enano blanco

Una enana blanca , también llamada enana degenerada , 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 tenue luminosidad de una enana blanca proviene de la emisión de energía térmica almacenada ; no se produce fusión en una enana blanca. [1] La enana blanca conocida más cercana 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] ( p1 ) El nombre de enana blanca fue acuñado por Willem Luyten en 1922.

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

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 . [4] : § 1. Después de que el hidrógeno - fusionando período de una estrella de la secuencia principal de los extremos bajos o medios de soporte, tal estrella se expandirá a un gigante roja durante el cual se fusiona el helio a carbono y oxígeno en su núcleo por el triple proceso 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 arroje sus capas externas 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- magnesio ( ONeMg u ONe ). [6] Las estrellas de masa muy baja no podrán fusionar helio, por lo tanto, una enana blanca de helio [7] [8] 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 a sí mismo por el calor generado por la fusión contra el colapso gravitacional , sino que es apoyado solo por la presión de degeneración de 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 sostenido por la presión de degeneración electrónica. Una enana blanca de carbono-oxígeno que se acerca a este límite de masa, típicamente por transferencia de masa de una estrella compañera, puede explotar como una supernova de tipo Ia a través de 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 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 mucho calor o luz y se convertirá en una enana negra fría . [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 13.800 millones de años), [9] se cree que aún no existen enanas negras . [1] [4] Las enanas blancas más antiguas todavía irradian a temperaturas de unos pocos miles de kelvin .

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 una distancia por el sistema binario más cercano de la enana blanca 40 Eridani B y la secuencia principal de la enana roja 40 Eridani C . El par 40 Eridani B / C fue descubierto por William Herschel el 31 de enero de 1783. [10] En 1910, Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering y Willina Fleming descubrieron que, a pesar de ser una estrella tenue, 40 Eridani B era de tipo espectral  A , o blanco. [11] En 1939, Russell miró hacia atrás en el descubrimiento: [3] ( p1 )

Estaba visitando a mi amigo y generoso benefactor, el profesor Edward C. Pickering. Con la amabilidad característica, se había ofrecido como 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 discutimos. Esta pieza de trabajo aparentemente rutinario resultó muy fructífera: 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 a 40 Eridani B. De manera característica, envió una nota a la oficina del Observatorio y en poco tiempo llegó la respuesta (creo que de la Sra. Fleming) de 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 inconsistencia extrema entre lo que entonces habríamos llamado valores "posibles" del brillo y la densidad de la superficie. Debo haber demostrado que no solo estaba desconcertado sino abatido ante esta excepción de lo que parecía una regla muy bonita de características estelares; pero Pickering me sonrió y dijo: "Son sólo 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 . [12]

El compañero enano blanco de Sirius , Sirius  B, fue el siguiente en ser descubierto. 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 Sirius (α Canis Majoris) y Procyon (α Canis Minoris) cambiaban de posición periódicamente. En 1844 predijo que ambas estrellas tenían compañeros invisibles: [13]

Si tuviéramos que considerar a Sirio y Procyon como estrellas dobles, el cambio de sus movimientos no nos sorprendería; deberíamos 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 en contra de la existencia de innumerables estrellas invisibles.

Bessel estimó aproximadamente el período del compañero de Sirio en alrededor de medio siglo; [13] CAF Peters calculó una órbita para él en 1851. [14] No fue hasta el 31 de enero de 1862 que Alvan Graham Clark observó una estrella cercana a Sirio nunca antes vista, posteriormente identificada como la compañera predicha. [14] Walter Adams anunció en 1915 que había descubierto que el espectro de Sirius B era similar al de Sirius. [15]

En 1917, Adriaan van Maanen descubrió la estrella de Van Maanen , una enana blanca aislada. [16] Estas tres enanas blancas, las primeras descubiertas, son las llamadas enanas blancas clásicas . [3] ( p2 ) Finalmente, se encontraron muchas estrellas blancas tenues que tenían un movimiento propio alto , 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; [11] [17] [18] [19] [20] el término fue popularizado más tarde por Arthur Stanley Eddington . [11] [21] 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] ( p3 ) Luyten y otros continuaron buscando enanas blancas en la década de 1940. En 1950, se conocían más de un centenar, [22] y en 1999, se conocían más de 2.000. [23] Desde entonces, el Sloan Digital Sky Survey ha encontrado más de 9.000 enanas blancas, la mayoría nuevas. [24]

Aunque se conocen enanas blancas con masas estimadas tan bajas como 0,17  M ☉ [25] y tan altas como 1,33  M ☉ , [26] la distribución de masa alcanza un fuerte pico de 0,6  M ☉ , y la mayoría se encuentra entre 0,5 y 0,7  M ☉ . [26] Los radios estimados de las enanas blancas observadas son típicamente del 0,8 al 2% del radio del Sol ; [27] esto es comparable al radio de la Tierra de aproximadamente 0,9% del radio solar. Una enana blanca, entonces, empaqueta una masa comparable a la del Sol en un volumen que es típicamente un millón de veces más pequeño que el del Sol; Por 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 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 más densas de materia conocida, superada sólo por otras estrellas compactas como las estrellas de neutrones , las estrellas de quarks (hipotéticamente) [28] 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 observaciones de la órbita binaria. Esto se hizo para Sirius B en 1910, [29] produciendo una estimación de masa de 0,94  M ☉ , que se compara bien con una estimación más moderna de 1,00  M ☉ . [30] 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 la de su espectro . Si se conoce la distancia de la estrella, también se puede estimar su luminosidad absoluta. A partir de la luminosidad absoluta y la distancia, se puede calcular el área de la superficie de la estrella y su radio. Un razonamiento de este tipo llevó a la comprensión, desconcertando a los astrónomos en ese momento, que debido a su temperatura relativamente alta y su luminosidad absoluta relativamente baja, Sirio 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 tenían una densidad de más de 25.000 veces la del Sol , que era tan alta que lo llamó "imposible". [31] Como dijo AS Eddington más tarde, en 1927: [32] ( p50 )

Aprendemos sobre las estrellas al recibir e interpretar los mensajes que nos trae su luz. El mensaje del compañero de Sirius cuando fue decodificado decía: "Estoy compuesto de material 3.000 veces más denso que cualquier cosa con la que te 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, de acuerdo con la teoría de la relatividad general , la luz de Sirio B debería desplazarse gravitacionalmente al rojo . [21] Esto se confirmó cuando Adams midió este corrimiento al rojo en 1925. [33]

MaterialDensidad en kg / m 3Notas
Agujero negro supermasivoC. 1.000 [34]Densidad crítica de un agujero negro de alrededor de  10 8 masas solares.
Agua (fresca)1.000En STP
Osmio22,610Cerca de la temperatura ambiente
El núcleo del solC. 150.000
enano blanco1 × 10 9 [1]
Núcleos atómicos2,3 × 10 17 [35]No depende en gran medida del tamaño del núcleo.
Núcleo de estrella de neutrones8.4 × 10 16 - 1 × 10 18
Pequeño agujero negro2 × 10 30 [36]Densidad crítica de un agujero negro de masa terrestre.

Tales densidades son posibles porque el material enano blanco 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 ningún obstáculo para colocar núcleos más cerca de lo que normalmente permiten los orbitales de electrones limitados por la materia normal. [21] Eddington se preguntó qué pasaría cuando este plasma se enfriara y la energía para mantener los átomos ionizados ya no fuera suficiente. [37] Esta paradoja fue resuelta por RH Fowler en 1926 mediante una aplicación de la mecánica cuántica recién ideada . Dado que los electrones obedecen al 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. [38] A temperatura cero, por lo tanto, 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 a temperatura cero y aún poseer una alta energía. [37] [39]

La compresión de una enana blanca aumentará la cantidad de electrones en un volumen dado. Aplicando el principio de exclusión de Pauli, esto aumentará la energía cinética de los electrones, aumentando así la presión. [37] [40] Esta presión de degeneración de electrones apoya a una enana blanca contra el colapso gravitacional . La presión depende solo de la densidad y no de la temperatura. La materia degenerada es relativamente comprimible; esto significa que la densidad de una enana blanca de masa alta es mucho mayor que la de una enana blanca de masa baja y que el radio de una enana blanca disminuye a medida que aumenta su masa. [1]

La existencia de una masa limitante que ninguna enana blanca puede superar sin colapsar en una estrella de neutrones es otra consecuencia del apoyo de la presión de degeneración de electrones. Estas masas límite fueron calculadas para casos de una estrella idealizada de densidad constante en 1929 por Wilhelm Anderson [41] y en 1930 por Edmund C. Stoner . [42] 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". [43] 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. [44] : ecuación (63) Como el carbono-12 y el oxígeno-16 que componen predominantemente una enana blanca de carbono-oxígeno tienen ambos un número atómico igual a la mitad de su peso atómico , se debe tomar μ e igual a 2 para tal estrella , [39] lo que lleva al valor comúnmente cotizado de 1,4  M ☉ . (Cerca del comienzo del siglo XX, había razones para creer que las estrellas estaban compuestas principalmente de elementos pesados, [42] ( p955 ) 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 recibieron el premio Nobel por este y otros trabajos en 1983. [45] la masa limitante es ahora llamado el 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 estrella de neutrones . [46] Las enanas blancas de carbono-oxígeno que acumulan masa 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. [47]

Una nueva investigación indica que muchas enanas blancas, al menos en ciertos tipos de galaxias, pueden no acercarse a ese límite por medio de la acreción. Se ha postulado que al menos algunas de las enanas blancas que se convierten en supernovas alcanzan la masa necesaria al chocar unas con otras. 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 de su compañera circundante. Se ha concluido que no más del 5 por ciento de las supernovas en tales galaxias podrían ser creadas por 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 podría no aplicarse siempre 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 en explosión como velas estándar para determinar las distancias. [48]

Las enanas blancas tienen baja luminosidad y por lo tanto ocupan una franja en la parte inferior del diagrama de Hertzsprung-Russell , un gráfico de luminosidad estelar versus color o 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, [49] o el marrón de temperatura aún más baja. enanos . [50]

Relación masa-radio y límite de masa

La relación entre la masa y el radio de las enanas blancas se puede derivar utilizando un argumento de minimización de energía. La energía de la enana blanca se puede aproximar considerándola la suma de su energía potencial gravitacional y energía cinética . La energía potencial gravitacional de una pieza de masa unitaria de enana blanca, E g , será del orden de - G  M  ∕  R , donde G es la constante gravitacional , M es la masa de la enana blanca y R es su radio.

La energía cinética de la unidad de masa, E k , vendrá principalmente del movimiento de los electrones, por lo que será aproximadamente N  p 2  ∕ 2 m , donde p es el momento medio de los electrones, m es la masa del electrón y N es la cantidad de movimiento. número de electrones por unidad de masa. Dado que los electrones están degenerados , podemos estimar que p está en el orden de la incertidumbre en el momento, Δ p , dado por el principio de incertidumbre , que dice que Δ p  Δ x está en el orden de la constante de Planck reducida , ħ . Δ x estará en el orden de la distancia promedio entre electrones, que será aproximadamente n -1/3 , es decir, el recíproco de la raíz cúbica de la densidad numérica, n , de electrones por unidad de volumen. Dado que hay N · M electrones en la enana blanca, donde M es la masa de la estrella y su volumen es del orden de R 3 , n será del orden de N  M  ∕  R 3 . [39]

Resolviendo la energía cinética por unidad de masa, E k , encontramos que

La enana blanca estará en equilibrio cuando su energía total, E g + E k , se minimice. En este punto, las energías potenciales cinética y gravitacional deberían ser comparables, por lo que podemos derivar una relación masa-radio aproximada equiparando sus magnitudes:

Resolviendo esto para el radio, R , se obtiene [39]

Dejar caer N , que depende solo de la composición de la enana blanca, y las constantes universales nos deja con una relación entre masa y radio:

es decir, el radio de una enana blanca es inversamente proporcional a la raíz cúbica de su masa.

