Una
enana blanca es un
remanente estelar que se genera cuando una
estrella de masa menor a 9-10
masas solares ha agotado su
combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de la
evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el
Sol. Las enanas blancas son, junto a las
enanas rojas, las estrellas más abundantes en el
universo. El físico
Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra
Historia del tiempo, define a 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 el seno de la misma disminuye radicalmente, por lo que los
electrones tienen menos espacio para moverse (en otras palabras, la
densidad aumenta mucho, hasta órdenes de 10
6 g/cm
3, varias toneladas por centímetro cúbico). 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 similar a la del
Sol cabría en un volumen como el de la
Tierra (lo que daría una densidad aproximada de 2 T/cm
3), 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.