Astronomía

¿Cuánta masa tendrá el Sol cuando se convierta en una enana blanca?

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En 4 mil millones de años, cuando nuestro Sol arroje todas sus capas de gas externas y se convierta en una enana blanca, ¿cuánta masa tendrá la enana blanca en comparación con la que tiene el sol hoy?

¿Los planetas seguirán orbitando de la misma manera, o la masa reducida hará que las trayectorias de los planetas cambien, de modo que eventualmente abandonen el sistema solar?


Respuesta corta:

El Sol perderá aproximadamente la mitad de su masa en el camino de convertirse en una enana blanca. La mayor parte de esta pérdida de masa ocurrirá en los últimos millones de años de su vida, durante la fase de Rama Gigante Asintótica (AGB). Al mismo tiempo, el radio orbital de la Tierra alrededor del Sol se multiplicará por dos (al igual que los planetas exteriores). Desafortunadamente para la Tierra, el radio del Sol también alcanzará alrededor de 2 au, por lo que estará tostado.

Existe la posibilidad de que la disminución de la energía de enlace y el aumento de la excentricidad de la Tierra y los planetas exteriores conduzcan a inestabilidades dinámicas que podrían conducir a la eyección planetaria. Esto depende en gran medida de la dependencia temporal exacta de la gran pérdida de masa tardía y de la alineación o no de los planetas en ese momento.

Respuesta larga:

Las estrellas con una masa inferior a aproximadamente 8 masas solares terminarán su vida como enanas blancas en una escala de tiempo que aumenta a medida que disminuye la masa inicial de su secuencia principal. Las enanas blancas que se forman son de menor masa que sus estrellas progenitoras de la secuencia principal, porque gran parte de la masa inicial de una estrella se pierde a través de los vientos estelares (particularmente durante la fase de rama gigante asintótica pulsante térmicamente) y la expulsión final de una nebulosa planetaria. Por lo tanto, la distribución actual de las masas de enanas blancas, que alcanza su punto máximo entre $0.6$ y $ 0.7 M _ { odot} $ y con una dispersión de $ sim 0.2 M _ { odot} $, refleja los estados finales de todas las estrellas de la secuencia principal con $0.9 , que han tenido tiempo de evolucionar y morir durante la vida de nuestra Galaxia.

La información más confiable que tenemos sobre la relación entre la masa de la secuencia principal inicial y la masa de la enana blanca final (la relación de masa inicial-final o IFMR) proviene de la medición de las propiedades de las enanas blancas en cúmulos de estrellas de edad conocida. La espectroscopia conduce a una estimación de la masa de la enana blanca. La masa inicial se estima calculando una secuencia principal más la vida útil de una rama gigante a partir de la diferencia entre la edad del cúmulo de estrellas y la edad de enfriamiento de la enana blanca. Los modelos estelares luego nos dicen la relación entre la secuencia principal más el tiempo de vida del gigante y la masa de la secuencia principal inicial, lo que conduce a un IFMR.

A continuación se muestra una compilación reciente de Kalirai (2013). Esto muestra que una estrella como el Sol, nacida con una masa inicial de $ 1 millón _ { odot} $ (o tal vez un por ciento o dos más, ya que el Sol ya ha perdido algo de masa), termina su vida como una enana blanca con $ M = 0.53 pm 0.03 M _ { odot} $. es decir, el Sol debería perder aproximadamente el 50% de su masa inicial en vientos estelares y (posiblemente) eyección de nebulosa planetaria.

En Adams et al., Se ofrece un tratamiento integral de lo que les sucede a los sistemas solares cuando la estrella central pierde masa de una manera dependiente del tiempo. (2013). Los casos más simples son inicialmente órbitas circulares donde la pérdida de masa tiene lugar en escalas de tiempo mucho más largas que el período orbital. A medida que avanza la pérdida de masa, la energía potencial gravitacional aumenta (se vuelve menos negativa) y, por lo tanto, la energía orbital total aumenta y la órbita se ensancha. Mas o menos, $ aM $ es una constante, donde $ a $ es el radio orbital, que es una simple consecuencia de la conservación del momento angular: por lo que la Tierra terminaría en una órbita de 2 au.

