiente en ser descubierto. Durante el siglo XIX, las medidas de posición de algunas estrellas se volvieron lo suficientemente precisas como para medir pequeños cambios en su ubicación. Friedrich Bessel utilizó medidas de posición para determinar que las estrellas Sirius (α Canis Majoris) y Procyon (α Canis Minoris) cambiaban de posición periódicamente. En 1844 predijo que ambas estrellas tenían compañeros invisibles:

Si fuéramos a considerar Sirius y Procyon como estrellas dobles, el cambio de sus movimientos no nos sorprendería; debemos reconocerlos como necesarios, y sólo tenemos que investigar su cantidad por observación. Pero la luz no es propiedad real de la masa. La existencia de estrellas visibles sin número no puede demostrar nada contra la existencia de las invisibles sin número.

Bessel estimó aproximadamente que el período del compañero de Sirio fue de aproximadamente medio siglo; COSTE Y FLETE. Peters calculó una órbita para ella en 1851. No fue hasta el 31 de enero de 1862 que Alvan Graham Clark observó una estrella nunca antes vista cerca de Sirio, luego identificada como la compañera predicha. Walter Adams anunció en 1915 que había encontrado que el espectro de Sirius B era similar al de Sirius.

En 1917, Adriaan van Maanen descubrió la estrella de van Maanen, una enana blanca aislada. Estas tres enanas blancas, las primeras descubiertas, son las llamadas enanas blancas clásicas. Finalmente, se encontraron muchas estrellas blancas tenues que tenían un alto movimiento propio, lo que indica que se podría 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; el término fue popularizado más tarde por Arthur Stanley Eddington. A pesar de estas sospechas, la primera enana blanca no clásica no se identificó definitivamente hasta la década de 1930. En 1939 se habían descubierto 18 enanas blancas. Luyten y otros continuaron buscando enanas blancas en la década de 1940. En 1950 se conocían más de cien y en 1999 se conocían más de 2000. Desde entonces, Sloan Digital Sky Survey ha encontrado más de 9000 enanas blancas, en su mayoría nuevas.

Composición y estructura

Hertzsprung–Russell diagrama

Tipo espectral

O

B

A

F

G

K

M

L

T

Enanos marrones

Enanos blancos

Enanos rojos

Subdwarfs

Secuencia principal (enanos)

Subgiants

Gigantes

gigantes rojos

gigantes azules

gigantes brillantes

Supergiants

Supergiant rojo

Hypergiants

absolutomagni-tude(MV)

Aunque se conocen enanas blancas con masas estimadas tan bajas como 0,17 M_☉ y tan altas como 1,33 M_{☉, la distribución de masa tiene un pico fuerte en 0,6 M☉, y la mayoría se encuentra entre 0,5 y 0,7 M☉. Los radios estimados de las enanas blancas observadas son típicamente del 0,8 al 2% del radio del Sol; esto es comparable al radio de la Tierra de aproximadamente 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 lo tanto, la densidad media de la materia en una enana blanca debe ser, muy aproximadamente, 1 000 000 de veces mayor que la densidad media del Sol, o aproximadamente 10⁶ g/cm3, o 1 tonelada por centímetro cúbico. Una enana blanca típica tiene una densidad de entre 10⁴ y 10⁷ g/cm³. Las enanas blancas están compuestas por una de las formas de materia más densas que se conocen, superadas solo por otras estrellas compactas como las estrellas de neutrones, las estrellas de quarks (hipotéticas) y los agujeros negros.}

Se descubrió que las enanas blancas eran extremadamente densas poco después de su descubrimiento. Si una estrella está en un sistema binario, como es el caso de Sirius B o 40 Eridani B, es posible estimar su masa a partir de las observaciones de la órbita binaria. Esto se hizo para Sirius B en 1910, lo que arrojó una estimación de masa de 0,94 M_☉, que se compara bien con una estimación más moderna de 1,00 M _☉. 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 y la distancia absolutas, se puede calcular el área de 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, Sirius B y 40 Eridani B deben ser muy densos. Cuando Ernst Öpik estimó la densidad de varias 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 llamó "imposible" 34;. como A. S. Eddington lo expresó más tarde, en 1927:

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

Como señaló Eddington en 1924, las densidades de este orden implicaban que, de acuerdo con la teoría de la relatividad general, la luz de Sirio B debería estar desplazada hacia el rojo gravitacionalmente. Esto se confirmó cuando Adams midió este corrimiento al rojo en 1925.

