miniatura|Comparació entre la nana blanca IK Pegasi B (centre baix), la seva companya de classe A IK Pegasi A (esquerra) i el Sol (dreta). Aquesta nana blanca té una temperatura en la superfície de 35.500 K. Una nana blanca és un romanent estel·lar que es genera quan una estrella de massa menor a 9-10 masses solars ha esgotat el seu combustible nuclear. De fet, es tracta d'una etapa de l'evolució estel·lar que travessarà el 97% de les estrelles que es coneixen, incloent-hi el Sol. Les nanes blanques són, juntament amb les nanes roges, les estrelles més abundants a l'Univers. El físic Stephen Hawking, al glossari de la seva coneguda obra Història del temps, defineix la nana blanca de la següent manera:
Les nanes blanques es componen d'àtoms en estat de plasma, però com en el seu nucli no es produeix fusió nuclear, l'estrella no té cap font d'energia que en freni el col·lapse gravitatori, i per això la nana blanca es va comprimint sobre si mateixa. A mesura que la gravetat va comprimint la nana blanca, la distància entre els àtoms al centre de l'estel disminueix radicalment, per la qual cosa els electrons tenen menys espai per moure's, i es pressionen els uns als altres a grans velocitats, i es diu llavors que els electrons es troben degenerats. Així doncs, l'única força que frena el col·lapse gravitatori és la pressió de degeneració dels electrons. Això permet que les nanes blanques puguin arribar a densitats tan enormes que una massa similar a la del Sol cabria en un volum semblant al de la Terra, és a dir, diverses tones per cm³. Aquestes densitats són només superades per les que presenten les estrelles de neutrons i els forats negres. En el moment de la seva formació, les nanes blanques estan extremament calentes, amb temperatures de fins a 150.000 K, però la seva mida tan petita fa que tinguin una lluminositat molt feble. Aquest tipus d'estrella emet solament energia tèrmica residual i, a mesura que aquesta energia es va exhaurint, la seva lluminositat va baixant encara més.
Les estrelles que acaben els seus dies com nanes blanques, en acabar la fusió de l'hidrogen, s'expandeixen com una gegant vermella per fusionar al seu nucli l'heli en carboni i oxigen. Si la gegant vermella no té una temperatura prou alta per fusionar el carboni i l'oxigen, es comprimeix a causa de la força gravitatòria, produint així una nebulosa planetària i formant un romanent estel·lar: la nana blanca.
El 99% d'una nana blanca està constituït bàsicament de carboni i oxigen, que són els residus de la fase de fusió de l'heli. No obstant això, sobre la superfície es troba una capa d'hidrogen i heli premsats i poc degenerats, que formen l'atmosfera de la nana blanca. Només unes poques estaran formades íntegrament per heli en no haver arribat a cremar-lo, o per oxigen, neó i magnesi, productes de la fusió del carboni.
Recentment formades, les nanes blanques tenen temperatures molt altes però, en no produir energia, es van refredant gradualment. En teoria, les nanes blanques es refredarien amb el temps fins a tal punt que la seva lluentor no seria visible, per aleshores convertir-se en una nana negra. No obstant això, el procés de refredament és tan lent, que l'edat de l'Univers des del big-bang és massa curta perquè s'hagi creat una d'aquestes nanes negres. De fet, les nanes blanques més fredes que es coneixen tenen temperatures de diversos milers de kèlvins. El terme nana blanca va ser encunyat per Willem Luyten el 1922.
Història del seu descobriment miniatura|Comparació entre Sírius A i Sírius B. La nana blanca Sírius B és el punt diminut situat a la part inferior esquerra de la imatge. L'estrella gran i brillant és Sírius A, una estrella de seqüència principal. Imatge presa pel telescopi espacial Hubble.