Sin embargo, en presencia de una excentricidad distinta de cero en la órbita inicial, o en el caso de una pérdida de masa rápida, como la que ocurre hacia el final de la fase AGB, las cosas se vuelven más impredecibles, y la excentricidad también aumenta. a medida que avanza la pérdida de masa. Esto tiene un efecto dominó cuando se considera la estabilidad dinámica de todo el sistema solar (evolucionado) y puede resultar en una eyección planetaria. Cuanto más rápida es la pérdida de masa, más impredecibles se vuelven las cosas.

El radio de una estrella AGB se puede calcular usando $ L = 4 pi R ^ 2 sigma T_ {eff} ^ {4} $. Las estrellas en la punta de la rama AGB tienen luminosidades de $ sim 10 ^ {4} L _ { odot} $ y $ T_ {eff} simeq 2500 K $, lo que lleva a probables radios de $ sim 2 $ au. Por lo tanto, es bastante probable que, a menos que la Tierra sea expulsada o tenga su órbita modificada significativamente por alguna inestabilidad dinámica, al igual que los planetas internos, terminará envuelta en la envoltura externa de la estrella AGB y en espiral hacia adentro ...

Incluso si escapara por poco de este destino inmediato, es muy probable que la disipación de las mareas extraiga rápidamente energía de la órbita y la Tierra se mueva en espiral hacia la envoltura del Sol gigante ... con el mismo resultado.


Bueno, en pocas palabras, el Sol ciertamente perderá al menos una cuarta parte de su masa. Esto se debe a que la mayor parte de la masa del Sol está centrada en su núcleo. Y dado que una enana blanca es solo el núcleo remanente de una estrella ... Oh, y antes de que el Sol se convierta en una enana blanca, pasa por la fase de "gigante roja", donde crece hasta aproximadamente el tamaño de la órbita de Marte. Todos los planetas se quemarán o dejarán de orbitar y dejarán de existir cuando se produzca la nova del Sol. Final feliz…


Masa solar

La masa solar ( METRO ) es una unidad estándar de masa en astronomía, equivalente a aproximadamente 2 × 10 30 kg. A menudo se utiliza para indicar las masas de otras estrellas, así como cúmulos estelares, nebulosas, galaxias y agujeros negros. Es aproximadamente igual a la masa del Sol. Esto equivale a aproximadamente dos no billones (escala corta) o dos quintillones (escala larga) de kilogramos:

La masa solar es aproximadamente 333000 veces la masa de la Tierra (M ), o 1047 veces la masa de Júpiter (M J).


El sol expulsa sus capas externas mientras se convierte en una enana blanca

Sí, pero eso no niega la idea de ukmicky. El pozo de gravedad de Júpiter será el receptor de una parte de ese gas y plasma expulsados. La pregunta es, ¿cuánto atraerá?

Sin embargo, sospecho que todavía habrá 2 problemas.
1] la materia expulsada está demasiado caliente y se mueve rápidamente para ser capturada
2] Júpiter se calentará por la presión y el viento y, de hecho, comenzará a perder su propia atmósfera.

Leí que al comienzo del proceso la velocidad de los gases provenientes del sol viajará lentamente a solo unas pocas millas por segundo y solo más tarde alcanzará miles de millas por segundo. si eso es cierto, ¿no tendría Júpiter su oportunidad?


PD: solo soy un aficionado interesado y la mayor parte de mi información proviene de la web

Usando la fórmula del área de una esfera, una esfera con un radio de 1 distancia entre Júpiter y el Sol tendría un área de superficie de 7.6e24 metros cuadrados
Usando la fórmula del área de un círculo, el disco de Júpiter, con su diámetro de 142984000 metros intercepta 1.6e16 metros cuadrados de esta esfera. Entonces, el disco de Júpiter intercepta 1.6e16 / 7.6e24 o 0.00000021% de esta esfera.

El sol pesa 2e30 kg. 00000021% de esto es 4.2e23kg, aproximadamente 1/10 de la masa de la Tierra. Júpiter es 317 veces más masivo que la Tierra.