Dado que este análisis utiliza la fórmula no relativista p 2  ∕ 2 m para la energía cinética, no es relativista. Si deseamos analizar la situación en la que la velocidad del electrón en una enana blanca es cercana a la velocidad de la luz , c , debemos reemplazar p 2  ∕ 2 m por la aproximación relativista extrema p  c para la energía cinética. Con esta sustitución, encontramos

Si equiparamos esto a la magnitud de E g , encontramos que R cae y la masa, M , se ve obligada a ser [39]

Relaciones radio-masa para una enana blanca modelo. El límite M se denota como M Ch

Para interpretar este resultado, observe que a medida que agregamos masa a una enana blanca, su radio disminuirá, por lo que, según el principio de incertidumbre, aumentará el momento y, por lo tanto, la velocidad de sus electrones. A medida que esta velocidad se acerca a c , el análisis relativista extremo se vuelve más exacto, lo que significa que la masa  M de la enana blanca debe acercarse a una masa límite de M límite . Por lo tanto, ninguna enana blanca puede ser más pesada que el límite de masa límite M , o 1,4  M ☉ .

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 las 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, todavía encontraremos que el radio es inversamente proporcional a la raíz cúbica de la masa. [44] : ecuación (80) Las correcciones relativistas alterarán el resultado de modo que el radio se convierta en 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 ser sostenida por la presión de degeneración electrónica. El gráfico de la derecha muestra el resultado de dicho cálculo. Muestra cómo varía el radio con la masa para los 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 medio por electrón, μ e , se ha fijado en 2. El radio se mide en radios solares estándar y la masa en masas solares estándar. [44] [51]

Todos estos cálculos asumen 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 . [52] Para una enana blanca que gira uniformemente, la masa limitante 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, [53] no hay límite para la masa para la cual es posible que una enana blanca modelo esté en estado estático. equilibrio. No todas estas estrellas modelo serán dinámicamente estables. [54]

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 serlo. 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 uniforme, aproximadamente 10 7  K. Una capa exterior de materia no degenerada se enfría de aproximadamente 10 7  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 aproximadamente 10 7  K, al formarse, mientras que su mayor masa interior está a 10 7  K pero no puede irradiar a través de su capa de materia normal. [55]

La radiación visible emitida por enanas blancas varía en un amplio rango de color, desde el color azul-blanco de un tipo O secuencia principal estrella para el rojo de un tipo M Enano rojo . [56] Las temperaturas superficiales efectivas de la enana blanca se extienden desde más de 150.000 K [23] hasta apenas por debajo de 4.000 K. [57] [58] De acuerdo con la ley de Stefan-Boltzmann , la luminosidad aumenta con el aumento de la temperatura de la superficie; este rango de temperatura superficial corresponde a una luminosidad de más de 100 veces la del Sol a menos de 1 ⁄ 10,000 que la del Sol. [58] 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 rayos X suaves y observaciones ultravioleta extrema . [59]

Las enanas blancas también irradian neutrinos a través del proceso Urca . [60]

Una comparación entre la enana blanca 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 del calor almacenado, que no se repone. [61] [62] : §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. La velocidad de enfriamiento se ha estimado para una enana blanca de carbón de 0,59 M ☉ con una atmósfera de hidrógeno . Después de tomar inicialmente aproximadamente 1.500 millones de años para enfriarse a una temperatura superficial de 7.140 K, enfriar aproximadamente 500 kelvins más a 6.590 K lleva alrededor de 0.300 millones de años, pero los siguientes dos pasos de alrededor de 500 kelvins (a 6.030 K y 5.550 K) toman primero 0.4 y luego 1.1 mil millones de años. [63] : Cuadro 2

La mayoría de las enanas blancas observadas tienen temperaturas superficiales relativamente altas, entre 8.000 K y 40.000 K. [24] [64] Sin embargo, una enana blanca pasa más de su vida a temperaturas más frías que a temperaturas más calientes, por lo que deberíamos esperar que haya más frías enanas blancas que calientes enanas blancas. Una vez que ajustamos el efecto de selección de que las enanas blancas más calientes y luminosas son más fáciles de observar, encontramos que la disminución del rango de temperatura examinado da como resultado la búsqueda de más enanas blancas. [65] Esta tendencia se detiene cuando llegamos a enanas blancas extremadamente frías; se observan pocas enanas blancas con temperaturas superficiales por debajo de 4.000 K, [66] y una de las más frías observadas hasta ahora, WD 0346 + 246 , tiene una temperatura superficial de aproximadamente 3.900 K. [57] La razón de esto es que la edad del Universo es finito; [67] [68] 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. [65] Una enana blanca eventualmente, en muchos billones de años, se enfriará y se convertirá en una enana negra no radiante en equilibrio térmico aproximado con su entorno y con la radiación cósmica de fondo . Se cree que aún no existen enanas negras. [1]

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

Aunque el material de la enana blanca es inicialmente plasma , un fluido compuesto de núcleos y electrones , se predijo teóricamente en la década de 1960 que en una etapa tardía de enfriamiento debería cristalizar , comenzando en su centro. [69] Se cree que la estructura cristalina es una red cúbica centrada en el cuerpo . [4] [70] En 1995 se sugirió que las observaciones astrosismológicas de enanas blancas pulsantes arrojaron una prueba potencial de la teoría de la cristalización, [71] y en 2004, se hicieron observaciones que sugirieron que aproximadamente el 90% de la masa de BPM 37093 había cristalizado. . [69] [72] [73] Otro trabajo da una fracción de masa cristalizada de entre 32% y 82%. [74] 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. [75] 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 . [76]

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, el hidrógeno residual que se quema a través del ciclo de CNO puede mantener calientes a estas enanas blancas a largo plazo. Además, permanecen en una etapa de enana proto-blanca hinchada hasta 2 Gyr antes de llegar a la pista de enfriamiento. [77]

Atmósfera y espectros

Impresión artística del sistema WD J0914 + 1914 . [78]

Aunque se cree que la mayoría de las enanas blancas están compuestas de carbono y oxígeno, la espectroscopía típicamente muestra que la luz emitida proviene de una atmósfera 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 livianos arriba. [79] [80] : §§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 también puede contienen material acumulado del medio interestelar . Se cree que la envoltura consiste en una capa rica en helio con una masa no mayor 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 aproximadamente 1 ⁄ 10,000 de la masa total de estrellas. [58] [81] : §§4–5

Aunque delgadas, estas capas externas determinan la evolución térmica de la enana blanca. Los electrones degenerados en la mayor parte de una enana blanca conducen bien el calor. La mayor parte de la masa de una enana blanca está, por lo tanto, casi a la misma temperatura ( isotérmica ), 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. el enano se evita que se enfríe muy rápidamente solo por la opacidad de sus capas externas a la radiación. [58]

Tipos espectrales de enanas blancas [23]
Características primarias y secundarias
A Presencia de líneas H
B El yo lineas
C Espectro continuo; sin lineas
O He II líneas, acompañadas de He I o líneas H
Z Líneas de metal
Q Presencia de líneas de carbono
X Espectro poco claro o inclasificable
Solo características secundarias
PAG Enana blanca magnética con polarización detectable
H Enana blanca magnética sin polarización detectable
mi Líneas de emisión presentes
V Variable

El primer intento de clasificar los espectros de las enanas blancas parece haber sido realizado por GP Kuiper en 1941, [56] [82] y desde entonces se han propuesto y utilizado varios esquemas de clasificación. [83] [84] El sistema actualmente en uso fue introducido por Edward M. Sion , Jesse L. Greenstein y sus coautores en 1983 y ha sido posteriormente 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 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:

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

Los símbolos "?" y ":" también pueden usarse si la clasificación correcta es incierta. [23] [56]

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. [58] La siguiente clase en número es la de DB, aproximadamente el 16%. [85] La clase DQ caliente, por encima de 15.000 K (aproximadamente 0,1%) tiene atmósferas dominadas por el carbono. [86] Los clasificados como DB, DC, DO, DZ y DQ frío tienen atmósferas dominadas por helio. Suponiendo que el carbono y los metales no estén presentes, la clasificación espectral que se observe depende de la temperatura efectiva . Entre aproximadamente 100.000 K y 45.000 K, el espectro se clasificará como DO, dominado por helio ionizado individualmente. De 30.000 K a 12.000 K, el espectro será DB, mostrando líneas neutrales de helio, y por debajo de aproximadamente 12.000 K, el espectro será DC clasificado y sin rasgos distintivos. [81] : §2.4 [58]

Se ha detectado hidrógeno molecular ( H 2 ) en los espectros de las atmósferas de algunas enanas blancas. [87]

Enanas blancas ricas en metal

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 vida de la estrella. [88] La explicación predominante para las enanas blancas ricas en metales es que recientemente han acrecentado planetesimales rocosos. [88] La composición a granel del objeto acumulado se puede medir a partir de las resistencias de las líneas de metal. 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 de rama gigante asintótica . [89]

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 él había propuesto que establecía que un cuerpo giratorio sin carga debería generar un campo magnético proporcional a su momento angular . [90] Esta ley putativa, a veces llamada efecto Blackett , nunca fue generalmente aceptada, y en la década de 1950 incluso Blackett sintió que había sido refutada. [91] ( p39-43 ) 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. [92] Un campo magnético de superficie de c. 100 gauss (0,01 T) en la estrella progenitora se convertirían así en un campo magnético de superficie de c. 100 · 100 2  = 1 millón de gauss (100 T) una vez que el radio de la estrella se redujo en un factor de 100. [80] : §8 [93] ( p484 ) 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 . [94] Se cree que tiene un campo de superficie de aproximadamente 300 millones de gauss (30 kT). [80] : §8

Desde 1970 se han descubierto campos magnéticos en más de 200 enanas blancas, que van desde 2 × 10 3 a 10 9  gauss (0,2 T a 100 kT). [95] La gran cantidad de enanas blancas magnéticas actualmente conocidas se debe al hecho de que la mayoría de las enanas blancas se identifican mediante espectroscopía 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 también a veces da como resultado el descubrimiento de campos magnéticos. [96] Se ha estimado que al menos el 10% de las enanas blancas tienen campos de más de 1 millón de gauss (100 T). [97] [98]

La enana blanca altamente magnetizada en el 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. [99]

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 los enlaces iónicos y covalentes , dando como resultado lo que se describió inicialmente como "materia magnetizada" en una investigación publicada en 2012. [100]

Tipos de enana blanca pulsante [101] [102] : §§1.1, 1.2
DAV ( GCVS : ZZA )Tipo espectral DA , que solo tiene líneas de absorción de hidrógeno en su espectro
DBV (GCVS: ZZB )Tipo espectral DB, que solo tiene líneas de absorción de helio en su espectro
GW Vir (GCVS: ZZO )Atmósfera principalmente C, He y O; puede dividirse en estrellas DOV y PNNV

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. [80] : §7.1.1 [103] 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. [104] La razón por la que este período es 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. [80] : §7 Los tipos conocidos de enanas blancas pulsantes incluyen las estrellas DAV , o ZZ Ceti , incluyendo HL Tau 76, con atmósferas dominadas por hidrógeno y el tipo espectral DA; [80] : 891, 895 DBV o V777 Her , estrellas, con atmósferas dominadas por helio y el tipo espectral DB; [58] : estrellas 3525 y GW Vir , a veces subdivididas en estrellas DOV y PNNV , con atmósferas dominadas por helio, carbono y oxígeno. [102] [105] 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 la enana blanca. Se les puede llamar enanas preblancas . [102] [106] Todas estas variables exhiben pequeñas variaciones (1% -30%) en la salida 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. [107]

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] [108] 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. [109]

