Mostra la font per a Nana blanca

[[Fitxer:Size IK Peg.svg|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 [[estrella compacta|romanent estel·lar]] que es genera quan una [[estrella]] de massa menor a 9-10 [[massa solar|masses solars]] ha esgotat el seu [[fusió nuclear|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 [[Nana roja|nanes roges]], les estrelles més abundants a l'[[Univers]].<ref name="cosmochronology"/> El físic [[Stephen Hawking]], al glossari de la seva coneguda obra ''Història del temps'', defineix la nana blanca de la següent manera: {{cita|Estrella freda estable, mantinguda per la repulsió deguda al principi d'exclusió entre electrons.<ref>Hawking, Stephen: ''Història del temps''. Editorial Crítica - Barcelona, 1989 pàg. 233 {{ISBN|84-7423-374-7}}</ref>|[[Stephen Hawking|Hawking, Stephen]]: ''Història del temps''}}

Les nanes blanques es componen d'[[àtoms]] en [[plasma (estat de la matèria)|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 [[matèria degenerada|degenerats]]. Així doncs, l'única força que frena el col·lapse gravitatori és la [[matèria degenerada|pressió de degeneració]] dels electrons. Això permet que les nanes blanques puguin arribar a [[densitat]]s 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 [[grau Kelvin|K]],<ref name=villanovar4>{{ref-publicació|cognom=McCook|nom=G. P.|cognom2=Sion|nom2=E. M.|títol=A catalog of spectroscopically identified white dwarfs|data=1999|publicació=The Astrophysical Journal Supplement Series|volum=121|exemplar=1|pàgines=1-130|bibcode=1999ApJS..121....1M|doi=10.1086/313186|llengua=anglès}}</ref> però la seva mida tan petita fa que tinguin una [[lluminositat]] molt feble.<ref name="osln">{{ref-publicació| autor = Jennifer Johnson| article = Extremi Stars: White Dwarfs & Neutron Stars| data = 2007| publicació = Ohio State University| pàgines = Lectura 22| url = http://www.astronomy.ohio-state.edu/jaj/Ast162/lectures/notesWL22.pdf}}{{Enllaç no actiu|date=d'octubre 2024 |bot=InternetArchiveBot }}</ref> 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 nuclear|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.<ref name="rln"/>

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 [[estrelles binàries#Nanes blanques d'heli|íntegrament per heli]]<ref name="apj606_L147">{{ref-publicació| autor = James Liebert, P. Bergeron, Daniel Eisenstein, H.C. Harris, S.J. Kleinman, Atsuko Nitta, i Jurek Krzesinski| article = How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs| data = 2007| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 606| id = pàg. L147-L149| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...606L.147L}}</ref><ref name="he2">{{ref-web|url = http://spaceflightnow.com/news/n0704/17whitedwarf|títol=Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf|consulta=17 d'abril 2007|autor = [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]|format = press release|llengua = anglès}}</ref> en no haver arribat a ''cremar-lo'', o per oxigen, [[neó]] i [[magnesi]],<ref name="oxne">{{ref-publicació| autor = K. Werner, N. J. Hammer, T. Nagel, T. Rauch, i S. Dreizler| article = On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray/ Binaries| data = 2004| publicació = 14th European Workshop on White Dwarfs; Proceedings of a meeting held at Kiel| pàgines = pàg. 165| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ASPC..334..165W}}</ref> productes de la fusió del carboni.

Recentment formades, les nanes blanques tenen [[temperatura|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]].<ref name="rln"/> 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 [[kelvin|kèlvins]].<ref name="aou"/><ref name="osln"/> El terme ''nana blanca'' va ser encunyat per [[Willem Luyten]] el [[1922]].<ref name="holberg"/>

== Història del seu descobriment ==
[[Fitxer:Sirius A and B Hubble photo.jpg|miniatura|Comparació entre [[Sírius|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 realitzada pel [[telescopi espacial Hubble|telescopi espacial ''Hubble'']].]]

La primera nana blanca va ser descoberta al [[Sistema d'estrelles|sistema estel·lar triple]] [[40 Eridani]], que està format per l'estrella de [[seqüència principal]] [[40 Eridani A]] orbitant al voltant del [[estrella binària|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]].<ref>{{ref-publicació| autor = William Herschel| article = Catàleg d'Estrelles Binàries| data = 1785| publicació = Philosophical Transactions of the Royal Society of London| volum = 75| pàgines = pàg. 40-126|}}</ref><sup>, pàg. 73</sup> 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.<ref>{{ref-publicació| autor = W. H. van den Bos| article = Òrbita i massa de 40 Eridani BC| data = 1926| publicació = Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands| volum = 3|nom= 98| pàgines = pàg. 128-132| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1926BAN.....3..128V}}</ref><ref>{{ref-publicació| autor = W. D. Heintz| article = Estudi astrométrico de quatre sistemes binaris visibles| data = 1974| publicació = Astronomical Journal| volum = 79|nom= 7| pàgines = pàg. 819-825| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1974AJ.....79..819H}}</ref> 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.<ref name="holberg">{{ref-publicació| autor = J. B. Holberg| article = How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs| data = 2005| publicació = Bulletin of the American Astronomical Society| volum = 37| pàgines = pàg. 1503| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AAS...20720501H}}</ref> El tipus espectral de 40 Eridani B va ser confirmat oficialment el [[1914]] per [[Walter Sydney Adams|Walter Adams]].<ref>{{ref-publicació| autor = Walter S. Adams| article = An A-Type Star of Very Low Luminosity| data = 1914| publicació = Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volum = 26|nom= 155| pàgines = pàg. 198| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1914PASP...26..198A}}</ref>