Entonces, si todo el Sol explotara y la gravedad de Júpiter no tirara más allá de lo que estaba destinado a chocar con Júpiter, Júpiter solo ganaría 1/3170 de la masa de Júpiter al interceptar el gas solar que pasa. Pero todo el Sol no explotará y, debido a su gravedad, Júpiter atraerá más masa de la que simplemente interceptaría. Pero Júpiter necesitaría ser unas 100 veces más masivo para convertirse en una estrella. Por lo tanto, no hay forma de que Júpiter encienda la fusión.


Mesa de respuesta

El Sol perderá aproximadamente la mitad de su masa en el camino de convertirse en una enana blanca. La mayor parte de esta pérdida de masa ocurrirá en los últimos millones de años de su vida, durante la fase de Rama Gigante Asintótica (AGB). Al mismo tiempo, el radio orbital de la Tierra alrededor del Sol se multiplicará por dos (al igual que los planetas exteriores). Desafortunadamente para la Tierra, el radio del Sol también alcanzará alrededor de 2 au, por lo que estará tostado.

Existe la posibilidad de que la disminución de la energía de enlace y el aumento de la excentricidad de la Tierra y los planetas exteriores conduzcan a inestabilidades dinámicas que podrían conducir a la eyección planetaria. Esto depende en gran medida de la dependencia temporal exacta de la gran pérdida de masa tardía y de la alineación o no de los planetas en ese momento.

Respuesta larga:

Las estrellas con una masa inferior a aproximadamente 8 masas solares terminarán su vida como enanas blancas en una escala de tiempo que aumenta a medida que disminuye la masa inicial de su secuencia principal. Las enanas blancas que se forman son de menor masa que sus estrellas progenitoras de la secuencia principal, porque gran parte de la masa inicial de una estrella se pierde a través de los vientos estelares (particularmente durante la fase de rama gigante asintótica pulsante térmicamente) y la expulsión final de una nebulosa planetaria. Por lo tanto, la distribución actual de las masas de enanas blancas, que alcanza un pico entre .6 $ y .7 M_$ y con una dispersión de $ sim 0.2 M_$, refleja los estados finales de todas las estrellas de la secuencia principal con .9 & ltM / M_& lt8 M_$, que han tenido tiempo de evolucionar y morir durante la vida de nuestra Galaxia.

La información más confiable que tenemos sobre la relación entre la masa de la secuencia principal inicial y la masa de la enana blanca final (la relación de masa inicial-final o IFMR) proviene de medir las propiedades de las enanas blancas en cúmulos de estrellas de edad conocida. La espectroscopia conduce a una estimación de la masa de la enana blanca. La masa inicial se estima calculando una secuencia principal más la vida útil de una rama gigante a partir de la diferencia entre la edad del cúmulo de estrellas y la edad de enfriamiento de la enana blanca. Los modelos estelares luego nos dicen la relación entre la secuencia principal más el tiempo de vida del gigante y la masa de la secuencia principal inicial, lo que conduce a un IFMR.

A continuación se muestra una compilación reciente de Kalirai (2013). Esto muestra que una estrella como el Sol, nacida con una masa inicial de $ 1M_$ (o tal vez un por ciento o dos más), termina su vida como una enana blanca con $ M = 0.53 pm 0.03
METRO_PS es decir, el Sol debería perder aproximadamente el 50% de su masa inicial en vientos estelares y (posiblemente) eyección de nebulosa planetaria.

En Adams et al., Se ofrece un tratamiento integral de lo que les sucede a los sistemas solares cuando la estrella central pierde masa de una manera dependiente del tiempo. (2013). Los casos más simples son inicialmente órbitas circulares donde la pérdida de masa tiene lugar en escalas de tiempo mucho más largas que el período orbital. A medida que avanza la pérdida de masa, la energía potencial gravitacional aumenta (se vuelve menos negativa) y, por lo tanto, la energía orbital total aumenta y la órbita se ensancha. En términos generales, $ aM $ es una constante, donde $ a $ es el radio orbital: por lo que el Sol terminaría en una órbita de 2 au.