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. Se cree que, durante una vida útil que excede considerablemente la edad del Universo (c. 13,8 mil millones de años), [9] tal estrella eventualmente quemará todo su hidrógeno, por un tiempo se convertirá en una enana azul , y terminará su evolución como una enana blanca de helio compuesta principalmente por núcleos de helio-4 . [110] 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 sistemas binarios [5] [7] [8] [111] [112] [113] o la pérdida de masa debido a un gran compañero planetario. [114] [115]

Estrellas de masa baja a media

Si la masa de una estrella de la secuencia principal está entre 0,5 y 8  M ☉ como nuestro sol , su núcleo se calentará lo suficiente como para fusionar helio en carbono y oxígeno a través del proceso triple alfa , pero nunca se calentará lo suficiente como 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 interna de combustión de helio y una capa externa de combustión de 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-oxígeno que forman la gran mayoría de las enanas blancas observadas. [111] [116] [117]

Estrellas de 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 sin fusión, inicialmente soportado 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 . [108] [118] Algunas estrellas de la secuencia principal, quizás de 8 a 10  M ☉ , aunque lo suficientemente masivas para fusionar carbono con neón y magnesio , pueden ser insuficientemente masivas para fusionar neón . Una estrella así puede dejar una enana blanca remanente compuesta principalmente de oxígeno , neón y magnesio , siempre que su núcleo no colapse y siempre que la fusión no se produzca tan violentamente como para hacer estallar la estrella en una supernova . [119] [120] 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 novas de neón . 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-magnesio. [6] [121] [122]

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 a la enana blanca, expulsando solo una pequeña parte de su masa en forma de eyección, pero produce una explosión asimétrica que golpea a la estrella, a menudo conocida como estrella zombi , a altas velocidades de una estrella de hipervelocidad . La materia procesada en la detonación fallida vuelve a ser acumulada por la enana blanca y los elementos más pesados, como el hierro, caen hasta su núcleo, donde se acumula. [123] Estas enanas blancas con núcleo de hierro serían más pequeñas que el tipo de masa similar de carbono-oxígeno y se enfriarían y cristalizarían más rápido que esas. [124]

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Concepto artístico del envejecimiento de las enanas blancas

Una enana blanca es estable una vez formada y continuará enfriándose casi indefinidamente hasta convertirse 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. [125] : §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 en masa super-Chandrasekhar que explotará en una supernova de Tipo Ia . [125] : §§IIIC, IV Se cree que la vida 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 de los protones entre 10 30 y 10 36 años. Si estas teorías no son válidas, el protón aún podría desintegrarse por reacciones nucleares complicadas o por procesos gravitacionales cuánticos que involucren agujeros negros virtuales ; en estos casos, la vida útil se estima en no más de 10 200 años. Si los protones se desintegran, la masa de una enana blanca disminuirá muy lentamente con el tiempo a medida que se desintegran sus núcleos , hasta que pierde suficiente masa para convertirse en un bulto de materia no degenerado y finalmente desaparece por completo. [125] : §IV

Una enana blanca también puede ser canibalizada o evaporada por una estrella compañera, haciendo que la enana blanca pierda tanta masa que se convierta en un objeto de masa planetaria . El objeto resultante, que orbita a la antigua compañera, ahora estrella anfitriona, podría ser un planeta de helio o un planeta de diamantes . [126] [127]

Impresión artística de los escombros alrededor de una enana blanca [128]
Cometa cayendo en una enana blanca (impresión del artista) [129]

El sistema estelar y planetario de una enana blanca se hereda de su estrella progenitora y puede interactuar con la enana blanca de varias formas. Las observaciones espectroscópicas infrarrojas realizadas por el telescopio espacial Spitzer de la estrella central de la Nebulosa Helix sugieren la presencia de una nube de polvo, que puede ser causada por colisiones de cometas. Es posible que el material que caiga de esto pueda causar la emisión de rayos X de la estrella central. [130] [131] De manera similar, las observaciones realizadas en 2004 indicaron la presencia de una nube de polvo alrededor de la enana blanca joven G29-38 (que se estima que se formó a partir de su progenitor AGB hace unos 500 millones de años) , que puede haber sido creada por la marea interrupción de un cometa que pasa cerca de la enana blanca. [132] 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 y / o asteroides , o al menos por sus restos. [133] Otra idea sugerida es que las enanas blancas podrían estar orbitadas por los núcleos despojados de los planetas rocosos , que habrían sobrevivido a la fase de gigante roja de su estrella pero perdiendo 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 . [134] Otras ideas sugeridas de cómo las enanas blancas están contaminadas con polvo implican la dispersión de asteroides por planetas [135] [136] [137] o mediante la dispersión planeta-planeta. [138] La liberación de exolunas de su planeta anfitrión podría causar la contaminación de las enanas blancas con polvo. O la liberación podría hacer que los asteroides se esparcieran hacia la enana blanca o la exoluna podría esparcirse en el radio de Roche de la enana blanca. [139] También se exploró el mecanismo detrás de la contaminación de las enanas blancas en 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 las enanas blancas individuales. [140] Si bien las enanas blancas antiguas muestran evidencia de acumulación de polvo, las enanas blancas de más de ~ mil millones de años o> 7000 K con exceso de infrarrojos polvorientos no se detectaron [141] 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 con dos anillos con diferentes temperaturas. [142]

El exoplaneta orbita WD 1856 + 534
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( NASA; video; 2:10 )

Hay un planeta en la enana blanca: sistema binario pulsar PSR B1620-26 .

Hay dos planetas circumbinarios alrededor de la enana blanca: la enana roja binaria NN Serpentis .

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. [143] [144] 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. [144] La profundidad del tránsito es muy variable. [144]

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. [145]

WD 0806-661 tiene una enana Y que orbita a la enana blanca en una amplia órbita con una distancia proyectada de 2500 unidades astronómicas . Teniendo en cuenta la baja masa y la amplia órbita de este objeto, WD 0806-661 B puede interpretarse como una subenana marrón o como un exoplaneta captado directamente .

WD J0914 + 1914 es la primera estrella enana blanca que tiene un planeta gigante orbitando. El planeta gigante 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 línea de hidrógeno débil , así como otras líneas en el espectro de la enana blanca, revelaron la presencia del planeta gigante. [146]

En septiembre de 2020, los astrónomos informaron del descubrimiento, por primera vez, de un planeta muy masivo del tamaño de Júpiter , llamado WD 1856 b, que orbita de cerca, cada 36 horas, una enana blanca, llamada WD 1856 + 534 . [147] [148] [149]

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 mil millones de años. Esto está tan cerca que cualquier planeta habitable quedaría bloqueado por las mareas . El objetivo es buscar tránsitos de planetas hipotéticos similares a la Tierra que podrían haber migrado hacia adentro y / o formarse allí. Como una enana blanca tiene un tamaño similar al de un planeta, este tipo de tránsitos producirían fuertes eclipses . [150] Investigaciones más recientes arrojan algunas dudas sobre esta idea, dado que las órbitas cercanas de esos planetas hipotéticos alrededor de sus estrellas madre los someterían a fuertes fuerzas de marea que podrían volverlos inhabitables al desencadenar un efecto invernadero . [151] Otra restricción sugerida a esta idea es el origen de esos planetas. Dejando a un 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 a ser absorbidos por sus estrellas. En el último caso, los planetas tendrían que expulsar tanta energía orbital como calor, a través de interacciones de marea con la enana blanca, que probablemente terminarían como brasas inhabitables. [152]

El proceso de fusión de dos enanas blancas que co-orbitan 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 las novas y las supernovas de Tipo Ia . También puede ser una fuente de rayos X súper suave si es capaz de tomar material de su compañero lo suficientemente rápido como para mantener la fusión en su superficie. [153] Por otro lado, fenómenos en 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 crecimiento. De hecho, las enanas blancas que giran más rápido y que se conocen de forma segura, son miembros de sistemas binarios (siendo la enana blanca en CTCV J2056-3014 la más rápida). [154] Un sistema binario cercano de dos enanas blancas puede irradiar energía en forma de ondas gravitacionales , haciendo que su órbita mutua se contraiga constantemente hasta que las estrellas se fusionen. [155] [156]

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 rápidamente y de manera irregular. [157] 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 teóricamente podría conducir al encendido explosivo de la fusión en la enana blanca o su colapso en una estrella de neutrones . [46]

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 - oxígeno acumula masa y comprime su núcleo extrayendo masa de una estrella compañera. [47] : 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. [47] Debido a que la enana blanca se apoya 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 temperatura acelera la velocidad de la reacción de fusión, en un proceso descontrolado que se alimenta 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] [47] [158] En otro posible mecanismo para las supernovas de Tipo Ia, el modelo doble degenerado , dos enanas blancas de carbono-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. [47] : 14

Las observaciones no han detectado signos de acreción que conducen a las supernovas de Tipo Ia, y ahora se cree que esto se debe a que la estrella se carga primero por encima del límite de Chandrasekhar mientras que también se hace girar a una velocidad muy alta por el mismo proceso. Una vez que la acreción se detiene, la estrella se ralentiza gradualmente hasta que el giro ya no es suficiente para evitar la explosión. [159]

Se cree que la histórica SN 1006 brillante fue una supernova de tipo Ia de una enana blanca, posiblemente la fusión de dos enanas blancas. [160] La supernova de Tycho de 1572 también fue una supernova de tipo Ia, y se ha detectado su remanente. [161]

Binario de envolvente postcomún

Un binario de envolvente poscomún (PCEB) es un binario que consta de una enana blanca y una enana roja muy cerrada (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 y cuando la enana roja orbita dentro de la envoltura común , se ralentiza en el entorno más denso. Esta velocidad orbital ralentizada 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 interior hacia el núcleo y podría fusionarse con el núcleo. Si esto no sucede y, en cambio, se expulsa el sobre común, entonces el binario termina en una órbita cercana, que consiste en una enana blanca y una enana roja. Este tipo de binario se denomina binario de envolvente postcomún. La evolución del PCEB continúa a medida que la órbita binaria se acerca cada vez más debido al frenado magnético y al liberar ondas gravitacionales . El binario podría evolucionar en algún momento hacia una variable cataclísmica y, por lo tanto, los binarios de envolvente post-comunes 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 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 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 por una liberación de energía debido a la fusión. En general, los sistemas binarios con una enana blanca que acrecienta materia de un compañero 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] [47] [162] [163] Se ha observado que las variables cataclísmicas impulsadas por la fusión y la acreción son fuentes de rayos X. [163]

Otros binarios no anteriores a la supernova

Otros binarios no pro-supernova incluyen binarios que consisten en 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 binarias 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 los sistemas planetarios remanentes alrededor de las enanas blancas. Si bien las estrellas son brillantes y a menudo eclipsan 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 sub-marrón alrededor de la enana blanca WD 0806−661 es uno de esos ejemplos.