Dichas 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 unidos. 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. Eddington se preguntó qué pasaría cuando este plasma se enfriara y la energía para mantener los átomos ionizados ya no fuera suficiente. Esta paradoja fue resuelta por R. H. Fowler en 1926 mediante una aplicación de la mecánica cuántica recién ideada. Dado que los electrones obedecen el principio de exclusión de Pauli, dos electrones no pueden 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. A temperatura cero, por lo tanto, no todos los electrones pueden ocupar el estado de energía más baja, o tierra; 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 podría enfriarse a temperatura cero y aún poseer alta energía.

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. Esta presión de degeneración de electrones apoya a una enana blanca contra el colapso gravitatorio. La presión depende únicamente 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.

La existencia de una masa límite que ninguna enana blanca puede superar sin colapsar en una estrella de neutrones es otra consecuencia de estar soportada por la presión de degeneración de los electrones. Tales masas límite fueron calculadas para casos de una estrella idealizada de densidad constante en 1929 por Wilhelm Anderson y en 1930 por Edmund C. Stoner. Este valor se corrigió considerando el equilibrio hidrostático para el perfil de densidad, y el valor actual conocido del límite fue publicado por primera vez en 1931 por Subrahmanyan Chandrasekhar en su artículo 'La masa máxima de las enanas blancas ideales'. Para una enana blanca que no gira, es igual a aproximadamente 5,7M_☉/μ _e², donde μ_e es el promedio peso molecular por electrón de la estrella. 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 de principios del siglo XX, había razones para creer que las estrellas estaban compuestas principalmente de elementos pesados, por lo 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. 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 podría equilibrar la fuerza de la gravedad y colapsaría en un objeto más denso llamado neutrón. estrella. Las enanas blancas de carbono-oxígeno que acumulan masa de una estrella vecina se someten a 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.

Una nueva investigación indica que muchas enanas blancas, al menos en ciertos tipos de galaxias, pueden no acercarse a ese límite a través de la acumulación. 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 menos de lo que se espera que produzcan las supernovas de tipo Ia de esa galaxia a medida que la materia se acumula en la enana blanca desde su compañero circundante. Se ha llegado a la conclusión de que no más del 5 por ciento de las supernovas en tales galaxias podrían crearse mediante el proceso de acreción en 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 aplica para determinar cuándo una enana blanca se convierte en supernova, dado que dos enanas blancas en colisión pueden tener un rango de masas. Esto, a su vez, confundiría los esfuerzos por utilizar enanas blancas en explosión como velas estándar para determinar distancias.

Las enanas blancas tienen poca luminosidad y, por lo 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 la presión térmica, o incluso las enanas marrones de temperatura más baja.

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 de los gases de Fermi, que da

${displaystyle Rapprox {frac {N^{5/3}hbar ¿Qué?$

Donde R es el radio, M es la masa total de la estrella, N es el número de electrones por unidad de masa (dependiente sólo en composición), m_e es la masa de electrones, ${displaystyle hbar }$ es la constante de Planck reducido, y G es la constante gravitacional.

Dado que este análisis utiliza la fórmula no relativista T = p² / 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 acerca a T = pc donde c es la velocidad de la luz, y se puede demostrar que no existe un equilibrio estable en el límite ultrarrelativista. En particular, este análisis arroja la masa máxima de una enana blanca, que es

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

Relaciones radio-masa para un enano blanco modelo. M_límite es denotado 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 la densidad y la presión en el material de la enana blanca. Si la densidad y la presión se igualan en 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, aún encontraremos que el radio es inversamente proporcional a la raíz cúbica de la masa. Las correcciones relativistas alterarán el resultado para 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 de electrones. 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 Fermi frío en equilibrio hidrostático. El peso molecular promedio por electrón, μ_e, se ha establecido en 2. El radio se mide en radios solares estándar y la masa en masas solares estándar.

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 del trabajo en un marco giratorio. Para una enana blanca que gira uniformemente, la masa límite aumenta solo ligeramente. Si se permite que la estrella gire de manera no uniforme y se desprecia la viscosidad, entonces, como señaló Fred Hoyle en 1947, no hay límite para la masa para la cual es posible que una enana blanca modelo esté en equilibrio estático. No todas estas estrellas modelo serán dinámicamente estables.

