Ciencia: Enana blanca

Ciencia: Enana blanca

Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor que 10 masas solares ha agotado su combustible nuclear, y ha expulsado mucho de esta masa en un Nebulosa planetaria. 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 del universo. El físico Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra Historia del tiempo, define la enana blanca de la siguiente manera:
“Estrella fría estable, mantenida por la repulsión debida al principio de exclusión entre electrones.” Hawking, Stephen: Historia del tiempo.

Stephen Hawking

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 106 g/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 similar a la del Sol cabría en un volumen como el de la Tierra (lo que daría una densidad aproximada de 2 t/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 menores que 1/8 – 1/10 masas solares), 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 K.​ 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.

Willem Luyten

La primera enana blanca se descubrió en el sistema estelar triple 40 Eridani, que está comprendido por la estrella de secuencia principal 40 Eridani A orbitando alrededor del sistema binario formado por la enana blanca 40 Eridani B, y 40 Eridani C, una enana roja de secuencia principal. Dicho sistema binario fue descubierto por William Herschel el 31 de enero de 1783.10​, p. 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, 40 Eridani B era de tipo espectral A, o blanca.​ El tipo espectral de 40 Eridani B se confirmó oficialmente en 1914 por Walter Adams.

40 Eridani

Durante el siglo XIX, 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.

Christian Heinrich Friedrich Peters

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 25.000 K, 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 10.000 veces 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.

Sirio B

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 20.000 K con máximo de intensidad situado en longitudes de onda mucho más cortas que el visible) hasta muy rojos (temperaturas inferiores a 3.000 K 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.

Arthur Eddington

Las primeras enanas blancas descubiertas después de las tres clásicas lo fueron en la década de 1930. En 1939 se descubrieron 18 enanas 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 2.000.​ Desde entonces, el Sloan Digital Sky Survey ha encontrado 9.000 nuevas enanas blancas.

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 200 millones 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 1020 años, 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 1049 años 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.

Para que los electrones degenerados puedan sostener a la estrella, esta no debe superar el límite de Chandrasekhar, que es de 1,44 masas solares.​ Se conocen enanas blancas desde 0,1729​ hasta 1,3330​ masas solares, aunque la gran mayoría de ellas se encuentra entre 0,5 y 0,7 masas solares.​ El radio estimado de las enanas blancas observadas se sitúa entre 0,008 y 0,02 veces el radio del Sol, una cifra muy cercana al radio terrestre (aproximadamente 0,009 radios solares). Así pues, en las enanas blancas se comprime una masa similar a la del Sol en un volumen un millón de veces más reducido, por lo que la densidad es aproximadamente un millón de veces mayor que la del Sol (entre 106 y 107 g/cm³). Forman parte de las estrellas compactas, pues son una de las formas de materia más densas conocidas, solamente por detrás de las estrellas de neutrones, los agujeros negros, e, hipotéticamente, las estrellas de quarks.

Desde su descubrimiento, ya se conocía la enorme densidad de estas estrellas. Las enanas blancas que se encuentran en un sistema binario, como es el caso de Sirio B o 40 Eridani B, es posible calcular la masa partiendo de las observaciones de sus órbitas. Así se hizo en 1910 con Sirio B,​ estimándose una masa aproximada de 0,94 masas solares (cálculos más recientes indican que su masa es de 1,00 masas solares).

La enorme densidad de estas estrellas confundió a los astrónomos que comenzaron a estudiarlas. Cuando Ernst Öpik calculó en 1916 la densidad de varias estrellas binarias, estimó que la densidad de 40 Eridani B era de 25.000 veces la densidad del Sol, lo cual calificó literalmente de “imposible”. Como Arthur Eddington escribió en 1927:

“Aprendemos de las estrellas lo que interpretamos de la luz que nos envían. El mensaje que nos envió la compañera de Sirio decía: “Estoy compuesta de un material 3.000 veces más denso que cualquier cosa que hayáis visto; una tonelada de mi material tendría el tamaño de un pequeño lingote que podríais colocar en una caja de cerillas”. ¿Qué se podría responder a este mensaje? La respuesta que la mayoría de nosotros dimos en 1914 fue: “Cállate. No digas tonterías””.35​, p. 50
Arthur Eddington.