La primera nana blanca va ser descoberta al sistema estel·lar triple 40 Eridani, que està format per l'estrella de seqüència principal 40 Eridani A orbitant al voltant del sistema binari format per la nana blanca 40 Eridani B, i 40 Eridani C, una nana vermella del seqüència principal. Aquest sistema binari va ser descobert per William Herschel el 31 de gener de 1783., pàg. 73 La mateixa estrella binària va ser observada posteriorment per Friedrich Georg Wilhelm von Struve i Otto Wilhelm von Struve el 1825 i el 1851, respectivament. El 1910, Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering i Williamina Fleming van descobrir que, tot i ser una estrella tènue, 40 Eridani B era de tipus espectral A, o blanca. El tipus espectral de 40 Eridani B va ser confirmat oficialment el 1914 per Walter Adams.
Durant el , les tècniques de mesurament posicional d'algunes estrelles es van tornar prou precises per poder detectar canvis molt petits en les seves posicions. Va ser Friedrich Bessel, el 1844, qui utilitzant aquestes tècniques va percebre que les estrelles Sírius (α Canis Majoris) i Procyon (α Canis Minoris) estaven variant les seves posicions, i per això va deduir que aquests canvis de posició eren deguts a una estrella invisible fins aleshores. Bessel va calcular que el període d'aquesta estrella seria de, aproximadament, mig segle. C.H.F.Peters va calcular una òrbita per a aquesta estrella el 1851.
L'estrella esmentada no és altra que Sírius B, també coneguda com «el Cadell», la segona nana blanca descoberta. Té una temperatura superficial d'uns 25.000 K, cosa que la inclou dintre de les estrelles calentes. No obstant això, no va ser fins al 31 de gener del 1862 que Alvan Graham Clark va observar una mena d'estrella fosca prop de Sírius que no havia estat albirada anteriorment, més tard la va identificar com l'estrella predita per Bessel. Malgrat tot, Sírius B va resultar ser 10.000 vegades menys lluminosa que l'estrella principal Sírius A. Atès que havia de tenir una alta lluentor per unitat de superfície, Sírius B havia de ser, per força, molt més petita que Sírius A. Els càlculs van determinar un radi aproximadament igual al de la Terra. L'anàlisi de l'òrbita del sistema estel·lar Sírius va mostrar que la massa d'aquella estranya estrella era aproximadament la mateixa que la del Sol. Això implicava que Sírius B devia ser centenars de vegades més densa que el plom, cosa que no es podia explicar hidrostàticament. El misteri va quedar sense resoldre durant bastant temps, sent considerat Sírius B com una raresa impossible d'explicar. Walter Adams va anunciar el 1915 que havia descobert que l'espectre de Sírius B era similar al de la seva companya.
miniatura|esquerra|Il·lustració artística del sistema binari Sírius.
El 1917 Adriaan Van Maanen va descobrir l'estrella de Van Maanen, una nana blanca aïllada, que es va convertir en la tercera a ser descoberta. Aquestes primeres tres nanes blanques descobertes són les anomenades "nanes blanques clàssiques"., pàg. 2 A partir de llavors es van trobar moltes estrelles blanques que tenien un alt moviment propi, baixa lluminositat i un radi similar al terrestre, pel que van ser classificades com nanes blanques.
El peculiar nom de nana blanca es deu al fet que els seus descobridors van observar que tenien un «espectre blanc», és a dir, les seves temperatures eren properes als 10.000 K. Quan realment es van conèixer les característiques d'aquests objectes es va veure que n'hi ha de diverses temperatures (pel que no són totes blanques) però que les més comunes eren, en efecte, blanques. En realitat, poden anar des de colors molt blaus (temperatures superiors als 20.000 K i màxim d'intensitat situat a longituds d'ona molt més curtes que l'espectre visible) fins a molt vermells (temperatures inferiors a 3.000 K i màxim d'intensitat a longituds d'ona llargues). No obstant això, el primer a utilitzar aquest terme va ser Willem Luyten, quan examinava el 1922 aquesta classe d'estrelles. El terme va ser popularitzat més tard per Arthur Eddington.