Las enanas blancas giratorias y las estimaciones de su diámetro en términos de la velocidad angular de rotación se han tratado en la literatura matemática rigurosa. La fina estructura del límite libre de las enanas blancas también ha sido analizada matemáticamente con rigor.

Radiación y refrigeración

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 haga la transición a un estado vacío superior, lo que puede no ser posible ya que la energía del fotón puede no coincidir con los posibles estados cuánticos disponibles para ese electrón, por lo que la transferencia de calor por radiación 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 uniforme, aproximadamente 10⁷ K. Una capa exterior de materia no degenerada se enfría de aproximadamente 10⁷ K a 10 ⁴ K. Esta materia irradia aproximadamente como un cuerpo negro. Una enana blanca permanece visible durante mucho tiempo, ya que su tenue atmósfera exterior de materia normal comienza a irradiar a unos 10⁷ K, al formarse, mientras que su mayor masa interior está a 10^{7 < /sup> K pero no puede irradiar a través de su capa de materia normal.}

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.. Las temperaturas superficiales efectivas de las enanas blancas se extienden desde más de 150 000 K hasta apenas menos de 4000 K. De acuerdo con la ley de Stefan-Boltzmann, la luminosidad aumenta con el aumento de la temperatura superficial (proporcional a T⁴); este rango de temperatura de la superficie corresponde a una luminosidad de más de 100 veces la del Sol a menos de 1⁄10.000 la del Sol. 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 la estructura de sus atmósferas mediante observaciones de rayos X suaves y ultravioleta extremo.

Las enanas blancas también irradian neutrinos a través del proceso Urca. Este proceso tiene más efecto en las enanas blancas más calientes y más jóvenes.

Comparación entre el enano blanco IK Pegasi B (centro), su compañero de clase A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura superficial de 35,500 K.

Como explicó Leon Mestel en 1952, a menos que la enana blanca acumule materia de una estrella compañera u otra fuente, su radiación proviene de su calor almacenado, que no se repone. Las enanas blancas tienen un área de superficie extremadamente pequeña para irradiar este calor, por lo que se enfrían gradualmente y permanecen calientes durante mucho tiempo. 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. La velocidad de enfriamiento se ha estimado para una enana blanca de carbono de 0,59 M_☉ con una atmósfera de hidrógeno. Después de tardar inicialmente aproximadamente 1500 millones de años en enfriarse a una temperatura superficial de 7140 K, enfriar aproximadamente 500 kelvin más hasta 6590 K lleva alrededor de 300 000 años, pero los siguientes dos pasos de alrededor de 500 kelvin (hasta 6030 K y 5550 K) toman primero 0,4 y luego 1,1 mil millones de años.

La mayoría de las enanas blancas observadas tienen temperaturas superficiales relativamente altas, entre 8000 K y 40 000 K. 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 las 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. Esta tendencia se detiene cuando llegamos a enanas blancas extremadamente frías; Se observan pocas enanas blancas con temperaturas superficiales por debajo de los 4000 K, y una de las más frías observadas hasta ahora, WD 0346+246, tiene una temperatura superficial de aproximadamente 3800 K. La razón de esto es que la edad del Universo es finita.; 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 usar 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 8 000 millones de años. Una enana blanca eventualmente, en muchos billones de años, se enfriará y se convertirá en una enana negra sin radiación en un equilibrio térmico aproximado con su entorno y con la radiación cósmica de fondo. No se cree que existan enanas negras todavía.

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

Aunque el material de las enanas blancas es inicialmente plasma, un fluido compuesto de núcleos y electrones, en la década de 1960 se predijo teóricamente que en una etapa tardía de enfriamiento, debería cristalizar, comenzando por su centro. Se cree que la estructura cristalina es una red cúbica centrada en el cuerpo. En 1995 se sugirió que las observaciones astrosismológicas de enanas blancas pulsantes arrojaban una prueba potencial de la teoría de la cristalización, y en 2004 se hicieron observaciones que sugerían que aproximadamente el 90% de la masa de BPM 37093 había cristalizado. Otros trabajos dan una fracción de masa cristalizada de entre 32% y 82%. 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. Este efecto 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.