Como Eddington señaló en 1924, densidades de tal magnitud implicarían que, según la teoría de la relatividad general, la luz proveniente de Sirio B debería poseer desplazamiento gravitacional hacia el rojo.​ Adams lo confirmó en 1925 cuando logró medir dicho desplazamiento.

Estas densidades son posibles debido a que la materia no está compuesta por átomos normales que pueden formar enlaces químicos como estamos acostumbrados, sino que está en estado de plasma, y los núcleos y electrones no están cohesionados. Por tanto, en este estado no hay ningún obstáculo que impida que los átomos se acerquen entre sí, de otro modo sería imposible irrumpir el espacio que normalmente ocupan los orbitales atómicos de los electrones. Eddington se preguntó qué pasaría cuando dicho plasma se enfriara y desapareciera la energía que mantiene ionizados a los átomos. En 1926, R. H. Fowler resolvió esta paradoja mediante la aplicación de la recién instaurada mecánica cuántica. Los electrones se acercan tanto unos a otros que su posición se vuelve muy limitada, queriendo ocupar el mismo estado cuántico, pero para cumplir el principio de exclusión de Pauli y obedecer la estadística de Fermi-Dirac, introducida en 1926 para determinar la distribución estadística de partículas que cumplen el principio de exclusión de Pauli,​ los electrones deberían moverse muy deprisa, presionándose unos a otros, lo que forma una presión de degeneración que compensa la gravitatoria, deteniendo así el colapso de la enana blanca. En el cero absoluto, todos los electrones no pueden conservar el estado fundamental, por lo que algunos de ellos se excitan hacia estados de energía más altos, dejando disponibles los estados más bajos de energía, esto recibe el nombre de líquido de Fermi. Los electrones en este estado reciben el nombre de electrones degenerados, y se traduce en que una enana blanca puede enfriarse hasta alcanzar el cero absoluto y todavía contener energía. Otra manera de llegar a esta conclusión es aplicando el principio de indeterminación: la alta densidad de electrones en una enana blanca significa que sus posiciones están muy restringidas, creando una incertidumbre en su dinámica. Esto deriva en que algunos electrones deben de poseer una gran cantidad de movimiento, y por tanto, tener una energía cinética muy elevada.

A esas densidades los iones tienen un recorrido libre medio extremadamente reducido; sin embargo, en el caso de los electrones es todo lo contrario: su recorrido es excepcionalmente grande debido a que, al estar degenerados, existen muy pocos huecos libres en el espacio de momentos y posiciones a los que un electrón pueda ir. La opacidad conductiva es, por ello, muy inferior a la radiativa. Esto hace que el transporte por conducción sea extremadamente eficiente en el interior de estos objetos lo que hace que sean casi isotérmicas. Pero esto ocurre solamente en su interior ya que en la atmósfera los electrones ya no están degenerados, por lo que el gradiente se acentúa considerablemente.

A medida que aumenta la compresión de una enana blanca, también lo hace el número de electrones en un determinado volumen de la misma. Aplicando tanto el principio de exclusión de Pauli como el principio de indeterminación, deducimos que aumenta la energía cinética de los electrones, lo que causa presión.​ Dicha presión de degeneración de los electrones, que permite a la enana blanca resistir el colapso gravitatorio, depende solamente de la densidad, sin importar la temperatura. La densidad es tanto mayor cuanto más pesada sea la enana blanca, por lo tanto, la masa es inversamente proporcional al radio: a mayor masa, menor radio.