Durant el {{segle|XIX}}, 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 (estrella)|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.<ref name="fwbessel">{{ref-publicació| autor = F. W. Bessel| article = On the Variations of the Proper Motions of ''Procyon'' and ''Sirius''| data = 1844| publicació = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volum = 6| pàgines = pàg. 136-141| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1844MNRAS...6..136.}}</ref> Bessel va calcular que el període d'aquesta estrella seria de, aproximadament, mig segle.<ref name="fwbessel"/> [[Christian Heinrich Friedrich Peters|C.H.F.Peters]] va calcular una òrbita per a aquesta estrella el [[1851]].<ref name="flammarion">{{ref-publicació| autor = Camille Flammarion| article = The Companion of Sirius| data = 1877| publicació = The Astronomical Register| volum = 15|nom= 176| pàgines = pàg. 186-189| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1877AReg...15..186F}}</ref>

L'estrella esmentada no és altra que [[Sírius|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,<ref name="flammarion"/> 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.<ref>{{ref-publicació| autor = W. S. Adams| article = The Spectrum of the Companion of Sirius| data = 1915| publicació = Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volum = 27|nom= 161| pàgines = pàg. 236-237| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1915PASP...27..236A}}</ref>

[[Fitxer:Sirius A and B artwork.jpg|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.<ref>{{ref-publicació| autor = A. van Maanen| article = Two Faint Stars with Large Proper Motion| data = 1917| publicació = Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volum = 29|nom= 172| pàgines = pàg. 258-259| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1917PASP...29..258V}}</ref> Aquestes primeres tres nanes blanques descobertes són les anomenades "nanes blanques clàssiques".<ref name="schatzman"/><sup>, pàg. 2</sup> 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.<ref name="holberg"/><ref>{{ref-publicació| autor = Willem J. Luyten| article = The Mean Parallax of Early-Type Stars of Determined Proper Motion and Apparent Magnitude| data = 1922| publicació = Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volum = 34|nom= 199| pàgines = pàg. 156-160| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1922PASP...34..156L}}</ref><ref>{{ref-publicació| autor = Willem J. Luyten| article = Note on Some Faint Early Type Stars with Large Proper Motions| data = 1922| publicació = Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volum = 34|nom= 197| pàgines = pàg. 54-55| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1922PASP...34...54L}}</ref><ref>{{ref-publicació| autor = Willem J. Luyten| article = Additional Note on Faint Early-Type Stars with Large Proper-Motions| data = 1922| publicació = Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volum = 34|nom= 198| pàgines = pàg. 132| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1922PASP...34..132L}}</ref><ref>{{ref-publicació| autor = Willem J. Luyten| article = Third Note on Faint Early Type Stars with Large Proper Motion| data = 1922| publicació = Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volum = 34| nom = 202| pàgines = pàg. 356-357| url = http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-journalquery?volume=34&plateselect=NO&page=356&journal=PASP.}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2023 }}</ref> El terme va ser popularitzat més tard per [[Arthur Stanley Eddington|Arthur Eddington]].<ref name="eddington"/><ref name="holberg"/>

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.<ref name="schatzman">{{ref-llibre| cognom = Schatzman|nom=E| títol = White Dwarfs| data = 1958| lloc = Amsterdam |editorial=North-Holland}}</ref><sup>, pàg. 3</sup> Diversos científics, entre ells Luyten, van continuar buscant nanes blanques als [[anys 1940]]. El 1950, ja es coneixien al voltant de cent nanes blanques,<ref>{{ref-publicació| autor = Willem J. Luyten| article = The search for white dwarfs| data = 1950| publicació = The Astronomical Journal| volum = 55|nom= 1183| pàgines = pàg. 86-89| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1950AJ.....55...86L}}</ref> i el [[1999]], la xifra ja rondava les 2.000 nanes blanques.<ref name=villanovar4/> Des de llavors, el [[Sloan Digital Sky Survey]] ha trobat 9.000 noves nanes blanques.<ref name="sdssr4">{{ref-publicació| autor = Daniel J. Eisenstein, James Liebert, Hugh C. Harris, S. J. Kleinman, Atsuko Nitta, Nicole Silvestri, Scott A. Anderson, J. C. Barentine, Howard J. Brewington, J. Brinkmann, Michael Harvanek, Jurek Krzesiński, Eric H. Neilsen, Jr., Donen Long, Donald P. Schneider, Stephanie A. Snedden| article = A Catalog of Spectroscopically Confirmed White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4| data = 2006| publicació = The Astrophysical Journal Supplement Seriïs| volum = 167|nom= 1| pàgines = pàg. 40-58| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJS..167...40I}}</ref>

