right|300px|thumb|Comparación de tamaños entre la enana blanca IK Pegasi B (centro abajo), su compañera de clase espectral A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura en la superficie de 35 500 K. Las enanas blancas son un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor que 10 masas solares ha agotado su combustible nuclear y ha expulsado mucha de esta masa en una nebulosa planetaria. Se trata de la evolución estelar que atravesará el 97 % de las estrellas que se conocen, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes del universo. El físico Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra Historia del tiempo, define la enana blanca de la siguiente manera:
Composición Las enanas blancas están compuestas por átomos en estado de plasma; como en su núcleo ya no se producen reacciones termonucleares, la estrella no tiene ninguna fuente de energía que equilibre el colapso gravitatorio, por lo que la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma debido a su propio peso. La distancia entre los átomos en su seno disminuye radicalmente, por lo que los electrones tienen menos espacio para moverse (en otras palabras, la densidad aumenta mucho, hasta órdenes de 106g/cm³, una tonelada por centímetro cúbico y aún más). A estas densidades entran en juego el principio de indeterminación de Heisenberg y el principio de exclusión de Pauli para los electrones, los cuales se ven obligados a moverse a muy altas velocidades, generando la llamada presión de degeneración electrónica, que es la que efectivamente se opone al colapso de la estrella. Esta presión de degeneración electrónica es un fenómeno radicalmente diferente de la presión térmica, que es la que generalmente mantiene a las «estrellas normales». Las densidades mencionadas son tan enormes que una masa equivalente a la del Sol (M☉) cabría en un volumen como el de la Tierra (lo que daría una densidad aproximada de 2t/cm³), y solamente son superadas por las densidades de las estrellas de neutrones y de los agujeros negros. Las enanas blancas emiten solamente energía térmica almacenada, y por ello tienen luminosidades muy débiles.
Las estrellas de masa baja con intensidad intermedia (masas comprendidas en el rango 0.1-0.25 M☉), al acabar la fusión del hidrógeno durante su vida en la secuencia principal, se expanden como gigantes rojas, y proceden a fusionar helio en carbono y oxígeno en su núcleo. Si la gigante roja no posee suficiente temperatura como para luego fusionar a su vez el carbono y el oxígeno, su núcleo se comprime por la gravedad y su envoltura es expulsada en una serie de pulsos térmicos durante la fase de gigante en la rama asintótica, produciendo así una nebulosa planetaria que envuelve un remanente estelar: la enana blanca.
El 99 % de las enanas blancas está constituido básicamente por carbono y oxígeno, que son los residuos de la fusión del helio. Sin embargo, sobre la superficie hay una capa de hidrógeno y helio prensados y parcialmente degenerados, que forman la atmósfera de la enana blanca. Solo unas pocas están formadas íntegramente por helio al no haber llegado a quemarlo, o por oxígeno, neón y magnesio, productos del quemado nuclear (fusión) del carbono.
Recién formadas, las enanas blancas poseen temperaturas muy altas, pero al no producir energía, se van enfriando gradualmente. En teoría, las enanas blancas se enfriarán con el tiempo hasta que ya no emitan radiación detectable, para entonces convertirse en enanas negras. Sin embargo, el proceso de enfriamiento es tan lento que la edad del universo desde el Big Bang es demasiado corta para albergar, en este momento, a una de estas enanas negras. De hecho, las enanas blancas más frías que se conocen poseen temperaturas de varios miles de kelvins. El término enana blanca fue acuñado por Willem Luyten en 1922, aunque el nombre más apropiado para objetos de esta naturaleza es el de estrellas degeneradas.
Historia de su descubrimiento thumb|250px|Comparación entre Sirio A y Sirio B. La enana blanca Sirio B es el punto diminuto situado en la parte inferior izquierda de la imagen. La estrella mucho más brillante es Sirio A, una estrella de secuencia principal. Imagen tomada por el telescopio espacial Hubble. La primera enana blanca se descubrió en el sistema estelar triple 40Eridani, que está comprendido por la estrella de secuencia principal 40Eridani A orbitando alrededor del sistema binario formado por la enana blanca 40Eridani B, y 40Eridani C, una enana roja de secuencia principal. Dicho sistema binario fue descubierto por William Herschel el 31 de enero de 1783., p. 73 La misma estrella binaria fue observada posteriormente por Friedrich Georg Wilhelm von Struve y Otto Wilhelm von Struve en 1825 y 1851 respectivamente. En 1910, Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering, y Williamina Fleming, descubrieron que, a pesar de ser una estrella tenue, 40Eridani B era de tipo espectral A, o blanca. El tipo espectral de 40Eridani B se confirmó oficialmente en 1914 por Walter Adams.
Durante el , las técnicas de medir la posición de las estrellas se volvieron lo suficientemente precisas como para poder detectar cambios muy pequeños en la posición de algunas de ellas. Friedrich Bessel, en 1844, utilizando estas técnicas percibió que las estrellas Sirio (α Canis Majoris) y Procyon (α Canis Minoris) estaban variando sus posiciones, por lo que dedujo que estos cambios de posición eran debidos a una estrella invisible hasta entonces. Bessel estimó que el período de dicha estrella sería de, aproximadamente, medio siglo. C.H.F.Peters calculó una órbita para dicha estrella en 1851.