Enanas blancas en un radio de 25 años luz [164]
Identificador Número de WD Distancia ( ly )Tipo Magnitud absoluta Masa
( M ☉ )		Luminosidad
( L ☉ )		Edad ( Gyr )Objetos en el sistema
Sirio B0642-166 8,66 DA 11.18 0,98 0.0295 0,10 2
Procyon B0736 + 053 11.46 DQZ 13.20 0,63 0,00049 1,37 2
Van Maanen 2 0046 + 051 14.07 DZ 14.09 0,68 0,00017 3.30 1
LP 145-141 1142–645 15.12 DQ 12,77 0,61 0,00054 1,29 1
40 Eridani B0413-077 16.39 DA 11.27 0,59 0.0141 0,12 3
Stein 2051 B0426 + 588 17,99 corriente continua 13.43 0,69 0,00030 2.02 2
G 240-72 1748 + 708 20.26 DQ 15.23 0,81 0,000085 5,69 1
Gliese 223.2 0552–041 21.01 DZ 15.29 0,82 0,000062 7,89 1
Gliese 3991 B [165]1708 + 437 24,23 ¿¿D?? > 15 0,5 <0,000086 > 6 2

  • Enana negra  - Remanente estelar frío
  • Ecuación de la enana blanca de Chandrasekhar
  • Materia degenerada  - Estado de la materia fermiónica
  • Lista de enanas blancas  - artículo de la lista de Wikipedia
  • Estrella de neutrones  : núcleo colapsado de una estrella masiva
  • PG 1159 estrella
  • Nebulosa planetaria  - Tipo de nebulosa de emisión
  • Asociaciones robustas de objetos bariónicos masivos
  • Clasificación estelar  : clasificación de estrellas según sus características espectrales
  • Cronología de enanas blancas, estrellas de neutrones y supernovas  : lista cronológica de avances en el conocimiento y los registros