El hecho de que la masa de una enana blanca no pueda superar cierto límite es otra consecuencia de la presión de degeneración de los electrones. Estos límites fueron publicados primero en 1929 por Wilhelm Anderson41​ y después en 1930 por Edmund C. Stoner.​ El valor actual del límite se publicó por primera vez en 1931 por Subrahmanyan Chandrasekhar.​ Como las enanas blancas de oxígeno-carbono están compuestas principalmente por carbono-12 y oxígeno-16, los cuales tienen un número atómico igual a la mitad de su masa molecular, la μe debe de ser igual a 2,​ lo que conduce a la cifra de 1,44 masas solares. Junto con William Alfred Fowler, Chandrasekhar recibió el Premio Nobel de Física en 1983 por este trabajo, entre otros. El límite recibe en la actualidad el nombre de límite de Chandrasekhar.

Subrahmanyan Chandrasekhar

Esto no impide que estrellas de masas iniciales mayores puedan finalizar su ciclo como enanas blancas, ya que los intensos vientos estelares de las estrellas más masivas y el desprendimiento final de la cubierta de gas rebajan en mucho la masa inicial de la estrella hasta dejarla dentro de los límites de Chandrasekhar.

Si una enana blanca excede el límite de Chandrasekhar, y no hay reacciones nucleares, la presión ejercida por los electrones no puede contrarrestar por sí sola a la fuerza de la gravedad, por lo que colapsará en un objeto todavía más denso como una estrella de neutrones o un agujero negro.​ Sin embargo, las enanas blancas pueden llegar a acretar masa adicional de estrellas próximas, siendo común en los sistemas binarios. Estos contactos violentos entre una estrella y una enana blanca pueden finalizar en novas y supernovas termonucleares de tipo «Ia», en la que la enana blanca se destruiría, justo antes de alcanzar el límite de Chandrasekhar.

Las enanas blancas poseen una luminosidad muy baja, por lo que ocupan la última franja del diagrama de Hertzsprung-Russell.

Las enanas blancas emiten un amplio espectro de radiación visible, que abarca desde un azul intenso correspondiente a estrellas de tipo O de secuencia principal, hasta las enanas rojas de tipo M.

La temperatura superficial de las enanas blancas, es decir, su temperatura efectiva, comprende desde los 150.000 K​ hasta temperaturas inferiores a los 4.000 K.

De acuerdo con la ley de Stefan-Boltzmann, mayor luminosidad implica mayor temperatura superficial, por lo que dicho rango de temperaturas en la superficie corresponde con una luminosidad desde 100 veces la del Sol, hasta una diezmilésima parte ella (1/10.000).​ Las enanas blancas más calientes, cuya temperatura superficial sobrepasa los 30.000 K, son fuentes de rayos X blandos (de mayor longitud de onda, más cercanos a la banda ultravioleta), es decir, de menor energía. Esto permite, mediante la observación de rayos ultravioleta y de rayos X, obtener información acerca de la composición y de la estructura de las atmósferas de las enanas blancas, y así poder ser estudiadas en profundidad.​ La radiación de una enana blanca proviene de la energía térmica almacenada, a no ser que acrete masa de una compañera o de cualquier otra fuente. Al tener una superficie tan reducida, el calor irradia muy lentamente, por lo que se mantienen calientes durante un largo período.​ A medida que una enana blanca se enfría, la temperatura superficial desciende, el espectro de la radiación se va desplazando hacia un color rojizo, y la luminosidad disminuye, y al no tener otro tipo de sumidero de energía que la radiación, se deduce que con el tiempo se va enfriando más lentamente. Por ejemplo, Bergeron, Ruiz, y Leggett, estimaron que una enana blanca de carbono de 0,59 masas solares con una atmósfera de hidrógeno se había enfriado hasta una temperatura superficial de 7.140 K en, aproximadamente, 1,5 mil millones de años. Sin embargo, calcularon que para que se enfriara aproximadamente 500 kelvin más (hasta 6.590 K), necesitaría 0,3 mil millones de años, pero si repetimos dos veces más el proceso (hasta 6.030 K y 5.550 K), tardaría 0,4 y 1,1 miles de millones de años respectivamente.​ La mayoría de las enanas blancas observadas poseen una temperatura superficial relativamente elevada, entre 8.000 K y 40.000 K. Como cada vez se enfrían más lentamente, pasan la mayor parte de su vida en temperaturas frías, por lo que, al observar el universo, lo lógico sería que encontráramos más enanas blancas frías que calientes. Esto parece que se cumple,​ pero esta tendencia se frena al llegar a temperaturas extremadamente frías. Solo han sido observadas unas pocas enanas blancas por debajo de los 4.000 K,​ y una de las más frías observadas es WD 0346+246, con una temperatura superficial aproximada de 3.900 K. Esto tiene su explicación en que la edad del universo es finita,​ y no les ha dado tiempo a enfriarse por debajo de dichas temperaturas. Una consecuencia práctica de esto es que la función de luminosidad de las enanas blancas puede ser utilizada para calcular la edad de las estrellas en una determinada región del espacio.