Enanas blancas de helio de masa baja (masa < 0,20 M_☉), a menudo denominadas "enanas blancas de masa extremadamente baja, ELM WDs&# 34; 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 en una escala de tiempo prolongada. Además, permanecen en una etapa de enana protoblanca hinchada hasta 2 Gyr antes de llegar a la pista de enfriamiento.

Atmósfera y espectros

La impresión del artista del sistema WD J0914+1914.

Aunque se cree que la mayoría de las enanas blancas están compuestas de carbono y oxígeno, la espectroscopia generalmente muestra que su luz emitida proviene de una atmósfera que se observa que está 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 de la superficie causa esta pureza al separar gravitacionalmente la atmósfera de modo que los elementos pesados estén debajo y los más livianos arriba. 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 acumulado del medio interestelar. Se cree que la envoltura consiste en una capa rica en helio con una masa no superior 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 de aproximadamente 1⁄10.000 de la masa total de las estrellas.

Aunque son delgadas, estas capas exteriores determinan la evolución térmica de la enana blanca. Los electrones degenerados en 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 (isotérmica) y también está caliente: una enana blanca con una temperatura superficial entre 8000 K y 16 000 K tendrá una temperatura central entre aproximadamente 5 000 000 K y 20 000 000 K. La enana blanca se evita que se enfríe muy rápidamente solo por sus capas externas & # 39; opacidad a la radiación.

El primer intento de clasificar los espectros de las enanas blancas parece haber sido realizado por G. P. Kuiper en 1941, y desde entonces se han propuesto y utilizado varios esquemas de clasificación. El sistema actualmente en uso fue presentado por Edward M. Sion, Jesse L. Greenstein y sus coautores en 1983 y posteriormente ha sido revisado varias veces. Clasifica un espectro por 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 de índice de temperatura., calculado dividiendo 50 400 K por la temperatura efectiva. Por ejemplo:

• Un enano blanco con sólo He I line in its spectrum and an effective temperature of 15,000 K could be given the classification of DB3, or, if warranted by the accuracy of the temperature measurement, DB3.5.
• Un enano blanco con un campo magnético polarizado, una temperatura efectiva de 17.000 K, y un espectro dominado por las líneas He I que también tenían características de hidrógeno se podría dar la clasificación de DBAP3.

Los símbolos "?" y ":" también se puede utilizar si la clasificación correcta es incierta.

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. La siguiente clase en número es de DBs, aproximadamente un 16%. La clase DQ caliente, por encima de 15 000 K (aproximadamente el 0,1 %) tiene atmósferas dominadas por el carbono. Los clasificados como DB, DC, DO, DZ y DQ frío tienen atmósferas dominadas por helio. Asumiendo que el carbono y los metales no están presentes, la clasificación espectral que se ve depende de la temperatura efectiva. Entre aproximadamente 100 000 K y 45 000 K, el espectro se clasificará como DO, dominado por helio de ion simple. Desde 30 000 K hasta 12 000 K, el espectro será DB, mostrando líneas de helio neutro, y por debajo de aproximadamente 12 000 K, el espectro será DC clasificado y sin rasgos distintivos.

Se ha detectado hidrógeno molecular (H2) en los espectros de las atmósferas de algunas enanas blancas.

Enanas blancas ricas en metales

Alrededor del 25 al 33 % de las enanas blancas tienen líneas de metal 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 estrella. s de por vida. La explicación predominante para las enanas blancas ricas en metales es que recientemente han acrecentado planetesimales rocosos. La composición a granel del objeto acumulado se puede medir a partir de las fuerzas de las líneas de metal. Por ejemplo, un estudio de 2015 de la enana blanca Ton 345 concluyó que su abundancia de metales era consistente con la de un planeta rocoso diferenciado cuyo manto había sido erosionado por el viento de la estrella anfitriona durante su fase de rama gigante asintótica.