== Formació i destí ==
[[Fitxer:Whitedwarf&planetarynebula.png|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 nuclear|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]] [[matèria degenerada|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 Celsius|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 10<sup>19</sup> a 10<sup>20</sup> [[anys]], les [[galàxies]] s'esvairan, ja que les [[estrelles]] de les quals estan formades es dispersaran per l'[[espai intergalàctic]].<ref name="fate">{{ref-publicació| autor = Fred C. Adams, Gregory Laughlin| article = A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects| data = 1997| publicació = Reviews of Modern Physics| volum = 69|nom= 2| pàgines = pàg. 337-372| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997RvMP...69..337A}}</ref> 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#Tipus Ia|supernova de tipus Ia]].<ref name="fate"/> Es creu que el temps de vida d'una nana blanca és similar al [[desintegració del protó|temps de vida mitjana del protó]], que s'estima des dels 10³² als 10<sup>49</sup> anys segons algunes [[Teoria de la gran unificació|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 10<sup>200</sup> 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 [[nucli atòmic|nuclis atòmics]], fins a arribar a tal punt que es convertiria en un tros de matèria no degenerada, per finalment desaparèixer.<ref name="fate"/>

== 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.<ref>{{ref-publicació| autor = Mazzali, P. A.; K. Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W.| article = A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae| data = 2007| publicació = Science| volum = 315|nom= 5813| pàgines= pàg. 825-828| url= http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/315/5813/825}}</ref> Es coneixen nanes blanques des de 0,17<ref>{{ref-publicació| autor = Mukremin Kulic, Carlos Allèn Prieto, Warren R. Brown, D. Koester| article = The Lowest Mass White Dwarf| data = 2007| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 660|nom= 2| pàgines = pàg. 1451-1461| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...660.1451K}}</ref> fins a 1,33<ref name="sdsswd">{{ref-publicació| autor = S. O. Kepler, S. J. Kleinman, A. Nitta, D. Koester, B. G. Castanheira, O. Giovannini, A. F. M. Costa, L. Althaus| article = White dwarf mass distribution in the SDSS| data = 2007| publicació = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volum = 375|nom= 4| pàgines = pàg. 1315-1324| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007MNRAS.375.1315K}}</ref> masses solars, encara que la gran majoria d'elles es troba entre 0,5 i 0,7 masses solars.<ref name="sdsswd"/> El radi estimat de les nanes blanques observades se situa en entre 0,008 i 0,02 vegades el [[radi solar|radi del Sol]],<ref>{{ref-publicació| autor = H. L. Shipman| article = Masses and radii of white-dwarf stars. III - Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars| data = 1979| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 228| pàgines = pàg. 240-256| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...228..240S}}</ref> 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 [[Estrella compacta|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 [[Estrella de quarks|estrelles de quarks]].<ref>{{ref-publicació| autor = Fredrik Sandin| article = Exotic Phases of Matter in Compact Stars| data = 2005| publicació = Luleå University of Technology| volum = tesi| url = http://epubl.luth.es/1402-1757/2005/25/LTU-LIC-0525-Es.pdf}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}</ref>

Des del seu descobriment ja es coneixia l'enorme densitat d'aquestes estrelles. Per a les nanes blanques que es troben en un sistema binari, com és el cas de Sírius B o 40 Eridani B, és possible calcular la massa partint de les observacions de les seves òrbites. Així es va fer el [[1910]] amb Sírius B,<ref>''Preliminary General Catalogui'', L. Boss, Washington, D. de C.: Carnegie Institution, 1910.</ref> estimant-se una massa aproximada de 0,94 masses solars (càlculs més recents indiquen que la seva massa és d'1,00 masses solars).<ref name="apj_630">{{ref-publicació| autor = James Liebert, Patrick A. Young, David Arnett, J. B. Holberg, Kurtis A. Williams| article = The Age and Progenitor Mass of Sirius B| data = 2005| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 630|nom= 1| pàgines = pàg. L69-L72 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/w2005ApJ...630L..69L}}</ref>

L'enorme densitat d'aquestes estrelles va confondre els astrònoms que van començar a estudiar-les. Quan [[Ernst Öpik]] va calcular el [[1916]] la densitat de diverses estrelles binàries, va estimar que la densitat de 40 Eridani B era de 25.000 vegades la densitat del Sol, la qual cosa va qualificar literalment d'«impossible». Com Arthur Eddington va escriure el [[1927]]:

{{cita|Aprenem de les estrelles el que interpretem de la llum que ens envien. El missatge que ens va enviar la companya de Sírius deia: "Estic composta d'un material 3.000 vegades més dens que qualsevol cosa que hàgiu vist; una tona del meu material tindria la grandària d'un petit lingot que podríeu col·locar en una caixa de llumins" Què es podria respondre a aquest missatge? La resposta que la majoria de nosaltres vam donar el 1914 va ser: "Calla. No diguis ximpleries".<ref>{{ref-llibre| cognom = Eddington| nom = Arthur S.| títol = Stars and Atoms| data = 1926| editorial = British Association |lloc=Oxford}}</ref><sup>, pàg. 50</sup>|Arthur Eddington}}