La estrella mencionada no es otra que Sirio B, también conocida como el Cachorro, la segunda enana blanca descubierta. Tiene una temperatura superficial de unos 25000K, lo que la incluye dentro de las estrellas calientes. El 31 de enero de 1862, Alvan Graham Clark observó una especie de estrella oscura cerca de Sirio que no había sido avistada anteriormente, y que más tarde se identificó como la estrella predicha por Bessel. A pesar de todo, Sirio B resultó ser 10 000veces menos luminosa que la estrella principal Sirio A. Dado que tenía que tener un alto brillo por unidad de superficie, Sirio B tenía que ser, por fuerza, mucho más pequeña que Sirio A. Los cálculos determinaron un radio aproximadamente igual al de la Tierra. El análisis de la órbita del sistema estelar Sirio mostró que la masa de aquella extraña estrella era aproximadamente la misma que la del Sol. Esto implicaba que Sirio B debía de ser cientos de veces más densa que el plomo, algo que no se podía explicar hidrostáticamente. El misterio quedó sin resolver durante bastante tiempo, considerándose a Sirio B como una rareza imposible de explicar. Walter Adams anunció en 1915 que había descubierto que el espectro de Sirio B era similar al de su compañera.
thumb|left|325px|Recreación artística del sistema binario Sirio En 1917 Adriaan Van Maanen descubrió la estrella de Van Maanen, una enana blanca aislada, que se convirtió en la tercera en ser descubierta. Estas primeras tres enanas blancas descubiertas son las llamadas enanas blancas clásicas., p. 2 A partir de entonces, se encontraron muchas estrellas blancas que poseían un alto movimiento propio, baja luminosidad y un radio similar al terrestre, por lo que también fueron clasificadas como enanas blancas.
El peculiar nombre de enana blanca se debe a que sus descubridores observaron que tenían un espectro blanco, esto es, sus temperaturas superficiales eran cercanas a los 10 000 K. Cuando realmente se conocieron las características de esos objetos, se comprobó que las hay de varias temperaturas (es decir, no son todas blancas) pero que las más comunes eran, en efecto, blancas. En realidad, pueden ir desde colores muy azules (temperaturas superiores a los 20000 K con máximo de intensidad situado en longitudes de onda mucho más cortas que el visible) hasta muy rojos (temperaturas inferiores a 3000K y máximo de intensidad a longitudes de onda largas). Sin embargo, el primero en utilizar dicho término fue Willem Luyten, cuando examinaba en 1922 esta clase de estrellas. El término fue popularizado más tarde por Arthur Eddington.
Las primeras enanas blancas descubiertas después de las tres clásicas lo fueron en la década de 1930. En 1939 se descubrieron 18enanas blancas., p. 3 Varios científicos, entre ellos Luyten, siguieron buscando enanas blancas en los años 1940. En 1950, ya se conocían alrededor de cien enanas blancas, y en 1999, la cifra ya rondaba las 2000. Desde entonces, el Sloan Digital Sky Survey ha encontrado 9000nuevas enanas blancas.
Formación y destino thumb|300px|Enana blanca en formación y nebulosa planetaria en expansión. Este gas está impulsado por un superviento del que absorbe su radiación ultravioleta más intensa en la región interior y la reemite en la zona exterior en forma de radiaciones de menor frecuencia, ya en el visible, provocando hermosas combinaciones de colores y formas. El origen de estos cuerpos es progresivo y suave. En las estrellas maduras las capas más exteriores están muy expandidas en sus transformaciones a estrellas de la rama asintótica gigante y poco a poco se desprenden de su agotado núcleo. Cuando finalizan las reacciones de fusión, el núcleo se contrae y se calienta aunque sin llegar a la temperatura de ignición de la siguiente fase. Antes de llegar a dicha temperatura los electrones degeneran y detienen el proceso. Se forma así una enana blanca con una temperatura de partida en su núcleo de entre 100 y 200millones de grados que se irá enfriando paulatinamente. El material desprendido formará, a su vez, una nebulosa planetaria en cuyo centro estará la enana blanca.
La enana blanca, una vez formada, va enfriándose y apagándose paulatinamente, de un color azul intenso pasará a un color rojizo, y después pasará al infrarrojo, con el tiempo la temperatura se igualará con la radiación de fondo del universo hasta, hipotéticamente, terminar siendo una enana negra, y vagar por el espacio indefinidamente. Para tomar conciencia de la lentitud del enfriamiento de las enanas blancas, cabe tener presente que el universo continúa expandiéndose, y se estima que en cuestión de 1019 a 1020años, las galaxias se desvanecerán, ya que las estrellas de las que están formadas se dispersarán por el espacio intergaláctico. Pues bien, se piensa que las enanas blancas sobrevivirán a este hecho, aunque bien es cierto que una colisión fortuita entre enanas blancas podría dar lugar a una estrella capaz de producir reacciones de fusión nuclear (fusionando helio o carbono en vez de hidrógeno), o a una enana blanca muy masiva que diera lugar a una supernova de tipo Ia. Se cree que el tiempo de vida de una enana blanca es similar al tiempo de vida media del protón, que se estima desde los 1032 a los 1049años según algunas teorías de la gran unificación. Si estas teorías fueran erróneas, el protón debería decaer mediante complejos procesos nucleares, o formando agujeros negros virtuales mediante procesos de gravedad cuántica, y en este caso la vida media del protón se situaría sobre los 10200 años. Si tomamos como cierto que los protones se desintegran, la masa de la enana blanca disminuiría muy lentamente a causa de la desintegración de sus núcleos atómicos, hasta llegar a tal punto en el que se convertiría en un pedazo de materia no degenerada, y finalmente desaparecería por completo.
Características