WD 0346+246

Con el tiempo, las enanas blancas se enfriarán hasta tal punto que dejarán de irradiar y se convertirán en enanas negras, aproximándose a la temperatura del entorno e igualándose con la radiación de fondo de microondas. Sin embargo, en la actualidad, y debido a la corta edad del universo, no hay indicios de la existencia de enanas negras.

Clasificación del espectro de las enanas blancas. G. P. Kuiper fue, en 1941, el primero en intentar clasificar el espectro de las enanas blancas,​ y desde entonces se han utilizado varios sistemas de clasificación.

G. P. Kuiper

Edward M. Sion y varios coautores establecieron en 1983 el sistema utilizado en la actualidad, y desde entonces se ha revisado en diversas ocasiones. Dicho sistema clasifica el espectro con un símbolo, que suele consistir en una D inicial, seguido de una secuencia de letras mostradas en la tabla adyacente, y un índice de temperaturas, que se calcula dividiendo 50.400 K por la temperatura efectiva, ya que la temperatura superficial está íntimamente relacionada con el espectro. Por ejemplo:

  • Una enana blanca que solo posea líneas de absorción del He I y una temperatura efectiva de 15.000 K, corresponderá, según la notación, con DB3.
  • Una enana blanca que posea un campo magnético polarizado, una temperatura efectiva de 17.000 K, y una línea de absorción en la que domina el He I pero que también tiene H, se tratará de una DBAP3.

Aunque la mayoría de las enanas blancas están compuestas por oxígeno y carbono, la espectroscopia de la luz emitida revela que su atmósfera está compuesta casi en su totalidad o bien de hidrógeno, o bien de helio, y este elemento dominante es unas 1.000 veces más abundante en la atmósfera que los demás. La explicación de este hecho la proporcionó Évry Schatzman en la década de 1940, quien expuso que la alta gravedad superficial separaba los elementos, atrayendo más fuertemente los elementos pesados hacia su centro, quedando los más ligeros en la superficie.

La atmósfera, la única parte de las enanas blancas que podemos observar, es la parte superior de un residuo de la fase de la rama asintótica gigante, y puede contener material obtenido del medio interestelar. Se ha calculado que una atmósfera rica en helio posee una masa aproximada del 1% de la masa total de la estrella, y una atmósfera compuesta de hidrógeno, el 0,01% del total.

A pesar de la fracción que representa, esta capa externa determina la evolución térmica de la enana blanca; los electrones degenerados conducen bien el calor, por lo que la masa de la enana blanca es casi isotérmica: una temperatura superficial entre 8.000 K y 16.000 K corresponde con una temperatura del núcleo entre 5.000.000 K y 20.000.000 K. La opacidad a la radiación de las capas externas es una medida de las enanas blancas que permite que se enfríen con mayor lentitud.