Sin embargo, en presencia de una excentricidad distinta de cero en la órbita inicial, o en el caso de una rápida pérdida de masa, como la que ocurre hacia el final de la fase AGB, las cosas se vuelven más impredecibles, y la excentricidad también aumenta. a medida que avanza la pérdida de masa. Esto tiene un efecto dominó cuando se considera la estabilidad dinámica de todo el sistema solar (evolucionado) y puede resultar en una eyección planetaria. Cuanto más rápida es la pérdida de masa, más impredecibles se vuelven las cosas.

El radio de una estrella AGB se puede calcular usando $ L = 4pi R ^ 2 sigma T_^ <4> $. Las estrellas en la punta de la rama AGB tienen luminosidades de $ sim 10 ^ <4> L_$ y $ T_ simeq 2500 K $, lo que conduce a radios probables de $ sim 2 $ au. Por lo tanto, es muy probable que, a menos que la Tierra sea expulsada o tenga su órbita modificada significativamente por alguna inestabilidad dinámica, al igual que los planetas internos, terminará envuelta en la envoltura externa de la estrella AGB y en espiral hacia adentro.


¿Cuánta masa tendrá el Sol cuando se convierta en una enana blanca? - Astronomía

25.000 Kelvin. Sirio A (una estrella normal dos veces más masiva que el Sol) es la fuente débil en la parte superior derecha. En una imagen óptica, Sirius A parecería 10.000 veces más brillante que Sirius B.
Crédito: NASA / CXC / SAO

Las estrellas enanas blancas marcan el punto final evolutivo de estrellas de masa baja a intermedia como nuestro Sol. Los procesos de fusión en los núcleos de estas estrellas cesan una vez que el helio se ha convertido en carbono, ya que el núcleo de carbono que se contrae no alcanza una temperatura lo suficientemente alta como para encenderse. En cambio, se contrae hasta que comprime todos sus electrones en el espacio más pequeño posible que pueden ocupar. La presión de electrones resultante surge debido a los efectos de la mecánica cuántica y evita que la gravedad comprima aún más el núcleo. Por lo tanto, una enana blanca se apoya en la presión de los electrones en lugar de la generación de energía en su núcleo.

Una vez que el núcleo ha dejado de contraerse, la enana blanca tiene una temperatura de más de 100.000 Kelvin y brilla a través del calor residual. Estas jóvenes enanas blancas suelen iluminar las capas externas de la estrella original expulsada durante la fase de gigante roja y crean una nebulosa planetaria. Esta radiación continua de la enana blanca, junto con la falta de una fuente de energía interna, significa que la enana blanca comienza a enfriarse. Eventualmente, después de cientos de miles de millones de años, la enana blanca se enfriará a temperaturas a las que ya no es visible y se convertirá en una enana negra. Con escalas de tiempo tan largas para el enfriamiento (debido principalmente a la pequeña área de superficie a través de la cual irradia la estrella), y con la edad del Universo actualmente estimada en 13,7 mil millones de años, incluso las enanas blancas más antiguas todavía irradian a temperaturas de unos pocos miles de Kelvin, y las enanas negras siguen siendo entidades hipotéticas.

Debido a sus altas temperaturas y su pequeño tamaño, las enanas blancas se encuentran debajo de la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Las estrellas enanas blancas son objetos extremos que tienen aproximadamente el mismo tamaño que la Tierra. Tienen densidades típicamente alrededor de 10 9 kg / m 3 (la Tierra tiene una densidad de alrededor de 5 & # 21510 3 kg / m 3) lo que significa que una cucharadita de material enano blanco pesaría varias toneladas. La forma más fácil de imaginarse esto es imaginarse comprimiendo la masa del Sol en un objeto del tamaño de la Tierra. El resultado es que la gravedad en la superficie de la enana blanca es más de 100.000 veces la que experimentamos aquí en la Tierra, y esto empuja la atmósfera de la estrella hacia una capa superficial extremadamente delgada de solo unos pocos cientos de metros de altura.

