Enana Blanca
Una enana blanca es el remanente pequeño, extremadamente denso y caliente que queda después de que una estrella de masa baja o media desprende sus capas externas al final de su vida.
Definition
Una enana blanca es lo que queda de una estrella como el Sol después de morir: una bola pequeña, muy caliente y muy densa del tamaño aproximado de la Tierra que ya no produce nueva energía y se enfría lentamente durante miles de millones de años. Queda atrás cuando una estrella de hasta unas $8$ masas solares expulsa sus capas externas como nebulosa planetaria, exponiendo el núcleo caliente; una enana blanca típica contiene unas $0.6$ masas solares en un cuerpo aproximadamente del tamaño de la Tierra y brilla solo con calor remanente. Está sostenida contra la gravedad por la presión de degeneración electrónica, un efecto cuántico que no depende de la temperatura, y su interior de carbono-oxígeno alcanza densidades cercanas a $10^9\ \text{kg/m}^3$. El límite de Chandrasekhar de unas $1.4$ masas solares es lo máximo que la presión de degeneración puede sostener, y una enana blanca empujada por encima de ese límite por acreción de una compañera detona como supernova Tipo Ia.
Example
Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno, tiene una compañera enana blanca, Sirio B, con cerca de $1.0$ masas solares empacadas en un radio de unos $5{,}800\ \text{km}$, ligeramente menor que la Tierra. Su temperatura superficial es de unos $25{,}000^\circ\text{C}$, mucho más caliente que el Sol, y sin embargo es tenue porque es muy pequeña. Debido a que el radio de una enana blanca escala aproximadamente como $R \propto M^{-1/3}$, una enana blanca de $1.2$ masas solares es más pequeña que una de $0.6$ masas solares, y las supernovas Tipo Ia tienen brillos máximos casi uniformes porque todas explotan cerca del mismo límite de $1.4$ masas solares, lo cual las convierte en candelas estándar para distancias cósmicas.
Key Insight
Una cucharadita de material de enana blanca pesaría varias toneladas en la Tierra, lo cual muestra qué tan apretadamente está comprimida la materia de una estrella entera. Una enana blanca no es una brasa fría; comienza más caliente que la superficie del Sol y tarda más que la edad actual del universo en enfriarse. El límite de Chandrasekhar explica por qué el Sol terminará como enana blanca mientras que una estrella de $20$ masas solares no puede: por encima del límite ninguna cantidad de presión electrónica sostiene el núcleo, y solo queda una estrella de neutrones o un agujero negro.