Campo magnético

Campos magnéticos en enanas blancas con una fuerza en la superficie de c. 1 millón de gauss (100 teslas) fueron predichos por P. M. S. Blackett en 1947 como consecuencia de una ley física que había propuesto que establecía que un cuerpo giratorio sin carga debería generar un campo magnético proporcional a su momento angular. Esta supuesta ley, a veces llamada el efecto Blackett, nunca fue generalmente aceptada, y en la década de 1950 incluso Blackett sintió que había sido refutada. 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. Un campo magnético superficial de c. 100 gauss (0,01 T) en la estrella progenitora se convertiría así en un campo magnético superficial de c. 100·100² = 1 millón de gauss (100 T) una vez que el radio de la estrella se redujo en un factor de 100. La primera enana blanca magnética que se descubrió fue GJ 742 (también conocida como GRW +70 8247) que fue identificado por James Kemp, John Swedlund, John Landstreet y Roger Angel en 1970 para albergar un campo magnético por su emisión de luz polarizada circularmente. Se cree que tiene un campo de superficie de aproximadamente 300 millones de gauss (30 kT).

Desde 1970, se han descubierto campos magnéticos en más de 200 enanas blancas, desde 2×10³ to 10⁹ gauss (0,2 T a 100 kT). La gran cantidad de enanas blancas magnéticas conocidas actualmente 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. Por lo tanto, el proceso de identificación básico a veces también da como resultado el descubrimiento de campos magnéticos. Se ha estimado que al menos el 10% de las enanas blancas tienen campos superiores a 1 millón de gauss (100 T).

La enana blanca altamente magnetizada del sistema binario AR Scorpii se identificó en 2016 como el primer púlsar en el que el objeto compacto es una enana blanca en lugar de una estrella de neutrones.

Enlaces químicos

Los campos magnéticos de 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, lo que da como resultado lo que inicialmente se describió como "materia magnetizada". 34; en una investigación publicada en 2012.

Variabilidad

Los primeros cálculos sugirieron que podría haber enanas blancas cuya luminosidad variara con un período de alrededor de 10 segundos, pero las búsquedas en la década de 1960 no lograron observar esto. 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. La razón de que este período sea más largo de lo previsto es que la variabilidad de HL Tau 76, como la de las otras enanas blancas variables pulsantes conocidas, surge de pulsaciones de ondas de gravedad no radiales. 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; DBV, o V777 Her, estrellas, con atmósferas dominadas por helio y tipo espectral DB; y estrellas GW Vir, a veces subdivididas en estrellas DOV y PNNV, con atmósferas dominadas por helio, carbono y oxígeno. Las estrellas GW Vir no son, estrictamente hablando, enanas blancas, sino estrellas que se encuentran en una posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell entre la rama gigante asintótica y la región de la enana blanca. Pueden llamarse pre-enanas blancas. Todas estas variables exhiben variaciones pequeñas (1–30 %) en la producción de luz, que surgen de una superposición de modos de vibración con períodos de cientos a miles de segundos. La observación de estas variaciones proporciona evidencia astrosismológica sobre el interior de las enanas blancas.

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_☉. 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.

Estrellas con muy poca masa

Si la masa de una estrella de secuencia principal es inferior a aproximadamente la mitad de la masa solar, nunca se calentará lo suficiente como para fusionar helio en su núcleo. Se cree que, durante una vida útil que excede considerablemente la edad del universo (c. 13,8 mil millones de años), una estrella de este tipo eventualmente quemará todo su hidrógeno, convirtiéndose por un tiempo en una enana azul y terminará su evolución como una blanca de helio. enana compuesta principalmente de núcleos de helio-4. 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 el producto de la pérdida de masa en los sistemas binarios o la pérdida de masa debido a un gran compañero planetario.

Estrellas de masa baja a media

Si la masa de una estrella de secuencia principal está entre 0,5 y 8 M_☉ como nuestro sol, su núcleo se calentará lo suficiente como para fusionar el helio en carbono y oxígeno. a través del proceso triple alfa, pero nunca se calentará lo suficiente como para fusionar el carbono en neón. Cerca del final del período en el que experimenta reacciones de fusión, dicha estrella tendrá un núcleo de carbono-oxígeno que no experimenta reacciones de fusión, rodeado por una capa interna que quema helio y una capa externa 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-oxígeno. Este proceso es responsable de las enanas blancas de carbono y oxígeno que forman la gran mayoría de las enanas blancas observadas.