Otra propiedad curiosa de las enanas blancas es que cuanto más masa tienen, más pequeñas son. El límite de Chandrasekhar de alrededor de 1,4 masas solares es el límite superior teórico de la masa que una enana blanca puede tener y seguir siendo una enana blanca. Más allá de esta masa, la presión de los electrones ya no puede soportar la estrella y se colapsa a un estado aún más denso, ya sea una estrella de neutrones o un agujero negro. La enana blanca más pesada observada tiene una masa de alrededor de 1,2 masas solares, mientras que la más ligera pesa solo alrededor de 0,15 masas solares.

No todas las enanas blancas existen de forma aislada, y una enana blanca que está acumulando material de una estrella compañera en un sistema binario puede dar lugar a varios fenómenos eruptivos diferentes. Las variables cataclísmicas resultan de la acumulación de una capa superficial pesada de hidrógeno en una enana blanca o de inestabilidades en el proceso de acreción, mientras que se cree que las supernovas de Tipo Ia son la explosión de una estrella enana blanca que ha excedido el límite de Chandrasekhar.

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¿Cuánta masa tendrá el Sol cuando se convierta en una enana blanca? - Astronomía

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Preguntas frecuentes

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¿Qué es una enana blanca?

Una enana blanca es un tipo de estrella que contiene tanta materia como el Sol, pero empaquetada en un tamaño comparable al de la Tierra. Se cree que la mayoría de las enanas blancas están compuestas principalmente de carbono y oxígeno.

En estrellas como el Sol, el empuje hacia adentro de la gravedad se equilibra con el empuje hacia afuera del hidrógeno de alta temperatura en el centro que se fusiona en helio y libera energía en el proceso. No hay fusión nuclear en una enana blanca. En cambio, la fuerza que se opone a la gravedad se llama "presión de degeneración de electrones".

¿Qué aspecto tiene una enana blanca?

Una enana blanca se parece más o menos a cualquier otra estrella: un pequeño punto de luz.

Los astrónomos distinguen a las enanas blancas de otras estrellas de dos maneras: (1) dado que son estrellas débiles, solo podemos ver las cercanas, y las estrellas cercanas parecen moverse en relación con las estrellas de fondo (2) emiten la mayor parte de su luz en el parte azul del espectro.

Para obtener una vista espectacular de una enana blanca en el centro de una capa de gas expulsada, eche un vistazo a esto.

¿Quién descubrió la primera enana blanca?

La primera enana blanca jamás observada se llama "Sirius B" y fue descubierta por Alvan Clark (un fabricante de telescopios) en 1862.

¿Cómo se convierte una estrella en enana blanca?

El proceso exacto para que una estrella se convierta en una enana blanca depende de la masa de la estrella, pero todas las estrellas menos masivas que aproximadamente 8 veces la masa del Sol (99% de todas las estrellas) eventualmente se convertirán en enanas blancas.

Las estrellas normales fusionan hidrógeno en helio hasta que el hidrógeno del centro comienza a agotarse. En el caso de estrellas muy masivas, esto puede llevar solo un millón de años, pero en el caso de estrellas como el Sol, el hidrógeno dura 10.000 millones de años. Cuando se produce suficiente helio a partir de la fusión, comienza a hundirse hasta el centro de la estrella y libera algo de calor en el proceso. Esto altera el equilibrio interno de la estrella y comienza a hincharse hasta convertirse en una gigante roja.

Si la estrella es lo suficientemente masiva, eventualmente puede calentarse lo suficiente en el centro como para fusionar el helio en carbono y oxígeno. La estrella disfruta entonces de otro período relativamente estable, aunque mucho más corto esta vez. El carbono y el oxígeno, a su vez, se hunden hasta la mitad. Si la estrella no es lo suficientemente masiva para alcanzar la temperatura necesaria para quemar carbono y oxígeno en elementos más pesados, estos elementos simplemente se acumularán en el centro hasta que se agote el combustible de helio. Al final, tienes una estrella enana blanca de carbono / oxígeno.

¿Dónde puedo encontrar más información sobre la evolución de las estrellas?

Pruebe este ExploraTour: Un vistazo a la vida de las estrellas en NCAR.

¿Cuál es el límite de Chandrasehkar?