Com Eddington va assenyalar el [[1924]], densitats de tal magnitud implicarien que, segons la teoria de la [[relativitat general]], la llum provinent de Sírius B hauria de posseir [[Desplaçament cap al roig|desplaçament gravitacional cap al vermell]].<ref name="eddington">{{ref-publicació| autor = A. S. Eddington| article = On the relation between the masses and luminosities of the stars| data = 1924| publicació = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volum = 84| pàgines = pàg. 308-322| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1924MNRAS..84..308I}}</ref> Adams ho va confirmar el [[1925]] quan va aconseguir mesurar aquest desplaçament.<ref>{{ref-publicació| autor = Walter S. Adams| article = The Relativity Displacement of the Spectral Lines in the Companion of Sirius| data = 1925| publicació = Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America| volum = 11|nom= 7| pàgines = pàg. 382-387| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1925PNAS...11..382A}}</ref>

Aquestes densitats són possibles a causa del fet que la matèria no està composta per [[àtoms]] normals que poden formar [[enllaç químic|enllaços químics]] de la manera habitual, sinó que està en estat de [[Plasma (estat de la matèria)|plasma]], i els [[nucli atòmic|nuclis]] i [[electrons]] no estan cohesionats. Per tant, en aquest estat no hi ha cap obstacle que impedeixi que els àtoms s'acostin entre si, perquè si no seria impossible irrompre l'espai que normalment ocupen els [[orbital atòmic|orbitals atòmics]] dels electrons.<ref name="eddington"/> [[Arthur Stanley Eddington|Eddington]] es va preguntar què passaria quan aquest plasma es refredés i desaparegués l'energia que manté ionitzats els àtoms.<ref name="fowler">{{ref-publicació| autor = R. H. Fowler| article = On Dense Matter| data = 1926| publicació = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volum = 87| pàgines = pàg. 114-122| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1926MNRAS..87..114F}}</ref> El [[1926]], [[Ralph Fowler|R. H. Fowler]] va resoldre aquesta paradoxa mitjançant l'aplicació de l'aleshores recentment instaurada [[mecànica quàntica]]. Els electrons s'acosten tant els uns als altres que la seva posició es torna molt limitada, volent ocupar el mateix [[estat quàntic]], però per complir el [[principi d'exclusió de Pauli]] i obeir l'[[estadística de Fermi-Dirac]],{{Ref_label|A|a|none}} introduïda el 1926 per determinar la distribució estadística de partícules que compleixen el principi d'exclusió de Pauli,<ref>{{ref-publicació| autor = Lillian H. Hoddeson i G. Baym| article = The Development of the Quantum Mechanical Electron Theory of Metals: 1900-28| data = 1980| publicació = Proceedings of the Royal Society of London, Sèries A, Mathematical and Physical Sciences| volum = 371|nom= 1744| pàgines = pàg. 8-23}}</ref> els electrons haurien de moure's molt de pressa, pressionant-se els uns als altres, cosa que forma una pressió de degeneració que compensa la gravitatòria, aturant així el col·lapse de la nana blanca. Al [[zero absolut]], no tots els electrons poden conservar l'[[estat fonamental]], de manera que alguns d'ells s'exciten cap a estats d'energia més alts, deixant disponibles els estats més baixos d'energia; això rep el nom de [[líquid de Fermi]]. Els electrons en aquest estat reben el nom d'[[matèria degenerada|electrons degenerats]], i es tradueix en què una nana blanca pot refredar-se fins a arribar al zero absolut i encara contenir energia. Una altra manera d'arribar a aquesta conclusió és aplicant el [[principi d'incertesa de Heisenberg]]: l'alta densitat d'electrons en una nana blanca significa que les seves posicions estan molt restringides, creant una incertesa en la seva dinàmica. Això deriva que alguns electrons deuen posseir una gran [[quantitat de moviment]], i per tant, tenir una [[energia cinètica]] molt elevada.<ref name="fowler"/><ref name="scibits"/>

[[Fitxer:HRDiagram-ca.png|miniatura|Diagrama de Hertzsprung-Russell. Les nanes blanques són les més pròximes al cantó inferior esquerre perquè tenen poca massa i molt poca lluminositat.]]

A aquestes densitats els ions tenen un [[recorregut lliure mig]] extremadament reduït; no obstant això, en el cas dels electrons és tot el contrari: el seu recorregut és excepcionalment gran a causa del fet que, en estar degenerats, existeixen molt pocs buits lliures en l'[[espai de fases|espai de moments i posicions]] als quals un electró pugui anar. L'[[estructura estel·lar#Opacitat en el mitjà estel·lar|opacitat]] conductiva és, per això, molt inferior a la radiativa.{{Ref_label|B|b|none}} Això fa que el transport per [[conducció tèrmica|conducció]] sigui extremadament eficient en l'interior d'aquests objectes, cosa que fa que siguin gairebé [[Procés isotèrmic|isotèrmiques]]. Però això es produeix solament al seu interior, ja que en l'atmosfera els electrons ja no estan degenerats, pel que el [[gradient tèrmic|gradient]] s'accentua considerablement.