  1. ↑ a b c d e f g h i Johnson, J. (2007). "Estrellas extremas: enanas blancas y estrellas de neutrones" (Notas de la conferencia). Astronomía 162. Universidad Estatal de Ohio . Archivado desde el original el 31 de marzo de 2012 . Consultado el 17 de octubre de 2011 .
  2. ^ Henry, TJ (1 de enero de 2009). "Los cien sistemas estelares más cercanos" . Consorcio de investigación sobre estrellas cercanas . Archivado desde el original el 12 de noviembre de 2007 . Consultado el 21 de julio de 2010 .
  3. ^ a b c d Schatzman, E. (1958). Enanas blancas . Amsterdam, NL: Holanda Septentrional.
  4. ^ a b c d Fontaine, G .; Brassard, P .; Bergeron, P. (2001). "El potencial de la cosmocronología de la enana blanca" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 113 (782): 409–435. Código Bibliográfico : 2001PASP..113..409F . doi : 10.1086 / 319535 .
  5. ^ a b c d e Richmond, M. "Etapas tardías de evolución de estrellas de baja masa" . Apuntes de conferencias, Física 230. Instituto de Tecnología de Rochester . Archivado desde el original el 4 de septiembre de 2017 . Consultado el 3 de mayo de 2007 .
  6. ^ a b Werner, K .; Hammer, Nueva Jersey; Nagel, T .; Rauch, T .; Dreizler, S. (2005). Sobre posibles enanas blancas de oxígeno / neón: H1504 + 65 y las enanas blancas donantes en binarias de rayos X ultracompactas . XIV Taller Europeo sobre Enanas Blancas. 334 . pag. 165. arXiv : astro-ph / 0410690 . Código Bibliográfico : 2005ASPC..334..165W .
  7. ^ a b Liebert, J .; Bergeron, P .; Eisenstein, D .; Harris, HC; Kleinman, SJ; Nitta, A .; Krzesinski, J. (2004). "Una enana blanca de helio de masa extremadamente baja". El diario astrofísico . 606 (2): L147. arXiv : astro-ph / 0404291 . Código Bibliográfico : 2004ApJ ... 606L.147L . doi : 10.1086 / 421462 . S2CID  118894713 .
  8. ^ a b "Pérdida de peso cósmica: La enana blanca de menor masa" (Comunicado de prensa). Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica . 17 de abril de 2007. Archivado desde el original el 22 de abril de 2007 . Consultado el 20 de abril de 2007 .
  9. ^ a b Spergel, DN; Bean, R .; Doré, O .; Nolta, MR; Bennett, CL; Dunkley, J .; et al. (2007). "Resultados de tres años de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP): implicaciones para la cosmología". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 170 (2): 377–408. arXiv : astro-ph / 0603449 . Código Bibliográfico : 2007ApJS..170..377S . doi : 10.1086 / 513700 . S2CID  1386346 .
  10. ^ Herschel, W. (1785). "Catálogo de Estrellas Dobles" . Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres . 75 : 40-126. Código Bibliográfico : 1785RSPT ... 75 ... 40H . doi : 10.1098 / rstl.1785.0006 . JSTOR  106749 . S2CID  186209747 .
  11. ^ a b c Holberg, JB (2005). Cómo las estrellas degeneradas llegaron a ser conocidas como 'enanas blancas'. Reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense 207. 207 . pag. 1503. Código Bibliográfico : 2005AAS ... 20720501H .
  12. ^ Adams, WS (1914). "Una estrella tipo A de muy baja luminosidad" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 26 (155): 198. Código bibliográfico : 1914PASP ... 26..198A . doi : 10.1086 / 122337 .
  13. ^ a b Bessel, FW (1844). "Sobre las variaciones de los movimientos propios de Procyon y Sirius" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 6 (11): 136-141. Código Bibliográfico : 1844MNRAS ... 6R.136B . doi : 10.1093 / mnras / 6.11.136a .
  14. ^ a b Flammarion, Camille (1877). "El compañero de Sirius". Registro astronómico . 15 : 186. Código Bibliográfico : 1877AReg ... 15..186F .
  15. ^ Adams, WS (1915). "El espectro del compañero de Sirius" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 27 (161): 236. Bibcode : 1915PASP ... 27..236A . doi : 10.1086 / 122440 .
  16. ^ van Maanen, A. (1917). "Dos estrellas tenues con gran movimiento propio" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 29 (172): 258. Código Bibliográfico : 1917PASP ... 29..258V . doi : 10.1086 / 122654 .
  17. ^ Luyten, WJ (1922). "El paralaje medio de estrellas de tipo temprano de determinado movimiento propio y magnitud aparente" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 34 (199): 156. Código Bibliográfico : 1922PASP ... 34..156L . doi : 10.1086 / 123176 .
  18. ^ Luyten, WJ (1922). "Observe algunas estrellas débiles de tipo temprano con grandes movimientos propios" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 34 (197): 54. Código Bibliográfico : 1922PASP ... 34 ... 54L . doi : 10.1086 / 123146 .
  19. ^ Luyten, WJ (1922). "Nota adicional sobre estrellas débiles de tipo temprano con grandes movimientos propios" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 34 (198): 132. Código Bibliográfico : 1922PASP ... 34..132L . doi : 10.1086 / 123168 .
  20. ^ Aitken, RG (1922). "Cometa c 1922 (Baade)" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 34 (202): 353. Bibcode : 1922PASP ... 34..353A . doi : 10.1086 / 123244 .
  21. ^ a b c Eddington, AS (1924). "Sobre la relación entre masas y luminosidades de las estrellas" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 84 (5): 308–333. Código bibliográfico : 1924MNRAS..84..308E . doi : 10.1093 / mnras / 84.5.308 .
  22. ^ Luyten, WJ (1950). "La búsqueda de enanas blancas" . El diario astronómico . 55 : 86. Código Bibliográfico : 1950AJ ..... 55 ... 86L . doi : 10.1086 / 106358 .
  23. ^ a b c d McCook, George P .; Sion, Edward M. (1999). "Un catálogo de enanas blancas identificadas espectroscópicamente" . La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 121 (1): 1–130. Código bibliográfico : 1999ApJS..121 .... 1M . doi : 10.1086 / 313186 .
  24. ^ a b Eisenstein, Daniel J .; Liebert, James; Harris, Hugh C .; Kleinman, SJ; Nitta, Atsuko; Silvestri, Nicole; et al. (2006). "Un catálogo de enanas blancas confirmadas espectroscópicamente del Sloan Digital Sky Survey, lanzamiento de datos 4". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 167 (1): 40–58. arXiv : astro-ph / 0606700 . Código Bibliográfico : 2006ApJS..167 ... 40E . doi : 10.1086 / 507110 . S2CID  13829139 .
  25. ^ Kilic, M .; Allende Prieto, C .; Brown, Warren R .; Koester, D. (2007). "La enana blanca de menor masa". El diario astrofísico . 660 (2): 1451–1461. arXiv : astro-ph / 0611498 . Código bibliográfico : 2007ApJ ... 660.1451K . doi : 10.1086 / 514327 . S2CID  18587748 .
  26. ^ a b Kepler, SO ; Kleinman, SJ; Nitta, A .; Koester, D .; Castanheira, BG; Giovannini, O .; Costa, AFM; Althaus, L. (2007). "Distribución de masa de la enana blanca en el SDSS". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 375 (4): 1315-1324. arXiv : astro-ph / 0612277 . Código bibliográfico : 2007MNRAS.375.1315K . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2006.11388.x . S2CID  10892288 .
  27. ^ Shipman, HL (1979). "Masas y radios de estrellas enanas blancas. III - Resultados de 110 estrellas ricas en hidrógeno y 28 ricas en helio". El diario astrofísico . 228 : 240. Código Bibliográfico : 1979ApJ ... 228..240S . doi : 10.1086 / 156841 .
  28. ^ Sandin, F. (2005). Fases exóticas de la materia en estrellas compactas (PDF) (Tesis de licenciatura). Universidad Tecnológica de Luleå . Archivado (PDF) desde el original el 15 de agosto de 2011 . Consultado el 20 de agosto de 2011 .
  29. ^ Jefe, L. (1910). Catálogo General Preliminar de 6188 estrellas para la época de 1900 . Institución Carnegie de Washington . Bibcode : 1910pgcs.book ..... B . LCCN  10009645 - a través de Archive.org.
  30. ^ Liebert, J .; Young, PA; Arnett, D .; Holberg, JB; Williams, KA (2005). "La edad y la masa progenitora de Sirius B". El diario astrofísico . 630 (1): L69. arXiv : astro-ph / 0507523 . Código bibliográfico : 2005ApJ ... 630L..69L . doi : 10.1086 / 462419 . S2CID  8792889 .
  31. ^ Öpik, E. (1916). "Las densidades de estrellas binarias visuales" . El diario astrofísico . 44 : 292. Bibcode : 1916ApJ .... 44..292O . doi : 10.1086 / 142296 .
  32. ^ Eddington, AS (1927). Estrellas y átomos . Prensa de Clarendon . LCCN  27015694 .
  33. ^ Adams, WS (1925). "El desplazamiento de la relatividad de las líneas espectrales en el compañero de Sirio" . Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 11 (7): 382–387. Código Bibliográfico : 1925PNAS ... 11..382A . doi : 10.1073 / pnas.11.7.382 . PMC  1086032 . PMID  16587023 .
  34. ^ Celotti, A .; Miller, JC; Sciama, DW (1999). "Evidencia astrofísica de la existencia de agujeros negros" . Clase. Quantum Grav. (Manuscrito enviado). 16 (12A): A3 – A21. arXiv : astro-ph / 9912186 . Código bibliográfico : 1999CQGra..16A ... 3C . doi : 10.1088 / 0264-9381 / 16 / 12A / 301 . S2CID  17677758 .
  35. ^ Nave, CR "Tamaño y densidad nuclear" . Hiperfísica . Universidad Estatal de Georgia . Archivado desde el original el 6 de julio de 2009 . Consultado el 26 de junio de 2009 .
  36. ^ Adams, Steve (1997). Relatividad: una introducción a la física del espacio-tiempo . Relatividad: una introducción a la física del espacio-tiempo . Londres; Bristol: CRC Press . pag. 240. bibcode : 1997rist.book ..... A . ISBN 978-0-7484-0621-0.
  37. ^ a b c Fowler, RH (1926). "Sobre materia densa" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 87 (2): 114-122. Código bibliográfico : 1926MNRAS..87..114F . doi : 10.1093 / mnras / 87.2.114 .
  38. ^ Hoddeson, LH; Baym, G. (1980). "El desarrollo de la teoría mecánica cuántica de electrones de metales: 1900-28" . Actas de la Royal Society of London . 371 (1744): 8-23. Código Bibliográfico : 1980RSPSA.371 .... 8H . doi : 10.1098 / rspa.1980.0051 . JSTOR  2990270 . S2CID  120476662 .
  39. ^ a b c d e "Estimación de parámetros estelares de equipartición de energía" . ScienceBits . Archivado desde el original el 30 de junio de 2012 . Consultado el 9 de mayo de 2007 .
  40. ^ Bean, R. "Conferencia 12 - Presión degenerativa" (PDF) . Notas de conferencia, Astronomía 211. Universidad de Cornell . Archivado desde el original (PDF) el 25 de septiembre de 2007 . Consultado el 21 de septiembre de 2007 .
  41. ^ Anderson, W. (1929). "Über die Grenzdichte der Materie und der Energie" . Zeitschrift für Physik (en alemán). 56 (11-12): 851-856. Código Bibliográfico : 1929ZPhy ... 56..851A . doi : 10.1007 / BF01340146 . S2CID  122576829 .
  42. ^ a b Stoner, C. (1930). "El equilibrio de las estrellas densas". Revista Filosófica . 9 : 944.
  43. ^ Chandrasekhar, S. (1931). "La masa máxima de las enanas blancas ideales" . El diario astrofísico . 74 : 81. Bibcode : 1931ApJ .... 74 ... 81C . doi : 10.1086 / 143324 .
  44. ^ a b c Chandrasekhar, S. (1935). "Las configuraciones altamente colapsadas de una masa estelar (Segundo artículo)" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 95 (3): 207–225. Código bibliográfico : 1935MNRAS..95..207C . doi : 10.1093 / mnras / 95.3.207 .
  45. ^ "El Premio Nobel de Física 1983" . La Fundación Nobel . Archivado desde el original el 6 de mayo de 2007 . Consultado el 4 de mayo de 2007 .
  46. ^ a b Canal, R .; Gutiérrez, J. (1997). "La posible conexión estrella enana blanca-neutrón". Enanas blancas . Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. 214 . págs. 49–55. arXiv : astro-ph / 9701225 . Código Bibliográfico : 1997ASSL..214 ... 49C . doi : 10.1007 / 978-94-011-5542-7_7 . ISBN 978-94-010-6334-0. S2CID  9288287 .
  47. ^ a b c d e f Hillebrandt, W .; Niemeyer, JC (2000). "Modelos de explosión de supernova tipo IA". Revista anual de astronomía y astrofísica . 38 : 191-230. arXiv : astro-ph / 0006305 . Código Bibliográfico : 2000ARA & A..38..191H . doi : 10.1146 / annurev.astro.38.1.191 . S2CID  10210550 .
  48. ^ Overbye, D. (22 de febrero de 2010). "Desde el choque de las enanas blancas, el nacimiento de una supernova" . The New York Times . Archivado desde el original el 25 de febrero de 2010 . Consultado el 22 de febrero de 2010 .
  49. ^ Chabrier, G .; Baraffe, I. (2000). "Teoría de estrellas de baja masa y objetos subestelares". Revista anual de astronomía y astrofísica . 38 : 337–377. arXiv : astro-ph / 0006383 . Código Bibliográfico : 2000ARA & A..38..337C . doi : 10.1146 / annurev.astro.38.1.337 . S2CID  59325115 .
  50. ^ Kaler, J. "El diagrama de Hertzsprung-Russell (HR)" . Archivado desde el original el 31 de agosto de 2009 . Consultado el 5 de mayo de 2007 .
  51. ^ "Símbolos básicos" . Estándares para catálogos astronómicos, versión 2.0 . VizieR . Archivado desde el original el 8 de mayo de 2017 . Consultado el 12 de enero de 2007 .
  52. ^ Tohline, JE "La estructura, estabilidad y dinámica de los sistemas autogravitantes" . Archivado desde el original el 27 de junio de 2010 . Consultado el 30 de mayo de 2007 .
  53. ^ Hoyle, F. (1947). "Estrellas, distribución y movimientos de, nota sobre configuraciones de equilibrio para enanas blancas giratorias" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 107 (2): 231–236. Código Bibliográfico : 1947MNRAS.107..231H . doi : 10.1093 / mnras / 107.2.231 .
  54. ^ Ostriker, JP; Bodenheimer, P. (1968). "Estrellas que giran rápidamente. II. Enanas blancas masivas". El diario astrofísico . 151 : 1089. Código Bibliográfico : 1968ApJ ... 151.1089O . doi : 10.1086 / 149507 .
  55. ^ Kutner, ML (2003). Astronomía: una perspectiva física . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 189 . ISBN 978-0-521-52927-3. Consultado el 28 de febrero de 2016 .
  56. ^ a b c Sion, EM; Greenstein, JL; Landstreet, JD; Liebert, J .; Shipman, HL; Wegner, GA (1983). "Un nuevo sistema de clasificación espectral de enanas blancas propuesto". El diario astrofísico . 269 : 253. Bibcode : 1983ApJ ... 269..253S . doi : 10.1086 / 161036 .
  57. ^ a b Hambly, Carolina del Norte; Smartt, SJ; Hodgkin, ST (1997). "WD 0346 + 246: una luminosidad muy baja, fresco degenerado en Tauro" . El diario astrofísico . 489 (2): L157. Bibcode : 1997ApJ ... 489L.157H . doi : 10.1086 / 316797 .
  58. ^ a b c d e f g Fontaine, G .; Wesemael, F. (2001). "Enanas blancas". En Murdin, P. (ed.). Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica . IOP Publishing / Nature Publishing Group . ISBN 978-0-333-75088-9.
  59. ^ Heise, J. (1985). "Emisión de rayos X de enanas blancas calientes aisladas" . Reseñas de ciencia espacial . 40 (1–2): 79–90. Código Bibliográfico : 1985SSRv ... 40 ... 79H . doi : 10.1007 / BF00212870 . S2CID  120431159 .
  60. ^ Lesaffre, P .; Podsiadlowski, Ph .; Tout, CA (2005). "Un formalismo de dos corrientes para el proceso convectivo Urca". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 356 (1): 131-144. arXiv : astro-ph / 0411016 . Código Bibliográfico : 2005MNRAS.356..131L . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08428.x . S2CID  15797437 .
  61. ^ Mestel, L. (1952). "Sobre la teoría de las estrellas enanas blancas. I. Las fuentes de energía de las enanas blancas" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 112 (6): 583–597. Código Bibliográfico : 1952MNRAS.112..583M . doi : 10.1093 / mnras / 112.6.583 .
  62. ^ Kawaler, SD (1998). "Estrellas enanas blancas y el campo profundo del Hubble". El campo profundo del Hubble: Actas del simposio del Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial . El campo profundo del Hubble . pag. 252. arXiv : astro-ph / 9802217 . Código bibliográfico : 1998hdf..symp..252K . ISBN 978-0-521-63097-9.