Las enanas blancas del tipo DA, que se caracterizan por tener atmósferas ricas en hidrógeno, conforman el 80% de las enanas blancas analizadas espectroscópicamente.​ La gran mayoría de los restantes tipos (DB, DC, DO, DZ) poseen atmósferas ricas en helio. Solo una pequeña fracción de las enanas blancas, aproximadamente el 0,1%, tienen atmósferas en las que el elemento principal es el carbono (tipo DQ). Suponiendo que no hubiera carbono ni metales, el tipo espectral depende exclusivamente de la temperatura efectiva. Aproximadamente entre 45.000 K y 100.000 K el espectro más abundante sería el DO, caracterizado por helio ionizado. Entre 12.000 K y 30.000 K, destacarían las líneas de helio, y se clasificaría como DB. Por debajo de los 12.000 K, el espectro es continuo y se clasifica como DC.​ No está claro el motivo por el cual escasean las enanas blancas DB, con temperaturas efectivas entre 30.000 K y 45.000 K. Una hipótesis sugiere que se debe a procesos de evolución atmosféricos, como la separación gravitacional y la mezcla convectiva.

En 1947, P. M. S. Blackett predijo que las enanas blancas deberían poseer campos magnéticos de una fuerza en su superficie de aproximadamente 1 millón de gauss (100 teslas), como consecuencia de una ley física que él mismo propuso, que afirmaba que un cuerpo en rotación y sin carga debería generar un campo magnético proporcional a su momento angular.​ Esta teoría recibe el nombre de magnetismo gravitacional, conocida también como el efecto Blackett,​ el cual nunca ha sido observado ni aceptado generalmente por la comunidad científica. Pocos años más tarde, en la década de 1950, el efecto Blackett fue refutado.​

En la década de 1960, se propuso otra teoría que afirmaba que las enanas blancas poseen tales campos magnéticos porque el flujo magnético de la superficie debía conservarse durante la evolución de una estrella no degenerativa a una enana blanca. Un campo magnético en la superficie de la estrella progenitora de 100 gauss (0,01 tesla) se convertiría así en un campo de 100·1002 = 1 millón de gauss (100 T) si el radio reduce en 100 veces su tamaño.

La primera enana blanca de cuyo campo magnético se tiene constancia es GJ 742, en 1970 se detectó que la estrella poseía un campo magnético procedente de la emisión de luz polarizada circularmente.​ Se calcula que la fuerza del campo magnético en su superficie es de 300 millones de gauss (30 kT).67​ Desde entonces, se han descubierto campos magnéticos en más de 100 enanas blancas, el valor más bajo es de 2×103 gauss (0,2 T), y el más alto 109 (100 kT). Solamente se ha calculado el campo magnético de un reducido número de enanas blancas, y se estima que, al menos, un 10% de las enanas blancas tienen campos mayores de 1 millón de gauss (100 T).

Posible habitabilidad. En 2011 se sugirió que las enanas blancas de temperaturas superficiales inferiores a 10.000 Kelvin podrían tener una zona habitable que se extendería entre 0,005 y 0,02 unidades astronómicas y cuya duración sería de 3.000 millones de años, proponiéndose buscar alrededor de enanas blancas planetas de tipo terrestre que pudieran orbitar allí bien tras migrar desde órbitas exteriores, bien formándose allí; debido a que las enanas blancas tienen tamaños similares a los de dichos cuerpos, los tránsitos que pudieran producir tales hipotéticos planetas producirían eclipses importantes;​ estudios posteriores, sin embargo, proponen que un planeta orbitando una enana blanca a una distancia tan escasa estaría sujeto, entre otros efectos, a fuerzas de marea causadas por su estrella, que podría producir en este un efecto invernadero intenso volviéndole inhabitable y siendo más difícil que fueran habitables.​ Otro problema con esta teoría es que, dejando aparte que un planeta pudiera formarse en un disco de acreción alrededor de una enana blanca, para llegar a una órbita tan cerrada solamente podría conseguirlo de dos maneras: ser absorbido por su estrella durante la fase de gigante roja y sobrevivir a su caída en espiral hacia el núcleo estelar (muy difícil para cuerpos de baja masa), o siendo enviado a ella tras interacciones gravitatorias con otros cuerpos (en cuyo caso se desprendería tal cantidad de energía orbital en calor que es muy posible que el planeta acabara convertido en un rescoldo inhabitable).

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