A mesura que augmenta la compressió d'una nana blanca, també ho fa el nombre d'electrons en un determinat volum d'aquest. Aplicant tant el principi d'exclusió de Pauli com el principi d'indeterminació, es dedueix que augmenta l'[[energia cinètica]] dels electrons, cosa que causa pressió.<ref name="fowler"/><ref>{{ref-publicació| autor = Rachel Bean| article = Lecture 12 - Degeneracy pressure| data = 2007| publicació = Cornell University| pàgines = Astronomy 211| url = http://www.astre.cornell.edu/rbean/a211/211noteslec_12.pdf}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}</ref> Aquesta pressió de degeneració dels electrons, que permet a la nana blanca resistir el [[col·lapse gravitatori]], depèn solament de la densitat, sense importar la temperatura. La densitat és més gran com més pesant sigui la nana blanca; per tant, la massa és inversament proporcional al radi: a major massa, menor radi.<ref name="osln"/>

El fet que la massa d'una nana blanca no pugui superar cert límit és una altra conseqüència de la pressió de degeneració dels electrons. Aquests límits van ser publicats primer el [[1929]] per Wilhelm Anderson<ref>{{ref-publicació| autor = Wilhelm Anderson| article = Über die Grenzdichte der Materie und der Energie| data = 1929| publicació = Zeitschrift für Physik| volum = 56|nom= 11-12| pàgines = pàg. 851-856}}</ref> i després el [[1930]] per [[Edmund C. Stoner]].<ref name="stoner">{{ref-publicació| autor = Edmund C. Stoner| article = The Equilibrium of Dense Stars| data = 1930| publicació = Philosophical Magazine| volum = 9|nom= (sèrie 7ena)| pàgines = pàg. 944-963}}</ref> El valor actual del límit va ser publicat per primera vegada el [[1931]] per [[Subrahmanyan Chandrasekhar]].{{Ref_label|C|c|none}}<ref name="chandra4">{{ref-publicació| autor = S. Chandrasekhar| article = The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs| data = 1931| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 74|nom= 1| pàgines = pàg. 81-82 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1931ApJ....74...81C}}</ref><ref name="chandra2">{{ref-publicació| autor = S. Chandrasekhar| article = The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass (second paper)| data = 1935| publicació = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volum = 95| pàgines = pàg. 207-225| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1935MNRAS..95..207C}}</ref> Com les nanes blanques d'oxigen-carboni estan compostes principalment de carboni-12 i oxigen-16, que tenen un nombre atòmic igual a la meitat de la seva massa molecular, la μ<sub>i</sub> ha de ser igual a 2,<ref name="scibits"/> cosa que indica 1,44 masses solars. Juntament amb [[William Alfred Fowler]], Chandrasekhar va rebre el [[Premi Nobel de Física]] el [[1983]] per aquest treball, entre d'altres.<ref>{{ref-web|url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/|títol=Premi Nobel de Física 1983| consulta=9 de maig del 2009|autor = Nobel Foundation|llengua = anglès}}</ref> El límit rep en l'actualitat el nom de [[límit de Chandrasekhar]].

Això no impedeix que estrelles de masses inicials majors puguin finalitzar el seu cicle com a nanes blanques, ja que els intensos [[vent solar|vents estel·lars]] de les estrelles més massives i el despreniment final de la coberta de gas rebaixen en molt la massa inicial de l'estrella fins a deixar-la dins dels límits de Chandrasekhar.

Si una nana blanca excedeix el límit de Chandrasekhar, i no hi ha reaccions nuclears, la pressió exercida pels electrons no pot contrarestar per si sola la força de la gravetat, per la qual cosa col·lapsarà en un objecte encara més dens, com una [[estrella de neutrons]] o un [[forat negre]].<ref name="collapse">{{ref-publicació| autor = R. Canal, J. Gutierrez| article = The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection| data = 1997| publicació = arXiv| pàgines = astre-ph/9701225v1| url = http://www.arxiv.org/abs/astro-ph/9701225v1}}</ref> No obstant això, les nanes blanques poden arribar a acretar massa addicional d'estrelles pròximes, sent habitual en els [[estrella binària|sistemes binaris]]. Aquests contactes violents entre una estrella i una nana blanca poden finalitzar en noves i supernoves termonuclears de tipus «Ia», en la qual la nana blanca es destruiria just abans d'arribar al límit de Chandrasekhar.<ref name="sniamodels">{{ref-publicació| autor = Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer| article = Type IA Supernova Explosion Models| data = 2000| publicació = Annual Review of Astronomy and Astrophysics| volum = 38| pàgines = pàg. 191-230| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000LLAURA&A..38..191H}}</ref>

Les nanes blanques posseïxen una [[lluminositat]] molt baixa, pel que ocupen l'última franja del [[diagrama de Hertzsprung-Russell]].{{Ref_label|D|d|none}}

=== Relació entre el radi i la massa i límit de massa ===
Obtenir la relació entre el radi i la massa de les nanes blanques és un procés molt senzill. L'energia total d'una nana blanca s'obté sumant l'[[Energia potencial#Energia potencial gravitatòria|energia potencial gravitatòria]] i l'[[energia cinètica]]. L'energia potencial gravitatòria per unitat de massa d'una nana blanca, ''E''<sub>g</sub>, ve donada per:

:<math>E_g=\cfrac{GM}{R}</math>

on ''G'' és la [[constant de gravitació universal]], ''M'' és la massa de la nana blanca, i ''R'' és el seu radi. L'energia cinètica, ''E''<sub>c</sub>, s'incrementa en augmentar el moviment dels electrons, i la seva equació és:
:<math>E_c=\cfrac{Np^2}{2m}</math>

on ''p'' és la [[quantitat de moviment]] mitjana dels electrons, ''m'' és la massa de l'electró, i ''N'' és el nombre d'electrons per [[unitat de massa]]. A causa del fet que els electrons estan [[matèria degenerada|degenerats]], es pot estimar ''p'' per estar en funció de la quantitat de moviment, Δ''p'', donada pel [[principi d'incertesa]], que afirma que Δ''p'' Δ''x'' està en funció de la [[Constant de Planck|constant reduïda de Plank]].{{ref_label|E|e|none}} Δ''x'' està en funció de la distància mitjana entre electrons, el valor dels quals és aproximadament <math>n^{-1/3}</math>, és a dir, la [[inversa]] de l'arrel cúbica de la densitat numèrica dels electrons, ''n'', per unitat de volum. Atès que en una nana blanca hi ha ''N'' ''M'' electrons i el seu volum està en funció de ''R''<sup>3</sup>,<ref name="scibits">{{ref-web|url = http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition|títol=Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition|consulta=9 de maig 2007|autor = ''ScienceBits''}}</ref> ''n'' vindrà donada per:
:<math>n=\cfrac {NM}{R^3}</math>

Substituint sobre l'equació de l'energia cinètica, ''E''<sub>c</sub>, obtenim:

::<math>E_c \approx \frac{N (\Delta p)^2}{2m} \approx \frac{N \hbar^2 n^{2/3}}{2m} \approx \frac{M^{2/3} N^{5/3} \hbar^2}{2m R^2}</math>

La nana blanca estarà en equilibri quan la seva energia total (''E''<sub>g</sub> + ''E''<sub>c</sub>) sigui mínima. En aquest moment, les energies potencial i cinètica es poden comparar, i deriven en una relació entre la massa i el radi a l'equiparar les seves magnituds:

::<math>|E_g|\approx\frac{GM}{R} = E_c\approx\frac{M^{2/3} N^{5/3} \hbar^2}{2m R^2}</math>

En eliminar el radi, ''R'', s'obté:<ref name="scibits"/>

::<math> R \approx \frac{N^{5/3} \hbar^2}{2m GM^{1/3}}</math>

Si s'elimina ''N'' de l'equació, la qual depèn solament de la composició de l'estrella, i de la constant de gravitació universal, ''G'', s'obté una equació que relaciona la massa i el radi:

::<math>R \sim \frac{1}{M^{1/3}}</math>

És a dir, el radi d'una nana blanca és inversament proporcional a l'[[arrel cúbica]] de la seva massa.

Aquest raonament inclou la fórmula ''p''²/2''m'' per l'energia cinètica, que és una fórmula no relativista. Si es volguessin introduir càlculs relativistes per quan les velocitats dels electrons s'acostin a la [[velocitat de la llum]], ''c'', caldria substituir ''p''²/2''m'' per l'aproximació relativista ''p'' ''c'' per a l'energia cinètica. Aplicant aquesta substitució:
::<math>E_{c\ {\rm relativista}} \approx \frac{M^{1/3} N^{4/3} \hbar c}{R}</math>
Igualant aquesta equació a l'equació de l'energia potencial gravitatòria, ''E''<sub>g</sub>, es pot eliminar ''R'', i la massa, ''M'', ha de ser:<ref name="scibits"/>
::<math>M_{\rm limit} \approx N^2 \left(\frac{\hbar c}{G}\right)^{3/2}</math>

Per interpretar aquest resultat, es veu que si s'afegeix massa a una nana blanca, el seu radi disminueix, i segons el [[principi d'incertesa]], la quantitat de moviment i, per tant, la velocitat dels electrons, augmenta. A mesura que augmenta aquesta velocitat i es va aproximant a la velocitat de la llum (''c''), els càlculs es tornen més exactes, cosa que significa que la massa de la nana blanca ''M'' es va aproximant a ''M''<sub>límit</sub>. Per tant, es demostra així que cap nana blanca no pot ser més pesant que el límit de massa.

[[Fitxer:ChandrasekharLimitGraph ca.svg|miniatura|Relació radi-massa en una nana blanca. La corba blava mostra un model no relativista, on no hauria límit de massa. No obstant això, segons la corba verda, que segueix un model relativista, arriba un moment en el qual els electrons no poden compensar la pressió de la gravetat, ja que no poden moure's a la velocitat de la llum.]]