El límite de Chandrasehkar es el límite superior de la masa de una estrella enana blanca, aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol.

¿Por qué hay un límite superior para la masa de una estrella enana blanca?

Cuando los núcleos atómicos se aprietan muy juntos, las órbitas de baja energía que los electrones normalmente podrían ocupar a su alrededor se superponen con órbitas similares en núcleos vecinos, por lo que las órbitas se vuelven indistinguibles. Las reglas de la mecánica cuántica nos dicen que no hay dos electrones que puedan ocupar la misma órbita, por lo que los electrones son forzados a órbitas de mayor energía (empujados a velocidades más altas) solo por la densidad de la materia.

Esta presión cuántica puede oponerse a la gravedad siempre que la densidad no sea demasiado alta. Si una enana blanca tiene más de 1.4 veces la masa del Sol apretando los núcleos, habrá muy pocas órbitas disponibles para los electrones (ya que no pueden viajar más rápido que la velocidad de la luz) y la estrella colapsará, causando una explosión de supernova. .

¿Cuál es la diferencia entre una enana blanca y una enana roja?

"Enano" es un término general para estrellas con masas más pequeñas. Nuestro Sol se denomina "enana amarilla" y hay muchas estrellas con masas menores que el Sol llamadas "enanas rojas". Los objetos de muy baja masa que no tienen suficiente material para encender la fusión nuclear en el centro se denominan "enanas marrones".

El color de una estrella es una indicación de la temperatura en su superficie. Los objetos muy calientes emiten más luz azul-blanca, mientras que los más fríos emiten más luz roja.


Vista previa del destino del Sol y # 8217: una enana blanca ardiendo en el sudario colorido de una nebulosa planetaria

Una estrella equilibra la atracción hacia adentro de la gravedad generada por su masa con la presión hacia afuera generada por las reacciones de fusión en su núcleo. Cuando se agota todo el combustible disponible, la fusión se detiene, la gravedad triunfa y el núcleo colapsa. Lo que suceda después de eso depende de cuánta masa tenía la estrella condenada en primer lugar. Para las estrellas con entre 10 y 25 masas solares, el resultado final es una estrella de neutrones con aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol apretujada en una esfera del tamaño de una ciudad inimaginablemente densa. Los núcleos de estrellas más pesadas pueden colapsar más allá de la etapa de estrella de neutrones, convirtiéndose en agujeros negros y desapareciendo efectivamente del universo conocido. En el caso de estrellas como el Sol, la atmósfera exterior se expulsa al espacio mientras que el núcleo se reduce al tamaño de un planeta terrestre. El resultado es una enana blanca. Esta imagen de NGC 2440, capturada por el telescopio espacial Hubble en 2007, muestra una enana blanca brillante y extremadamente caliente que brilla en el centro de las nubes de gas en expansión de la estrella condenada y la atmósfera exterior expulsada. La luz ultravioleta de la enana blanca, una de las más calientes conocidas, hace que el gas de la llamada nebulosa planetaria brille.

NGC 2440. Imagen: NASA, ESA y K. Noll (STScI)

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Enano blanco

Las estrellas enanas blancas, en astronomía, son estrellas de masa baja o media que no son lo suficientemente densas como para generar temperaturas centrales con el propósito de fusionar el elemento carbono (C) en reacciones de nucleosíntesis. En consecuencia, se convierte en una gigante roja, que finalmente expulsa su capa exterior para formar una nebulosa planetaria. Sigue siendo solo un pequeño núcleo de carbono (C) y oxígeno (O) en la última etapa de su vida.

En 1862, el astrónomo estadounidense Alvan Graham Clark (1832 & # x2013 1897) descubrió que la segunda estrella más brillante del cielo, Sirio (Alpha Canis Majoris) (el sol es la estrella más brillante) estaba orbitada por un compañero mucho más débil (Sirio B). ). El análisis de la órbita arrojó una masa para el compañero similar a la del sol, mientras que un análisis de su luz sugirió que su tamaño era aproximadamente el mismo que el de la Tierra. En 1917, el astrónomo holandés-estadounidense Adriaan Van Maanen (1884 & # x2013 1946) descubrió la segunda enana blanca conocida, lo que ahora se llama la estrella de Van Maanen & # x2019. Está a 14,4 años luz (donde un año luz es la distancia que la luz viaja en el vacío en un año) del sol en la constelación de Piscis.

