Estrella enana blanca, cualquiera de una clase de estrellas débiles que representan el punto final de la evolución de estrellas de masa intermedia y baja. Las estrellas enanas blancas, llamadas así por el color blanco de las primeras que se descubrieron, se caracterizan por una baja luminosidad, una masa del orden de la del Sol y un radio comparable al de la Tierra. Debido a su gran masa y pequeñas dimensiones, estas estrellas son objetos densos y compactos con densidades promedio que se acercan a 1.000.000 de veces la del agua.
Foto AURA / STScI / NASA / JPL (foto de NASA # STScI-PRC95-32)
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A diferencia de la mayoría de las otras estrellas que son soportadas contra su propia gravitación por la presión de gas normal, la enana blanca las estrellas son apoyadas por la presión de degeneración del gas de electrones en su interior. La presión de degeneración es el aumento de la resistencia ejercida por los electrones que componen el gas, como resultado de la contracción estelar (ver gas degenerado). La aplicación de las llamadas estadísticas de Fermi-Dirac y de la relatividad especial al estudio de la estructura de equilibrio de las estrellas enanas blancas conduce a la existencia de una relación masa-radio a través de la cual se asigna un radio único a una enana blanca de una determinada dimensión. masa; cuanto mayor es la masa, menor es el radio. Además, se predice la existencia de una masa limitante, por encima de la cual no puede existir una estrella enana blanca estable. Esta masa límite, conocida como límite de Chandrasekhar, es del orden de 1,4 masas solares. Ambas predicciones están en excelente acuerdo con las observaciones de estrellas enanas blancas.
La región central de una estrella enana blanca típica está compuesta por una mezcla de carbono y oxígeno. Rodeando este núcleo hay una delgada envoltura de helio y, en la mayoría de los casos, una capa aún más delgada de hidrógeno. Muy pocas estrellas enanas blancas están rodeadas por una delgada envoltura de carbono. Solo las capas estelares más externas son accesibles para las observaciones astronómicas.
Las enanas blancas evolucionan a partir de estrellas con una masa inicial de hasta tres o cuatro masas solares o incluso posiblemente mayor. Después de las fases de reposo de hidrógeno y helio que arden en su núcleo, separadas por una primera fase de gigante roja, la estrella se convierte en una gigante roja por segunda vez. Cerca del final de esta segunda fase de gigante roja, la estrella pierde su envoltura extendida en un evento catastrófico, dejando atrás un núcleo denso, caliente y luminoso rodeado por una capa esférica brillante. Esta es la fase de la nebulosa planetaria. Durante todo el curso de su evolución, que generalmente toma varios miles de millones de años, la estrella perderá una fracción importante de su masa original a través de los vientos estelares en las fases gigantes y a través de su envoltura expulsada. El núcleo caliente de la nebulosa planetaria que queda tiene una masa de 0,5-1,0 masas solares y eventualmente se enfriará para convertirse en una enana blanca.
Las enanas blancas han agotado todo su combustible nuclear y, por lo tanto, no tienen fuentes de energía nuclear residual. Su estructura compacta también evita una mayor contracción gravitacional. La energía irradiada hacia el medio interestelar es así proporcionada por la energía térmica residual de los iones no degenerados que componen su núcleo. Esa energía se difunde lentamente hacia afuera a través de la envoltura estelar aislante, y la enana blanca se enfría lentamente. Tras el agotamiento completo de esta reserva de energía térmica, un proceso que lleva varios miles de millones de años más, la enana blanca deja de irradiar y para entonces ha alcanzado la etapa final de su evolución y se convierte en un remanente estelar frío e inerte. A este objeto a veces se le llama enana negra.
Las estrellas enanas blancas se encuentran ocasionalmente en sistemas binarios, como es el caso de la enana blanca compañera de la estrella más brillante del cielo nocturno, Sirio.Las estrellas enanas blancas también juegan un papel esencial en las supernovas de Tipo Ia y en los estallidos de novas y de otras estrellas variables cataclísmicas.