Estrellas de masa media a alta

Si una estrella es lo suficientemente masiva, su núcleo eventualmente se calentará lo suficiente como para fusionar el carbono con el neón y luego fusionar el neón con el hierro. Tal estrella no se convertirá en una enana blanca, porque la masa de su núcleo central, que no se fusiona, inicialmente sostenido por la presión de degeneración de electrones, eventualmente excederá la masa más grande posible soportada 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 atrás una estrella de neutrones remanente, un agujero negro o posiblemente una forma más exótica de estrella compacta. Algunas estrellas de la secuencia principal, de quizás 8 a 10 M_☉, aunque lo suficientemente masivas como para fusionar el carbono con el neón y el magnesio, pueden no ser lo suficientemente masivas como para fusionar el neón. Tal estrella puede dejar una enana blanca remanente compuesta principalmente de oxígeno, neón y magnesio, siempre que su núcleo no se colapse y que la fusión no proceda tan violentamente como para hacer estallar la estrella en una supernova. Aunque se han identificado algunas enanas blancas que pueden ser de este tipo, la mayor parte de la evidencia de su existencia proviene de las novas llamadas ONeMg o neon. Los espectros de estas novas exhiben abundancia de neón, magnesio y otros elementos de masa intermedia que parecen explicarse únicamente por la acumulación de material en una enana blanca de oxígeno, neón y magnesio.

Supernova tipo Iax

Se ha propuesto que las supernovas de tipo Iax, que involucran 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 eyección, pero produce una explosión asimétrica que patea la estrella, a menudo conocida como estrella zombi, a altas velocidades de una estrella de hipervelocidad. La materia procesada en la detonación fallida es reactivada por la enana blanca con los elementos más pesados, como el hierro, cayendo hasta su núcleo donde se acumula. 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 esas.

Destino

Estructuras internas de enanos blancos. A la izquierda está un enano blanco recién formado, en el centro hay un enano blanco enfriador y cristalizador, y la derecha es un enano negro.

Una vez formada, una enana blanca es estable y continuará enfriándose casi indefinidamente, hasta convertirse eventualmente en una enana negra. Suponiendo que el universo continúa expandiéndose, se cree que en 10¹⁹ a 10²⁰ años, las galaxias se evaporarán a medida que sus estrellas escapen al espacio intergaláctico. 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 super-Chandrasekhar que explotará en una supernova de Tipo Ia. Se cree que la vida útil posterior de las enanas blancas es del orden de la vida útil hipotética del protón, que se sabe que es de al menos 10³⁴–10³⁵ años. Algunas grandes teorías unificadas predicen una vida útil del protón de entre 10³⁰ y 10³⁶ años. Si estas teorías no son válidas, el protón aún podría decaer por reacciones nucleares complicadas o por procesos gravitacionales cuánticos que involucran agujeros negros virtuales; en estos casos, la vida útil se estima en no más de 10²⁰⁰ años. Si los protones se desintegran, la masa de una enana blanca disminuirá muy lentamente con el tiempo a medida que sus núcleos se descompongan, hasta que pierda suficiente masa para convertirse en un bulto de materia no degenerado y finalmente desaparecerá por completo.

Una estrella compañera también puede canibalizar o evaporar una enana blanca, 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.

Discos de escombros y planetas

La impresión del artista de escombros alrededor de un enano blanco

Cometa cayendo en enana blanca (impresión del artista)

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.

La evidencia observable más común de un sistema planetario remanente es la contaminación del espectro de una enana blanca con líneas de absorción de metal. Entre el 27% y el 50% de las enanas blancas muestran un espectro contaminado con metales, 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. La primera observación de una enana blanca contaminada con metales fue realizada por van Maanen en 1917 en el Observatorio Mount Wilson y ahora se reconoce como la primera evidencia de exoplanetas en astronomía. La enana blanca van Maanen 2 muestra hierro, calcio y magnesio en su atmósfera, pero van Maanen la clasificó erróneamente como la estrella de tipo F más débil según las líneas H y K de calcio. Los siguientes elementos pesados fueron descubiertos en la atmósfera de las 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 los objetos extrasolares del Cinturón de Kuiper, el litio proviene del material de la corteza acumulada y el berilio proviene de las exolunas.