Per un càlcul més exacte de la relació radi-massa i la massa límit d'una determinada nana blanca, s'ha de calcular l'[[equació d'estat]] que descriu la relació entre la densitat i la pressió del material de la nana. Si es prenen com a exemple els càlculs no relativistes, el radi és inversament proporcional a l'arrel cúbica de la massa.<ref name="chandra2"/><sup>, eq. (80)</sup> Tanmateix, les correccions en els càlculs relativistes indiquen que el radi pren el valor de zero en un valor finit de la massa. Aquest límit és l'anomenat [[límit de Chandrasekhar]], passat el qual la nana blanca no pot suportar la força de la gravetat amb la pressió de degeneració dels electrons. El gràfic del lateral mostra la comparació entre els càlculs relativistes, representats per la corba verda, i els no relativistes, representats per la corba blava, en una nana blanca compost per [[gas de Fermi]] en equilibri hidroestàtic. A la massa molecular mitjana per electró, a ''μ''<sub>e</sub>, se li ha assignat un valor de 2, el radi es mesura en radis solars, i la massa en masses solars.<ref name="stds">{{ref-web|url = http://vizier.o-strasbg.fr/doc/catstd-3.2.htx|títol = Standards for Astronomical Cataloguis, Version 2.0|consulta = 12 de gener 2007|autor = ''Standards for Astronomical Cataloguis''|editor = section 3.2.2}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}</ref><ref name="chandra2"/>

Els càlculs suposen que la nana blanca no posseïx rotació. Si tingués rotació, l'equació de l'equilibri hidroestàtic hauria de modificar-se per incloure la [[força centrífuga]] prenent un [[sistema de referència inercial|sistema de referència rotatori]],<ref>{{ref-llibre|url = http://www.phys.lsu.edu/astro/H_Book/.current/H_Book/.shtml|títol = The Structure, Stability, and Dynamics of Self-Gravitating Systems|consulta = 30 de maig 2007|autor = Joel I. Tohline}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2023 }}</ref> ja que per una nana blanca amb rotació uniforme, el límit de massa augmenta molt lleugerament. No obstant això, si la rotació de l'estrella no és uniforme, i no es pren en compte la [[viscositat]], no hi hauria límit de massa per un model de nana blanca en equilibri estàtic, com ho va assenyalar [[Fred Hoyle]] el [[1947]].<<ref>{{ref-publicació| autor = F. Hoyle| article = Note on equilibrium configurations for rotating white dwarfs|any= 1947| publicació = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volum = 107| id = pàg. 231-236| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1947MNRAS.107..231H}}</ref> Tanmateix, no tots aquests models d'estrelles en rotació són [[dinàmica]]ment estables.<ref>{{ref-publicació| autor = Jeremiah P. Ostriker, Peter Bodenheimer| article = Rapidly Rotating Stars. II. Massive White Dwarfs| data = 1968| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 151| id = pàg. 1089-1098| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1968ApJ...151.1089O}}</ref>

=== Radiació i refredament ===
Les nanes blanques emeten un ampli espectre de radiació visible, que abasta des d'un blau intens corresponent a estrelles de tipus O de [[seqüència principal]], fins a les [[nana vermella|nanes vermelles]] de tipus M.<ref name="sionspectra">{{ref-publicació|autor= I. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, G. A. Wegner|article= A proposed new white dwarf spectral classification system|data= 1983| publicació = The Astrophysical Journal|volum= 269|nom= 1|pàgines= pàg. 253-257|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983ApJ...269..253S A}}</ref>

La temperatura superficial de les nanes blanques, és a dir, la seva [[temperatura efectiva]]{{ref_label|F|f|none}}, va des de 150.000 [[Kelvin|K]]<ref name="villanovar4"/> fins a temperatures inferiors a 4.000 [[Kelvin|K]].<ref name="cool"/><ref name="wden">{{ref-llibre| autor = White Dwarfs, Gilles Fontaine i François Wesemael| títol = Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics| data = 2001| editorial = Nature Publishing Group| isbn = 0-333-75088-8}}</ref>