  63. ^ Bergeron, P .; Ruiz, MT; Leggett, SK (1997). "La evolución química de las enanas blancas frías y la edad del disco galáctico local" . La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 108 (1): 339–387. Código bibliográfico : 1997ApJS..108..339B . doi : 10.1086 / 312955 .
  64. ^ McCook, GP; Sion, EM (1999). "Un catálogo de enanas blancas identificadas espectroscópicamente" . La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 121 (1): 1–130. Código bibliográfico : 1999ApJS..121 .... 1M . doi : 10.1086 / 313186 .
  65. ^ a b Leggett, SK; Ruiz, MT; Bergeron, P. (1998). "La función de luminosidad de la enana blanca fría y la edad del disco galáctico" . El diario astrofísico . 497 (1): 294-302. Código Bibliográfico : 1998ApJ ... 497..294L . doi : 10.1086 / 305463 .
  66. ^ Gates, E .; Gyuk, G .; Harris, HC; Subbarao, M .; Anderson, S .; Kleinman, SJ; Liebert, J .; Brewington, H .; et al. (2004). "Descubrimiento de nuevas enanas blancas ultracool en el Sloan Digital Sky Survey". El diario astrofísico . 612 (2): L129. arXiv : astro-ph / 0405566 . Código Bibliográfico : 2004ApJ ... 612L.129G . doi : 10.1086 / 424568 . S2CID  7570539 .
  67. ^ Winget, DE; Hansen, CJ; Liebert, J .; Van Horn, HM; Fontaine, G .; Nather, RE; Kepler, SO; Lamb, DQ (1987). "Un método independiente para determinar la edad del universo" . El diario astrofísico . 315 : L77. Código Bibliográfico : 1987ApJ ... 315L..77W . doi : 10.1086 / 184864 . hdl : 10183/108730 .
  68. ^ Trefil, JS (2004). El momento de la creación: la física del Big Bang desde antes del primer milisegundo hasta el universo actual . Publicaciones de Dover . ISBN 978-0-486-43813-9.
  69. ^ a b Metcalfe, TS; Montgomery, MH; Kanaan, A. (2004). "Prueba de la teoría de cristalización de la enana blanca con astrosismología de la estrella DA pulsante masiva BPM 37093". El diario astrofísico . 605 (2): L133. arXiv : astro-ph / 0402046 . Código Bibliográfico : 2004ApJ ... 605L.133M . doi : 10.1086 / 420884 . S2CID  119378552 .
  70. ^ Barrat, JL; Hansen, JP; Mochkovitch, R. (1988). "Cristalización de mezclas de carbono-oxígeno en enanas blancas". Astronomía y Astrofísica . 199 (1–2): L15. Código Bibliográfico : 1988A & A ... 199L..15B .
  71. ^ Winget, DE (1995). "El estado de la astrosismología de la enana blanca y un vistazo del camino por delante" . Astronomía báltica . 4 (2): 129. Código Bibliográfico : 1995BaltA ... 4..129W . doi : 10.1515 / astro-1995-0209 .
  72. ^ Whitehouse, David (16 de febrero de 2004). "La estrella de diamante emociona a los astrónomos" . BBC News . Archivado desde el original el 5 de febrero de 2007 . Consultado el 6 de enero de 2007 .
  73. ^ Kanaan, A .; Nitta, A .; Winget, DE; Kepler, SO; Montgomery, MH; Metcalfe, TS; Oliveira, H .; Fraga, L .; et al. (2005). "Observaciones del telescopio de toda la Tierra de BPM 37093: una prueba sismológica de la teoría de la cristalización en enanas blancas". Astronomía y Astrofísica . 432 (1): 219–224. arXiv : astro-ph / 0411199 . Bibcode : 2005A & A ... 432..219K . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20041125 . S2CID  7297628 .
  74. ^ Brassard, P .; Fontaine, G. (2005). "Astrosismología del cristalizado ZZ Ceti Star BPM 37093: una visión diferente" . El diario astrofísico . 622 (1): 572–576. Código bibliográfico : 2005ApJ ... 622..572B . doi : 10.1086 / 428116 .
  75. ^ Hansen, BMS; Liebert, J. (2003). "Enanas blancas frías". Revista anual de astronomía y astrofísica . 41 : 465. Código Bibliográfico : 2003ARA & A..41..465H . doi : 10.1146 / annurev.astro.41.081401.155117 .
  76. ^ Tremblay, P.-E .; Fontaine, G .; Fusillo, NPG; Dunlap, BH; Gänsicke, BT; Hollands, MH; Hermes, JJ; Marsh, TR; Cukanovaite, E .; Cunningham, T. (2019). "Cristalización del núcleo y acumulación en la secuencia de enfriamiento de las enanas blancas en evolución" (PDF) . Naturaleza . 565 (7738): 202–205. arXiv : 1908.00370 . Código Bib : 2019Natur.565..202T . doi : 10.1038 / s41586-018-0791-x . PMID  30626942 . S2CID  58004893 . Archivado (PDF) desde el original el 23 de julio de 2019 . Consultado el 23 de julio de 2019 .
  77. ^ Istrate; et al. (2014). "La escala de tiempo de la evolución de la enana blanca de proto-helio de baja masa". Astronomía y Astrofísica . 571 : L3. arXiv : 1410.5471 . Código Bibliográfico : 2014A & A ... 571L ... 3I . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201424681 . S2CID  55152203 .
  78. ^ "Se encontró el primer planeta gigante alrededor de una enana blanca: las observaciones de ESO indican que el exoplaneta similar a Neptuno se está evaporando" . www.eso.org . Archivado desde el original el 4 de diciembre de 2019 . Consultado el 4 de diciembre de 2019 .
  79. ^ Schatzman, E. (1945). "Théorie du débit d'énergie des naines blanches". Annales d'Astrophysique . 8 : 143. Bibcode : 1945AnAp .... 8..143S .
  80. ^ a b c d e f Koester, D .; Chanmugam, G. (1990). "Física de las estrellas enanas blancas" . Informes sobre avances en física . 53 (7): 837–915. Código Bibliográfico : 1990RPPh ... 53..837K . doi : 10.1088 / 0034-4885 / 53/7/001 . S2CID  122582479 .
  81. ^ a b Kawaler, SD (1997). "Estrellas enanas blancas". En Kawaler, SD; Novikov, I .; Srinivasan, G. (eds.). Restos estelares . 1997. ISBN 978-3-540-61520-0.
  82. ^ Kuiper, GP (1941). "Lista de enanas blancas conocidas" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 53 (314): 248. Bibcode : 1941PASP ... 53..248K . doi : 10.1086 / 125335 .
  83. ^ Luyten, WJ (1952). "Los espectros y luminosidades de las enanas blancas". El diario astrofísico . 116 : 283. Bibcode : 1952ApJ ... 116..283L . doi : 10.1086 / 145612 .
  84. ^ Greenstein, JL (1960). Atmósferas estelares . Prensa de la Universidad de Chicago . Bibcode : 1960stat.book ..... G . LCCN  61-9138 .
  85. ^ Kepler, SO; Kleinman, SJ; Nitta, A .; Koester, D .; Castanheira, BG; Giovannini, O .; Costa, AFM; Althaus, L. (2007). "Distribución de masa de la enana blanca en el SDSS". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 375 (4): 1315-1324. arXiv : astro-ph / 0612277 . Código bibliográfico : 2007MNRAS.375.1315K . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2006.11388.x . S2CID  10892288 .
  86. ^ Dufour, P .; Liebert, J .; Fontaine, G .; Behara, N. (2007). "Estrellas enanas blancas con atmósferas de carbono". Naturaleza . 450 (7169): 522–4. arXiv : 0711.3227 . Código Bib : 2007Natur.450..522D . doi : 10.1038 / nature06318 . PMID  18033290 . S2CID  4398697 .
  87. ^ "Descubrimiento de hidrógeno molecular en atmósferas enanas blancas" . IOPscience . Archivado desde el original el 24 de junio de 2014 . Consultado el 24 de octubre de 2013 .
  88. ^ a b Jura, M .; Young, ED (1 de enero de 2014). "Cosmoquímica extrasolar". Revista anual de ciencias terrestres y planetarias . 42 (1): 45–67. Código bibliográfico : 2014AREPS..42 ... 45J . doi : 10.1146 / annurev-earth-060313-054740 .
  89. ^ Wilson, DJ; Gänsicke, BT; Koester, D .; Toloza, O .; Pala, AF; Breedt, E .; Parsons, SG (11 de agosto de 2015). "La composición de un planetesimal extrasolar interrumpido en SDSS J0845 + 2257 (Ton 345)". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 451 (3): 3237–3248. arXiv : 1505.07466 . Código bibliográfico : 2015MNRAS.451.3237W . doi : 10.1093 / mnras / stv1201 . S2CID  54049842 .
  90. ^ Blackett, PMS (1947). "El campo magnético de los cuerpos rotativos masivos" . Naturaleza . 159 (4046): 658–66. Código Bibliográfico : 1947Natur.159..658B . doi : 10.1038 / 159658a0 . PMID  20239729 . S2CID  4133416 .
  91. ^ Lovell, B. (1975). "Patrick Maynard Stuart Blackett, Baron Blackett, de Chelsea. 18 de noviembre de 1897-13 de julio de 1974" . Memorias biográficas de miembros de la Royal Society . 21 : 1-115. doi : 10.1098 / rsbm.1975.0001 . JSTOR  769678 . S2CID  74674634 .
  92. ^ Landstreet, John D. (1967). "Radiación sincrotrón de neutrinos y su significado astrofísico". Revisión física . 153 (5): 1372-1377. Código Bibliográfico : 1967PhRv..153.1372L . doi : 10.1103 / PhysRev.153.1372 .
  93. ^ Ginzburg, VL; Zheleznyakov, VV; Zaitsev, VV (1969). "Mecanismos coherentes de emisión de radio y modelos magnéticos de púlsares" . Astrofísica y Ciencias Espaciales . 4 (4): 464–504. Código bibliográfico : 1969Ap y SS ... 4..464G . doi : 10.1007 / BF00651351 . S2CID  119003761 .
  94. ^ Kemp, JC; Swedlund, JB; Landstreet, JD; Ángel, JRP (1970). "Descubrimiento de luz circularmente polarizada de una enana blanca" . El diario astrofísico . 161 : L77. Código bibliográfico : 1970ApJ ... 161L..77K . doi : 10.1086 / 180574 .
  95. ^ Ferrario, Lilia; de Martino, Domtilla; Gaensicke, Boris (2015). "Enanas blancas magnéticas". Reseñas de ciencia espacial . 191 (1–4): 111–169. arXiv : 1504.08072 . Código bibliográfico : 2015SSRv..191..111F . doi : 10.1007 / s11214-015-0152-0 . S2CID  119057870 .
  96. ^ Kepler, SO; Pelisoli, I .; Jordan, S .; Kleinman, SJ; Koester, D .; Kuelebi, B .; Pecanha, V .; Castanhiera, BG; Nitta, A .; Costa, JES; Winget, DE; Kanaan, A .; Fraga, L. (2013). "Estrellas enanas blancas magnéticas en el Sloan Digital Sky Survey". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 429 (4): 2934–2944. arXiv : 1211.5709 . Código bibliográfico : 2013MNRAS.429.2934K . doi : 10.1093 / mnras / sts522 . S2CID  53316287 .
  97. ^ Landstreet, JD; Bagnulo, S .; Valyavin, GG; Fossati, L .; Jordan, S .; Monin, D .; Wade, GA (2012). "Sobre la incidencia de campos magnéticos débiles en enanas blancas DA". Astronomía y Astrofísica . 545 (A30): 9pp. arXiv : 1208,3650 . Bibcode : 2012A & A ... 545A..30L . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201219829 . S2CID  55153825 .
  98. ^ Liebert, James; Bergeron, P .; Holberg, JB (2003). "La verdadera incidencia del magnetismo entre las enanas blancas de campo". El diario astronómico . 125 (1): 348–353. arXiv : astro-ph / 0210319 . Código Bibliográfico : 2003AJ .... 125..348L . doi : 10.1086 / 345573 . S2CID  9005227 .
  99. ^ Buckley, DAH; Meintjes, PJ; Potter, SB; Marsh, TR; Gänsicke, BT (23 de enero de 2017). "Evidencia polarimétrica de un púlsar enano blanco en el sistema binario AR Scorpii". Astronomía de la naturaleza . 1 (2): 0029. arXiv : 1612.03185 . Código Bib : 2017NatAs ... 1E..29B . doi : 10.1038 / s41550-016-0029 . S2CID  15683792 .
  100. ^ Merali, Zeeya (19 de julio de 2012). "Las estrellas acercan a los átomos" . Nature News & Comment. Naturaleza . doi : 10.1038 / nature.2012.11045 . Archivado desde el original el 20 de julio de 2012 . Consultado el 21 de julio de 2012 .
  101. ^ "Variables ZZ Ceti" . Centre deDonnées astronomiques de Strasbourg . Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables. Archivado desde el original el 5 de febrero de 2007 . Consultado el 6 de junio de 2007 .
  102. ^ a b c Quirion, P.-O .; Fontaine, G .; Brassard, P. (2007). "Mapeo de los dominios de inestabilidad de estrellas GW Vir en el diagrama de gravedad de superficie-temperatura efectiva" . La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 171 (1): 219–248. Código bibliográfico : 2007ApJS..171..219Q . doi : 10.1086 / 513870 .
  103. ^ Lawrence, GM; Ostriker, JP; Hesser, JE (1967). "Oscilaciones estelares de período ultracorto. I. Resultados de enanas blancas, viejas novas, estrellas centrales de nebulosas planetarias, 3c 273 y Scorpius XR-1". El diario astrofísico . 148 : L161. Código Bibliográfico : 1967ApJ ... 148L.161L . doi : 10.1086 / 180037 .
  104. ^ Landolt, AU (1968). "Una nueva variable azul de período corto". El diario astrofísico . 153 : 151. Código Bibliográfico : 1968ApJ ... 153..151L . doi : 10.1086 / 149645 .
  105. ^ Nagel, T .; Werner, K. (2004). "Detección de pulsaciones de modo g no radiales en la estrella recién descubierta PG 1159 HE 1429-1209". Astronomía y Astrofísica . 426 (2): L45. arXiv : astro-ph / 0409243 . Bibcode : 2004A & A ... 426L..45N . doi : 10.1051 / 0004-6361: 200400079 . S2CID  9481357 .
  106. ^ O'Brien, MS (2000). "El alcance y la causa de la franja de inestabilidad de la enana pre-blanca". El diario astrofísico . 532 (2): 1078–1088. arXiv : astro-ph / 9910495 . Código Bibliográfico : 2000ApJ ... 532.1078O . doi : 10.1086 / 308613 . S2CID  115958740 .
  107. ^ Winget, DE (1998). "Astrosismología de estrellas enanas blancas". Revista de física: materia condensada . 10 (49): 11247–11261. Código bibliográfico : 1998JPCM ... 1011247W . doi : 10.1088 / 0953-8984 / 10/49/014 .
  108. ^ a b Heger, A .; Freidora, CL; Woosley, SE; Langer, N .; Hartmann, DH (2003). "Cómo las estrellas individuales masivas terminan su vida". El diario astrofísico . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph / 0212469 . Código bibliográfico : 2003ApJ ... 591..288H . doi : 10.1086 / 375341 . S2CID  59065632 .
  109. ^ Napiwotzki, Ralf (2009). "La población galáctica de enanas blancas". Revista de física . Serie de conferencias. 172 (1): 012004. arXiv : 0903.2159 . Código bibliográfico : 2009JPhCS.172a2004N . doi : 10.1088 / 1742-6596 / 172/1/012004 . S2CID  17521113 .
  110. ^ Laughlin, G .; Bodenheimer, P .; Adams, Fred C. (1997). "El final de la secuencia principal" . El diario astrofísico . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997ApJ ... 482..420L . doi : 10.1086 / 304125 .
  111. ^ a b Jeffery, Simon. "Estrellas más allá de la madurez" . Archivado desde el original el 4 de abril de 2015 . Consultado el 3 de mayo de 2007 .
  112. ^ Sarna, MJ; Ergma, E .; Gerškevitš, J. (2001). "Evolución de la enana blanca del núcleo de helio, incluidas las compañeras enanas blancas de las estrellas de neutrones". Astronomische Nachrichten . 322 (5–6): 405–410. Código bibliográfico : 2001AN .... 322..405S . doi : 10.1002 / 1521-3994 (200112) 322: 5/6 <405 :: AID-ASNA405> 3.0.CO; 2-6 .
  113. ^ Benvenuto, OG; De Vito, MA (2005). "La formación de enanas blancas de helio en sistemas binarios cercanos - II" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 362 (3): 891–905. Código bibliográfico : 2005MNRAS.362..891B . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09315.x .
  114. ^ Nelemans, G .; Tauris, TM (1998). "Formación de enanas blancas individuales inframasivas y la influencia de los planetas en la evolución estelar tardía". Astronomía y Astrofísica . 335 : L85. arXiv : astro-ph / 9806011 . Bibcode : 1998A y A ... 335L..85N .
  115. ^ "La dieta del planeta ayuda a las enanas blancas a mantenerse jóvenes y esbeltas" . Nuevo científico . No. 2639. 18 de enero de 2008. Archivado desde el original el 20 de abril de 2010 . Consultado el 18 de septiembre de 2017 .
  116. ^ Dhillon, Vik. "La evolución de las estrellas de baja masa" . notas de conferencias, Física 213. Universidad de Sheffield. Archivado desde el original el 7 de noviembre de 2012 . Consultado el 3 de mayo de 2007 .
  117. ^ Dhillon, Vik. "La evolución de las estrellas de gran masa" . notas de conferencias, Física 213. Universidad de Sheffield. Archivado desde el original el 7 de noviembre de 2012 . Consultado el 3 de mayo de 2007 .
  118. ^ Schaffner-Bielich, Jürgen (2005). "Extraña materia de quarks en las estrellas: una descripción general". Journal of Physics G: Física nuclear y de partículas . 31 (6): S651 – S657. arXiv : astro-ph / 0412215 . Código bibliográfico : 2005JPhG ... 31S.651S . doi : 10.1088 / 0954-3899 / 31/6/004 . S2CID  118886040 .