Les primeres nanes blanques que no formen part de les tres clàssiques van ser descobertes a la dècada de 1930. El 1939 es van descobrir divuit nanes blanques., pàg. 3 Diversos científics, entre ells Luyten, van continuar buscant nanes blanques als anys 1940. El 1950, ja es coneixien al voltant de cent nanes blanques, i el 1999, la xifra ja rondava les 2.000 nanes blanques. Des de llavors, el Sloan Digital Sky Survey ha trobat 9.000 noves nanes blanques.
Formació i destí miniatura|Nana blanca en formació i nebulosa planetària en expansió. Aquest gas està impulsat per un supervent que absorbeix la seva radiació ultraviolada més intensa en la regió interior i la retorna a la zona exterior en forma de radiacions de menor freqüència, ja en l'espectre visible, provocant belles combinacions de colors i formes.
L'origen d'aquests cossos és progressiu i suau. En les estrelles madures les capes més exteriors estan molt expandides en les seves transformacions en estrelles de la branca asimptòtica de les gegants i a poc a poc es desprenen del seu esgotat nucli. Quan acaben les reaccions de fusió, el nucli es contreu i s'escalfa però sense arribar a la temperatura d'ignició de la següent fase. Abans d'arribar a aquesta temperatura els electrons degeneren i aturen el procés. Es forma així una nana blanca amb una temperatura de partida en el seu nucli d'entre 100 i 200 milions de graus que s'anirà refredant a poc a poc. El material després formarà, al seu torn, una nebulosa planetària en el centre de la qual estarà la nana blanca.
La nana blanca, una vegada formada, va refredant-se i apagant-se a poc a poc, d'un color blau intens passarà a un color vermellós, i després passarà a l'infraroig, amb el temps la temperatura s'igualarà amb la radiació còsmica de fons fins a, hipotèticament, acabar sent una nana negra, i vagar per l'espai indefinidament. Per prendre consciència de la lentitud del refredament de les nanes blanques, cal tenir present que l'Univers continua expandint-se, i s'estima que en qüestió de 1019 a 1020 anys, les galàxies s'esvairan, ja que les estrelles de les quals estan formades es dispersaran per l'espai intergalàctic. Doncs bé, es pensa que les nanes blanques sobreviuran a aquest fet, encara que bé és cert que una col·lisió fortuïta entre nanes blanques podria donar lloc a una estrella capaç de produir reaccions de fusió nuclear (fusionant heli o carboni en comptes d'hidrogen), o a una nana blanca molt massiva que donés lloc a una supernova de tipus Ia. Es creu que el temps de vida d'una nana blanca és similar al temps de vida mitjana del protó, que s'estima des dels 10³² als 1049 anys segons algunes teories de la gran unificació. Si aquestes teories fossin errònies, el protó hauria de decaure mitjançant complexos processos nuclears, o formant forats negres virtuals mitjançant processos de gravetat quàntica, i en aquest cas la vida mitjana del protó se situaria sobre els 10200 anys. Si es pren com a cert que els protons es desintegren, la massa de la nana blanca disminuiria molt lentament a causa de la desintegració dels seus nuclis atòmics, fins a arribar a tal punt que es convertiria en un tros de matèria no degenerada, per finalment desaparèixer.
Característiques Perquè els electrons degenerats puguin sostenir l'estrella, aquesta no ha de superar el límit de Chandrasekhar, que és d'1,44 masses solars. Es coneixen nanes blanques des de 0,17 fins a 1,33 masses solars, encara que la gran majoria d'elles es troba entre 0,5 i 0,7 masses solars. El radi estimat de les nanes blanques observades se situa en entre 0,008 i 0,02 vegades el radi del Sol, una xifra molt propera al radi terrestre (aproximadament 0,009 radis solars). Així doncs, en les nanes blanques es comprimeix una massa similar a la del Sol en un volum un milió de vegades més reduït, pel que la densitat és aproximadament un milió de vegades major que la del Sol (entre 10⁶ i 10⁷ g/cm³). Formen part de les estrelles compactes, i són una de les formes de matèria més denses conegudes, solament per darrere de les estrelles de neutrons, els forats negres, i, hipotèticament, les estrelles de quarks.