Observaciones posteriores revelaron que las enanas blancas son bastante comunes en el sistema solar y probablemente en otras partes del universo. Sin embargo, habían pasado desapercibidos porque son muy débiles. En la década de 1920, el desarrollo de la mecánica cuántica ayudó a explicar la densidad de las enanas blancas. En 1930, el astrofísico y físico indio-americano Subrahmanyan Chandrasekhar (1910 & # x2013 1995) informó que las enanas blancas no pueden ser más masivas que alrededor de 1,4 la masa del sol. Este límite se llama límite de Chandrasekhar. A partir de la década de 2000, los astrónomos sostienen que las enanas blancas comprenden aproximadamente el 6% de todas las estrellas en el sistema solar del sol. Durante este tiempo, varios telescopios espaciales, como el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA (que comenzó a operar en 2003) han descubierto otras estrellas enanas blancas y han ayudado a los astrónomos a aprender más sobre sus características.

Las enanas blancas varían en masa desde quizás un tercio hasta poco menos de una vez y media la masa del sol. Los astrónomos ahora saben que estas estrellas han agotado su suministro de combustible nuclear, lo que les permitiría brillar como el sol y otras estrellas ordinarias. Bajo el peso de su propia materia, se han derrumbado a aproximadamente una centésima parte del tamaño del sol. Una ley fundamental de la mecánica cuántica (es decir, el principio de exclusión de Pauli) limita la capacidad de la gravedad aplastante para empaquetar electrones en un volumen cada vez menor. La presión de estos electrones altamente empaquetados equilibra el peso del material estelar suprayacente, deteniendo cualquier colapso adicional. Dado que la presión de los electrones resulta de un simple empaquetamiento de los electrones en un volumen particular, no hay necesidad de que se calienten mediante fusión nuclear, como es el caso de las estrellas normales (la fusión nuclear produce la presión para equilibrar el peso de la superposición material). Los astrónomos llaman electrones degenerados a esta materia densamente empaquetada. Una cucharadita de tal materia pesaría 40 toneladas (36,3 toneladas) en la Tierra. Así, las enanas blancas son estrellas estables que se enfrían lentamente, convirtiéndose en cenizas estelares oscuras.

Dado que dos tercios de todas las estrellas se encuentran en sistemas estelares binarios donde los componentes orbitan entre sí, no es sorprendente que muchas enanas blancas se encuentren en sistemas binarios. A medida que el compañero de la enana blanca envejece, se expandirá y comenzará a perder materia debido a la atracción gravitacional de la enana blanca. Esto da como resultado la inyección de materia rica en hidrógeno del compañero normal en las capas externas de la enana blanca. Después de que se acumule una cierta cantidad de esta materia, sufrirá una explosión de fusión nuclear, que volará la diezmilésima parte exterior de la enana blanca. La energía liberada durante esta explosión hará que el sistema se ilumine quizás un millón de veces o más, formando lo que los astrónomos llaman una nova. El alcance de la explosión depende fundamentalmente de los aspectos de la estrella donante y de la enana blanca. Las explosiones más pequeñas pueden denominarse novas enanas. Este material saldrá despedido del sistema y el caparazón en expansión será visible para los observadores posteriores.

Existe un límite de masa hasta el cual la enana blanca puede crecer porque existe un límite en la medida en que los electrones pueden resistir el aumento de las fuerzas gravitacionales. Dependiendo de la composición química de la enana blanca, este límite se da cuando alcanza entre 1,2 y 1,4 veces la masa del sol. En sistemas binarios donde la masa donada por la compañera fuerza a la enana blanca más allá de este límite, la enana blanca colapsará por un factor de mil para convertirse en una estrella de neutrones. Las circunstancias del colapso pueden ser tan violentas que resulten en una explosión llamada supernova de Tipo I. Tal explosión es mucho más violenta que una nova y puede resultar en la interrupción del sistema binario.