  119. ^ Nomoto, K. (1984). "Evolución de 8-10 estrellas de masa solar hacia supernovas de captura de electrones. I - Formación de núcleos de O + NE + MG degenerados por electrones" . El diario astrofísico . 277 : 791. Código Bibliográfico : 1984ApJ ... 277..791N . doi : 10.1086 / 161749 .
  120. ^ Woosley, SE; Heger, A .; Weaver, TA (2002). "La evolución y explosión de estrellas masivas". Reseñas de Física Moderna . 74 (4): 1015–1071. Código Bibliográfico : 2002RvMP ... 74.1015W . doi : 10.1103 / RevModPhys.74.1015 .
  121. ^ Werner, K .; Rauch, T .; Barstow, MA; Kruk, JW (2004). "Espectroscopía Chandra y FUSE del núcleo estelar desnudo caliente H? 1504 + 65". Astronomía y Astrofísica . 421 (3): 1169-1183. arXiv : astro-ph / 0404325 . Bibcode : 2004A y A ... 421.1169W . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20047154 . S2CID  2983893 .
  122. ^ Livio, Mario; Truran, James W. (1994). "Sobre la interpretación y las implicaciones de las abundancias de novas: una abundancia de riquezas o una sobreabundancia de enriquecimientos" . El diario astrofísico . 425 : 797. Código Bibliográfico : 1994ApJ ... 425..797L . doi : 10.1086 / 174024 .
  123. ^ Jordan, George C. IV .; Perets, Hagai B .; Fisher, Robert T .; van Rossum, Daniel R. (2012). "Supernovas de detonación fallida: supernovas de Ia subluminosas de baja velocidad y sus enanas blancas remanentes pateadas con núcleos ricos en hierro". Las cartas de la revista astrofísica . 761 (2): L23. arXiv : 1208.5069 . Código bibliográfico : 2012ApJ ... 761L..23J . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 761/2 / L23 . S2CID  119203015 .
  124. ^ Panei, JA; Althaus, LG; Benvenuto, OG (2000). "La evolución de las enanas blancas con núcleo de hierro". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 312 (3): 531–539. arXiv : astro-ph / 9911371 . Código Bibliográfico : 2000MNRAS.312..531P . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03236.x . S2CID  17854858 .
  125. ^ a b c Adams, Fred C .; Laughlin, Gregory (1997). "Un universo moribundo: el destino a largo plazo y la evolución de los objetos astrofísicos". Reseñas de Física Moderna . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph / 9701131 . Código Bibliográfico : 1997RvMP ... 69..337A . doi : 10.1103 / RevModPhys.69.337 . S2CID  12173790 .
  126. ^ Seager, S .; Kuchner, M .; Hier-Majumder, C .; Militzer, B. (19 de julio de 2007). "Relaciones masa-radio para exoplanetas sólidos". The Astrophysical Journal (publicado en noviembre de 2007). 669 (2): 1279–1297. arXiv : 0707.2895 . Código Bibliográfico : 2007ApJ ... 669.1279S . doi : 10.1086 / 521346 . S2CID  8369390 .
  127. ^ Lemonick, Michael (26 de agosto de 2011). "Los científicos descubren un diamante tan grande como un planeta" . Revista Time . Archivado desde el original el 24 de agosto de 2013 . Consultado el 18 de junio de 2015 .
  128. ^ "Hubble encuentra estrellas muertas" contaminadas "con restos planetarios" . Comunicado de prensa de la ESA / Hubble . Archivado desde el original el 9 de junio de 2013 . Consultado el 10 de mayo de 2013 .
  129. ^ "Cometa cayendo en enana blanca (impresión del artista)" . www.spacetelescope.org . Archivado desde el original el 15 de febrero de 2017 . Consultado el 14 de febrero de 2017 .
  130. ^ "El choque de cometas levanta una neblina polvorienta" . BBC News . 13 de febrero de 2007. Archivado desde el original el 16 de febrero de 2007 . Consultado el 20 de septiembre de 2007 .
  131. ^ Su, KYL; Chu, Y.-H .; Rieke, GH; Huggins, PJ; Gruendl, R .; Napiwotzki, R .; Rauch, T .; Latter, WB; Volk, K. (2007). "¿Un disco de escombros alrededor de la estrella central de la nebulosa Helix?". El diario astrofísico . 657 (1): L41. arXiv : astro-ph / 0702296 . Código Bibliográfico : 2007ApJ ... 657L..41S . doi : 10.1086 / 513018 . S2CID  15244406 .
  132. ^ Alcance, William T .; Kuchner, Marc J .; Von Hippel, Ted; Burrows, Adam; Mullally, Fergal; Kilic, Mukremin; Winget, DE (2005). "La nube de polvo alrededor de la White Dwarf G29-38". El diario astrofísico . 635 (2): L161. arXiv : astro-ph / 0511358 . Código Bibliográfico : 2005ApJ ... 635L.161R . doi : 10.1086 / 499561 . S2CID  119462589 .
  133. ^ Sion, Edward M .; Holberg, JB; Oswalt, Terry D .; McCook, George P .; Wasatonic, Richard (2009). "Las enanas blancas dentro de 20 parsécs del sol: cinemática y estadística". El diario astronómico . 138 (6): 1681-1689. arXiv : 0910.1288 . Código Bibliográfico : 2009AJ .... 138.1681S . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 138/6/1681 . S2CID  119284418 .
  134. ^ Li, Jianke; Ferrario, Lilia; Wickramasinghe, Dayal (1998). "Planetas alrededor de las enanas blancas" . Cartas de revistas astrofísicas . 503 (1): L151. Código bibliográfico : 1998ApJ ... 503L.151L . doi : 10.1086 / 311546 . pag. L51.
  135. ^ Debes, John H .; Walsh, Kevin J .; Stark, Christopher (24 de febrero de 2012). "El vínculo entre sistemas planetarios, enanas blancas polvorientas y enanas blancas contaminadas por metales". El diario astrofísico . 747 (2): 148. arXiv : 1201.0756 . Código bibliográfico : 2012ApJ ... 747..148D . doi : 10.1088 / 0004-637X / 747/2/148 . ISSN  0004-637X . S2CID  118688656 .
  136. ^ Veras, Dimitri; Gänsicke, Boris T. (21 de febrero de 2015). "Planetas cercanos detectables alrededor de enanas blancas mediante desempaquetado tardío". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 447 (2): 1049–1058. arXiv : 1411.6012 . Código bibliográfico : 2015MNRAS.447.1049V . doi : 10.1093 / mnras / stu2475 . ISSN  0035-8711 . S2CID  119279872 .
  137. ^ Frewen, SFN; Hansen, BMS (11 de abril de 2014). "Planetas excéntricos y evolución estelar como causa de enanas blancas contaminadas". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 439 (3): 2442–2458. arXiv : 1401.5470 . Código bibliográfico : 2014MNRAS.439.2442F . doi : 10.1093 / mnras / stu097 . ISSN  0035-8711 . S2CID  119257046 .
  138. ^ Bonsor, Amy; Gänsicke, Boris T .; Veras, Dimitri; Villaver, Eva; Mustill, Alexander J. (21 de mayo de 2018). "Sistemas planetarios de baja masa inestables como impulsores de la contaminación de las enanas blancas". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 476 (3): 3939–3955. arXiv : 1711.02940 . Código Bibliográfico : 2018MNRAS.476.3939M . doi : 10.1093 / mnras / sty446 . ISSN  0035-8711 . S2CID  4809366 .
  139. ^ Gänsicke, Boris T .; Holman, Matthew J .; Veras, Dimitri; Payne, Matthew J. (21 de marzo de 2016). "Exolunas liberadoras en sistemas planetarios enanos blancos". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 457 (1): 217–231. arXiv : 1603.09344 . Código bibliográfico : 2016MNRAS.457..217P . doi : 10.1093 / mnras / stv2966 . ISSN  0035-8711 . S2CID  56091285 .
  140. ^ Rebassa-Mansergas, Alberto; Xu (许 偲 艺), Siyi; Veras, Dimitri (21 de enero de 2018). "La separación crítica de estrellas binarias para el origen de un sistema planetario de contaminación enana blanca". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 473 (3): 2871–2880. arXiv : 1708.05391 . Código Bib : 2018MNRAS.473.2871V . doi : 10.1093 / mnras / stx2141 . ISSN  0035-8711 . S2CID  55764122 .
  141. ^ Becklin, EE; Zuckerman, B .; Farihi, J. (10 de febrero de 2008). "Observaciones de Spitzer IRAC de enanas blancas. I. Polvo caliente en degenerados ricos en metales". El diario astrofísico . 674 (1): 431–446. arXiv : 0710.0907 . Código Bibliográfico : 2008ApJ ... 674..431F . doi : 10.1086 / 521715 . ISSN  0004-637X . S2CID  17813180 .
  142. ^ Debes, John H .; Thévenot, Melina; Kuchner, Marc J .; Burgasser, Adam J .; Schneider, Adam C .; Meisner, Aaron M .; Gagné, Jonathan; Faherty, Jacqueline K .; Rees, Jon M. (19 de febrero de 2019). "Una enana blanca de 3 años con polvo caliente descubierta a través de los mundos del patio trasero: proyecto de ciencia ciudadana del planeta 9". El diario astrofísico . 872 (2): L25. arXiv : 1902.07073 . Código Bibliográfico : 2019ApJ ... 872L..25D . doi : 10.3847 / 2041-8213 / ab0426 . ISSN  2041-8213 . S2CID  119359995 .
  143. ^ Lemonick, Michael D. (21 de octubre de 2015). "Zombie Star Caught Festing on Asteroids" . Noticias de National Geographic . Archivado desde el original el 24 de octubre de 2015 . Consultado el 22 de octubre de 2015 .
  144. ^ a b c Vanderburg, Andrew; Johnson, John Asher; Rappaport, Saul; Bieryla, Allyson; Irwin, Jonathan; Lewis, John Arban; Kipping, David; Brown, Warren R .; Dufour, Patrick (22 de octubre de 2015). "Un planeta menor en desintegración que transita una enana blanca". Naturaleza . 526 (7574): 546–549. arXiv : 1510.06387 . Bibcode : 2015Natur.526..546V . doi : 10.1038 / nature15527 . PMID  26490620 . S2CID  4451207 .
  145. ^ Wang, Ting-Gui; Jiang, Ning; Ge, Jian; Cutri, Roc M .; Jiang, Peng; Sheng, Zhengfeng; Zhou, Hongyan; Bauer, James; Mainzer, Amy; Wright, Edward L. (9 de octubre de 2019). "Un estallido de infrarrojo medio en curso en la enana blanca 0145 + 234: captura en acción de la interrupción de la marea de un exoasteroide?". arXiv : 1910.04314 [ astro-ph.SR ].
  146. ^ Gänsicke, Boris T .; Schreiber, Matthias R .; Toloza, Odette; Gentile Fusillo, Nicola P .; Koester, Detlev; Manser, Christopher J. "Acreción de un planeta gigante en una enana blanca" (PDF) . ESO . Archivado (PDF) desde el original el 4 de diciembre de 2019 . Consultado el 11 de diciembre de 2019 .
  147. ^ Vanderburg, Andrew; et al. (16 de septiembre de 2020). "Un candidato a planeta gigante en tránsito por una enana blanca" . Naturaleza . 585 (7825): 363–367. arXiv : 2009.07282 . Código Bib : 2020Natur.585..363V . doi : 10.1038 / s41586-020-2713-y . hdl : 1721,1 / 129733 . PMID  32939071 . S2CID  221738865 . Consultado el 17 de septiembre de 2020 .
  148. ^ Chou, felicia; Andreoli, Claire; Cofield, Calia (16 de septiembre de 2020). "Las misiones de la NASA espían el primer planeta posible abrazando una ceniza estelar" . NASA . Consultado el 17 de septiembre de 2020 .
  149. ^ Gary, Bruce L. (17 de septiembre de 2020). "Fotometría de curva de luz de tránsito WD 1856 + 534" . BruceGary.net . Consultado el 17 de septiembre de 2020 .
  150. ^ Agol, Eric (2011). "Estudios de tránsito de las tierras en las zonas habitables de las enanas blancas". Las cartas de la revista astrofísica . 635 (2): L31. arXiv : 1103.2791 . Código bibliográfico : 2011ApJ ... 731L..31A . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 731/2 / L31 . S2CID  118739494 .
  151. ^ Barnes, Rory; Heller, René (2011). "Planetas habitables alrededor de enanas blancas y marrones: los peligros de un enfriamiento primario" . Astrobiología . 13 (3): 279-291. arXiv : 1211.6467 . Código bibliográfico : 2013AsBio..13..279B . doi : 10.1089 / ast.2012.0867 . PMC  3612282 . PMID  23537137 .
  152. ^ Nordhaus, J .; Spiegel, DS (2013). "Sobre las órbitas de los compañeros de baja masa de las enanas blancas y el destino de los exoplanetas conocidos". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 432 (1): 500–505. arXiv : 1211.1013 . Código bibliográfico : 2013MNRAS.432..500N . doi : 10.1093 / mnras / stt569 . S2CID  119227364 .
  153. ^ Di Stefano, R .; Nelson, LA; Lee, W .; Madera, TH; Rappaport, S. (1997). "Fuentes luminosas de rayos X supersuaves como progenitores de tipo Ia". En P. Ruiz-Lapuente; R. Canal; J. Isern (eds.). Supernovas termonucleares . OTAN avanzada Ciencia Institutos (ASI) de la Serie C . Serie ASI de la OTAN: Ciencias matemáticas y físicas. 486 . Saltador. págs. 148-149. Código bibliográfico : 1997ASIC..486..147D . doi : 10.1007 / 978-94-011-5710-0_10 . ISBN 978-0-7923-4359-2.
  154. ^ Lopes de Oliveira, R .; Bruch, A .; Rodrigues, CV; de Oliveira, AS; Mukai, K. (2020). "CTCV J2056-3014: un polar intermedio débil de rayos X que alberga una enana blanca de giro extremadamente rápido". Las cartas de la revista astrofísica . 898 (2): L40. arXiv : 2007.13932 . Código Bib : 2020ApJ ... 898L..40L . doi : 10.3847 / 2041-8213 / aba618 .
  155. ^ Aguilar, David A .; Pulliam, Christine (16 de noviembre de 2010). "Los astrónomos descubren la fusión de sistemas estelares que podrían explotar" . Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica. Archivado desde el original el 9 de abril de 2011 . Consultado el 16 de febrero de 2011 .
  156. ^ Aguilar, David A .; Pulliam, Christine (13 de julio de 2011). "Estrellas evolucionadas encerradas en una danza fatalista" . Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica. Archivado desde el original el 15 de julio de 2011 . Consultado el 17 de julio de 2011 .
  157. ^ Yoon, S.-C .; Langer, N. (2004). "Evolución presupernova de enanas blancas en crecimiento con rotación". Astronomía y Astrofísica . 419 (2): 623–644. arXiv : astro-ph / 0402287 . Bibcode : 2004A & A ... 419..623Y . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20035822 . S2CID  2963085 .
  158. ^ Blinnikov, SI; Röpke, FK; Sorokina, EI; Gieseler, M .; Reinecke, M .; Travaglio, C .; Hillebrandt, W .; Stritzinger, M. (2006). "Curvas de luz teóricas para modelos de deflagración de supernova tipo Ia". Astronomía y Astrofísica . 453 (1): 229–240. arXiv : astro-ph / 0603036 . Bibcode : 2006A & A ... 453..229B . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20054594 . S2CID  15493284 .
  159. ^ O'Neill, Ian (6 de septiembre de 2011). "No ralentices a la enana blanca, podrías explotar" . Discovery Communications, LLC. Archivado desde el original el 24 de enero de 2012.
  160. ^ González Hernández, JI; Ruiz-Lapuente, P .; Tabernero, HM; Montes, D .; Canal, R .; Méndez, J .; Bedin, LR (2012). "No supervivientes compañeros evolucionados del progenitor de SN 1006". Naturaleza . 489 (7417): 533–536. arXiv : 1210.1948 . Código Bibliográfico : 2012Natur.489..533G . doi : 10.1038 / nature11447 . PMID  23018963 . S2CID  4431391 .
  161. ^ Krause, Oliver; et al. (2008). "La supernova de Tycho Brahe de 1572 como un tipo Ia estándar como lo revela su espectro de luz-eco". Naturaleza . 456 (7222): 617–619. arXiv : 0810.5106 . Código Bib : 2008Natur.456..617K . doi : 10.1038 / nature07608 . PMID  19052622 . S2CID  4409995 .
  162. ^ "Variables cataclísmicas" . hoja de hechos. ¡Imagina el Universo !. NASA Goddard. Archivado desde el original el 9 de julio de 2007 . Consultado el 4 de mayo de 2007 .
  163. ^ a b "Introducción a las Variables Cataclísmicas (CV)" . hoja de hechos. NASA Goddard. Archivado desde el original el 8 de junio de 2012 . Consultado el 4 de mayo de 2007 .
  164. ^ Giammichele, N .; Bergeron, P .; Dufour, P. (abril de 2012), "Conozca su vecindario: un modelo detallado de análisis de la atmósfera de las enanas blancas cercanas", The Astrophysical Journal Supplement , 199 (2): 35, arXiv : 1202.5581 , Bibcode : 2012ApJS..199 ... 29G , doi : 10.1088 / 0067-0049 / 199/2/29  , S2CID 118304737 , 29.
  165. ^ Delfosse, X .; Forveille, T .; Beuzit, J.-L .; Udry, S .; Mayor, M .; Perrier, C. (1 de diciembre de 1998). "Nuevos vecinos. I. 13 nuevos compañeros de enanos M cercanos". Astronomía y Astrofísica . 334 : 897. arXiv : astro-ph / 9812008 . Bibcode : 1999A & A ... 344..897D .