Una evidencia observable menos común es el exceso de infrarrojos debido a un disco de escombros plano y ópticamente grueso, que se encuentra en alrededor del 1 al 4 % de las enanas blancas. La primera enana blanca con exceso de infrarrojo fue descubierta por Zuckerman & Becklin en 1987 en el infrarrojo cercano alrededor de Giclas 29-38 y luego se confirmó como un disco de escombros. Las enanas blancas a temperaturas superiores a 27 000 K subliman todo el polvo formado por la perturbación de un cuerpo rocoso por efecto de las mareas, lo que impide la formación de un disco de escombros. En las enanas blancas más frías, un cuerpo rocoso podría ser interrumpido por la marea cerca del radio de Roche y forzado a una órbita circular por el arrastre de Poynting-Robertson, que es más fuerte para las enanas blancas menos masivas. El arrastre 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 más calientes que 10 000 K. Las enanas blancas más frías pueden tener una vida útil del disco de unos pocos 10 millones de años, que es tiempo suficiente para que las mareas rompan un segundo cuerpo rocoso y formen un disco. segundo disco alrededor de una enana blanca, como los dos anillos alrededor de LSPM J0207+3331.

La evidencia observable menos común de los sistemas planetarios son los planetas mayores o menores detectados. Solo se conocen un puñado de planetas gigantes y un puñado de planetas menores alrededor de las enanas blancas. Es una lista creciente con descubrimientos de alrededor de 6 exoplanetas esperados con Gaia y 4 exoplanetas con JWST.

Órbitas de exoplaneta WD 1856+534

(NASA; video; 2:10)

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 el material que cae de esto pueda causar la emisión de rayos X de la estrella central. Del mismo modo, las observaciones realizadas en 2004 indicaron la presencia de una nube de polvo alrededor de la joven enana blanca G29-38 (se estima que se formó a partir de su progenitor AGB hace unos 500 millones de años), que puede haber sido creada por la interrupción de la marea de un cometa que pasaba cerca a la enana blanca. Algunas estimaciones basadas en el contenido metálico 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. Otra idea sugerida es que las enanas blancas podrían estar orbitadas por los núcleos desnudos de los planetas rocosos, que habrían sobrevivido a la fase de gigante roja de su estrella pero habrían perdido sus capas externas y, dado que esos remanentes planetarios probablemente estarían hechos de metales, para intentar detectarlos buscando las firmas de su interacción con el campo magnético de la enana blanca. Otras ideas sugeridas de cómo las enanas blancas están contaminadas con polvo involucran la dispersión de asteroides por planetas o mediante la dispersión planeta-planeta. La liberación de exolunas de su planeta anfitrión podría causar contaminación de enanas blancas con polvo. La liberación podría hacer que los asteroides se dispersen hacia la enana blanca o que la exoluna se disperse en el radio de Roche de la enana blanca. También se exploró el mecanismo detrás de la contaminación de las enanas blancas en los binarios, ya que es más probable que estos sistemas carezcan de un planeta mayor, pero esta idea no puede explicar la presencia de polvo alrededor de las enanas blancas individuales. Mientras que las viejas enanas blancas muestran evidencia de acumulación de polvo, las enanas blancas de más de ~1000 millones de años o >7000 K con exceso de polvo en el infrarrojo no se detectaron hasta el descubrimiento de LSPM J0207+3331 en 2018, que tiene una edad de enfriamiento de ~3000 millones años. La enana blanca muestra dos componentes de polvo que se explican con dos anillos con diferentes temperaturas.

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. La desintegración del planetesimal genera una nube de escombros que pasa por delante de la estrella cada 4,5 horas, lo que provoca un desvanecimiento de 5 minutos en el brillo óptico de la estrella. La profundidad del tránsito es muy variable.

El planeta gigante WD J0914+1914b está siendo evaporado por la fuerte radiación ultravioleta de la enana blanca caliente. 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.

La enana blanca WD 0145+234 muestra un brillo en el infrarrojo medio, visto en los datos de NEOWISE. El brillo no se ve 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.

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

Habitabilidad

Se ha propuesto que las enanas blancas con temperaturas superficiales de menos de 10 000 Kelvin podrían albergar una zona habitable a una distancia de c. 0,005 a 0,02 AU que durarían más de 3 000 millones de años. Esto está tan cerca que cualquier planeta habitable estaría bloqueado por 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 produciría fuertes eclipses. 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. Otra restricción sugerida para 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 al 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 haya formado la enana blanca. El primer caso es inverosímil para los cuerpos de baja masa, ya que es poco probable que sobrevivan al ser absorbidos por sus estrellas. En el último caso, los planetas tendrían que expulsar tanta energía orbital como calor, a través de las interacciones de las mareas con la enana blanca, que probablemente terminarían como brasas inhabitables.