General

  • Kawaler, SD (1997). "Estrellas enanas blancas". En Kawaler, SD; Novikov, I .; Srinivasan, G. (eds.). Restos estelares . 1997. ISBN 978-3-540-61520-0.
  • Kepler, SO; Pelisoli, I .; Koester, D .; Ourique, G .; Kleinman, SJ; Romero, AD; Nitta, A .; Eisenstein, DJ; CostaJ. ES; Külebi, B .; Jordan, S .; Dufour, P .; Paolo Giommi, P .; Rebassa-Mansergas, A. " Nuevas estrellas enanas blancas en el lanzamiento de datos de Sloan Digital Sky Survey 10 ". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica , 446, 4, 01-02-2015, pág. 4078–4087. DOI: 10.1093 / mnras / stu2388 . ISSN: 1365–2966.
  • Rebassa-Mansergas, A .; Gänsicke, BT; Rodríguez-Gil, P .; Schreiber, MR; Koester, D. (28 de noviembre de 2007). " Post-binarios de sobre común de SDSS - I. 101 binarios de secuencia principal de enana blanca con múltiples espectroscopía Sloan Digital Sky Survey: binarios de post-sobre-común de SDSS ". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 382 (4): 1377-1393. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2007.12288.x.

Física

  • Agujeros negros, enanas blancas y estrellas de neutrones: la física de los objetos compactos , Stuart L. Shapiro y Saul A. Teukolsky, Nueva York: Wiley, 1983. ISBN  0-471-87317-9 .
  • Koester, D; Chanmugam, G (1990). "Física de las estrellas enanas blancas" . Informes sobre avances en física . 53 (7): 837–915. Código Bibliográfico : 1990RPPh ... 53..837K . doi : 10.1088 / 0034-4885 / 53/7/001 . S2CID  122582479 .
  • Gentile, Dave (1995). Estrellas enanas blancas y el límite de Chandrasekhar (tesis de maestría). Universidad DePaul .
  • "Estimación de parámetros estelares de equipartición de energía" . sciencebits.com . - Analiza cómo encontrar relaciones masa-radio y límites de masa para enanas blancas utilizando argumentos energéticos simples.

Variabilidad

  • Winget, DE (1998). "Astrosismología de estrellas enanas blancas". Revista de física: materia condensada . 10 (49): 11247–11261. Código bibliográfico : 1998JPCM ... 1011247W . doi : 10.1088 / 0953-8984 / 10/49/014 .

Campo magnético

  • Wickramasinghe, DT; Ferrario, Lilia (2000). "Magnetismo en enanas blancas aisladas y binarias" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 112 (773): 873–924. Código Bibliográfico : 2000PASP..112..873W . doi : 10.1086 / 316593 .

Frecuencia

  • Gibson, BK; Flynn, C (2001). "Enanas blancas y materia oscura". Ciencia . 292 (5525): 2211a. arXiv : astro-ph / 0104255 . doi : 10.1126 / science.292.5525.2211a . PMID  11423620 . S2CID  14080941 .

De observación

  • Provenzal, JL; Shipman, HL; Hog, Erik; Thejll, P. (1998). "Prueba de la relación masa-radio de la enana blanca con Hipparcos" . El diario astrofísico . 494 (2): 759–767. Código Bibliográfico : 1998ApJ ... 494..759P . doi : 10.1086 / 305238 .
  • Gates, Evalyn; Gyuk, Geza; Harris, Hugh C .; Subbarao, Mark; Anderson, Scott; Kleinman, SJ; Liebert, James; Brewington, Howard; et al. (2004). "Descubrimiento de nuevas enanas blancas ultracool en el Sloan Digital Sky Survey". El diario astrofísico . 612 (2): L129. arXiv : astro-ph / 0405566 . Código Bibliográfico : 2004ApJ ... 612L.129G . doi : 10.1086 / 424568 . S2CID  7570539 .
  • McCook, GP; Sion, EM (eds.). "Catálogo de White Dwarf WD" . Universidad de Villanova.
  • Dufour, P .; Liebert, J .; Fontaine, G .; Behara, N. (2007). "Estrellas enanas blancas con atmósferas de carbono". Naturaleza . 450 (7169): 522–4. arXiv : 0711.3227 . Código Bib : 2007Natur.450..522D . doi : 10.1038 / nature06318 . PMID  18033290 . S2CID  4398697 .

Imagenes

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