Estrellas binarias y novas

El proceso de fusión de dos enanas blancas coorbitantes produce ondas gravitacionales

Si una enana blanca se encuentra en un sistema estelar binario y acumula materia de su compañera, pueden ocurrir una variedad de fenómenos, incluidas las novas y las supernovas de tipo Ia. También puede ser una fuente de rayos X supersuave si es capaz de tomar material de su compañero lo suficientemente rápido como para mantener la fusión en su superficie. Por otro lado, los fenómenos en los sistemas binarios como la interacción de las 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 de giro más rápido (conocidas con seguridad) son miembros de sistemas binarios (la más rápida es la enana blanca en CTCV J2056-3014). Un sistema binario cercano de dos enanas blancas puede irradiar energía en forma de ondas gravitacionales, lo que hace que sus órbitas mutuas se reduzcan constantemente hasta que las estrellas se fusionen.

Supernovas de tipo Ia

La masa de una enana blanca aislada que no gira no puede superar el límite de Chandrasekhar de ~1,4 M_☉. Este límite puede aumentar si la enana blanca gira rápidamente y de manera no uniforme. Las enanas blancas en los 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 teóricamente podría conducir a la ignición explosiva de la fusión en la enana blanca o a su colapso en una estrella de neutrones.

La acreción proporciona el mecanismo preferido actualmente 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. 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. Debido a que la enana blanca se sostiene contra la gravedad por la presión de degeneración cuántica en lugar de 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 la temperatura acelera la velocidad de la reacción de fusión, en un proceso descontrolado 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. En otro posible mecanismo para las supernovas de tipo Ia, el modelo de doble degeneración, 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 luego se fusiona el carbono. encendido

Las observaciones no han detectado 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 mientras también se acelera a un ritmo muy alto por la misma proceso. Una vez que se detiene la acumulación, la estrella se ralentiza gradualmente hasta que el giro ya no es suficiente para evitar la explosión.

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

Binario de sobre común posterior

Una binaria de envolvente poscomún (PCEB) es una binaria que consta de una enana blanca y una enana roja estrechamente bloqueada por mareas (en otros casos, podría ser una enana marrón en lugar de una enana roja). Estos binarios se forman cuando la enana roja se ve 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 velocidad orbital más lenta 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 el núcleo. Si esto no sucede y, en cambio, se expulsa la envoltura común, entonces el binario termina en una órbita cercana, que consta de una enana blanca y una enana roja. Este tipo de binario se denomina binario de sobre común posterior. La evolución del PCEB continúa a medida que las dos estrellas enanas orbitan cada vez más cerca debido al frenado magnético y la liberación de ondas gravitacionales. El binario podría evolucionar en algún momento hasta convertirse en una variable cataclísmica y, por lo tanto, los binarios de envolvente poscomún a veces se denominan variables precataclísmicas.

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 fusión de hidrógeno. Estas explosiones superficiales pueden repetirse siempre que 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 más frecuentes que las novas clásicas. Se cree que estos son causados por la liberación de energía potencial gravitacional cuando parte del disco de acreción colapsa sobre la estrella, en lugar de una liberación de energía debido 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 varias otras clases de estas variables, incluidas las polares y las polares intermedias, que presentan enanas blancas altamente magnéticas. Se ha observado que las variables cataclísmicas impulsadas tanto por fusión como por acreción son fuentes de rayos X.

Otros binarios no presupernova

Otras binarias que no son favorables a las supernovas incluyen binarias que constan de una estrella de secuencia principal (o gigante) y una enana blanca. El binario Sirius AB es probablemente el ejemplo más famoso. Las enanas blancas también pueden existir como binarios o sistemas estelares múltiples que solo consisten en 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 sistemas planetarios remanentes alrededor de enanas blancas. Mientras que las estrellas son brillantes y suelen eclipsar a los exoplanetas y las 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 que rodea a la enana blanca WD 0806−661 es uno de esos ejemplos.

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Galería

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Enlaces externos y lecturas adicionales