D'acord amb la [[llei de Stefan-Boltzmann]], una major lluminositat implica una major temperatura superficial, pel que aquest rang de temperatures en la superfície correspon a una lluminositat des de 100 vegades la del Sol, fins a una deumil·lèsima part d'ella (1/10.000).<ref name="wden"/> Les nanes blanques més calentes, la temperatura superficial de les quals sobrepassa els 30.000 K, són fonts de [[raigs X]] tous (de major longitud d'ona, més propers a la banda ultraviolada), és a dir, de menor energia. Això permet, mitjançant l'[[Astronomia ultraviolada|observació de rajos ultraviolats]] i de [[raigs X]], obtenir informació sobre la composició i de l'estructura de les atmosferes de les nanes blanques, i així poder ser estudiats en profunditat.<ref>{{ref-publicació| autor = J. Heise, NOM| article = X-ray/ emission from isolated hot white dwarfs| data = 1985| publicació = Space Science Reviews| volum = 40|nom= NOMBRE| pàgines = pàg. 79-90 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985SSRv...40...79H}}</ref> La radiació d'una nana blanca prové de l'energia tèrmica emmagatzemada. En tenir una superfície tan reduïda, la calor és irradiada molt lentament, pel que es mantenen calentes durant un llarg període.<ref name="rln">{{ref-web|url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html|t´tiol = Batega stages of evolution for low-mass stars|consulta=3 de maig 2007|autor = Michael Richmond|editor= Rochester Institute of Technology}}</ref> A mesura que una nana blanca es refreda, la temperatura superficial descendeix, l'espectre de la radiació es va desplaçant cap a un color vermellós, i la lluminositat disminueix, i en no tenir altre tipus bonera d'energia que la radiació, es dedueix que amb el temps es va refredant més lentament. Per exemple, Bergeron, Ruiz, i Leggett van estimar que una nana blanca de [[carboni]] de 0,59 masses solars amb una atmosfera d'[[hidrogen]] s'havia refredat fins a una temperatura superficial de 7.140 K en, aproximadament, 1.500 milions d'anys. No obstant això, van calcular que perquè es refredés aproximadament 500 [[kelvin|kèlvins]] més (fins a 6.590 K), necessitaria 300 milions d'anys, però si es repeteix dues vegades més el procés (fins a 6.030 K i 5.550 K), trigaria 0,4 i 1,1 milers de milions d'anys respectivament.<ref>{{ref-publicació| autor = P. Bergeron, Maria Teresa Ruiz, S. K. Leggett| article = The Chemical Evolution of Cool White Dwarfs and the Age of the Local Galactic Disk| data = 1997| publicació = The Astrophysical Journal Supplement Series| volum = 108|nom= 1| pàgines = pàg. 339-387 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJS..108..339B}}</ref> La majoria de les nanes blanques observades tenen una temperatura superficial relativament elevada, d'entre 8.000 K i 40.000 K.<ref name="villanovavizier">{{ref-web|url = http://cdsweb.o-strasbg.fr/cgi-bin/Cat?III/235A III/235A:|títol = A Catalogui of Spectroscopically Identified White Dwarfs|dataacces = 9 de maig|anyacces = 2007|autor = G.P. McCook, I.M. Sion|editor = Centre de Dades Astronòmiques d'Estrasburg (CDS)}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}</ref><ref name="sdssr4"/> Com que cada vegada es refreden més lentament, passen la major part de la seva vida en temperatures fredes, pel que, en observar l'Univers, el lògic seria que es trobessin més nanes blanques fredes que calentes. Això sembla que es compleix,<ref name="disklf">{{ref-publicació| autor = S. K. Leggett, Maria Teresa Ruiz, P. Bergeron| article = The Cool White Dwarf Luminosity Function and the Age of the Galactic Disk| data = 1998| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 497| pàgines = pàg. 294-302| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...497..294L}}</ref> però aquesta tendència es frena en arribar a temperatures extremadament fredes. Només han estat observats algunes nanes blanques per sota de 4.000 K,<ref>{{ref-publicació| autor = Evalyn Gates, Geza Gyuk, Hugh C. Harris, Mark Subbarao, Scott Anderson, S. J. Kleinman, James Liebert, Howard Brewington, J. Brinkmann, Michael Harvanek, Jurek Krzesinski, Don Q. Lamb, Donen Long, Eric H. Neilsen, Jr., Peter R. Newman, Atsuko Nitta, Stephanie A. Snedden| article = Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey| data = 2004| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 612|nom= 2| pàgines = pàg. L129-L132 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...612L.129G}}</ref> i un dels més freds observats és [[WD 0346+246]], amb una temperatura superficial aproximada de 3.900 K.<ref name="cool">{{ref-publicació| autor = N. C. Hambly, S. J. Smartt, S. Hodgkin| article = WD 0346+246: A Very Low Luminosity, Cool Degenerate in Taurus| data = 1997| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 489| pàgines = pàg. L157-L160 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...489L.157H}}</ref> Això té la seva explicació en què l'edat de l'Univers és finita,<ref>{{ref-llibre| nom = James S. |cognom=Trefil| títol = The Moment of Creation: Big Bang Physics from Before the First Millisecond to the Present Universe| data = 2004| lloc = Mineola (Nova York) |editorial= Dover Publications| isbn= 0-486-43813-9}}</ref> i no els ha donat temps a refredar-se per sota d'aquestes temperatures. Una conseqüència pràctica d'això és que la funció de lluminositat de les nanes blanques pot ser utilitzada per calcular l'edat de les estrelles en una determinada regió de l'espai.<ref name="disklf"/>

Amb el temps, les nanes blanques es refredaran fins a tal punt que deixaran d'irradiar i es convertiran en [[nana negra|nanes negres]], aproximant-se a la temperatura de l'entorn i igualant-se amb la [[radiació de fons de microones]]. No obstant això, en l'actualitat, i a causa de la curta edat de l'Univers, no hi ha indicis de l'existència de nanes negres.<ref name="osln"/>

=== Classificació de l'espectre de les nanes blanques ===
{| class=wikitable style="float: right"
|+ Tipus espectrals de les nanes blanques.<ref name="villanovar4"/>
|-
! colspan=2 | Característiques principals
|-
| A |
Línies d'H. No hi ha línies de metalls o d'He I
|-
| B
| Línies d'He I. No hi ha línies de metalls o d'H
|-
| C
| Espectre continu. No hi ha línies
|-
| O
| Línies d'He II, acompanyades per línies d'H o d'He I
|-
| Z
| Línies de metalls. No hi ha línies d'H o d'He I
|-
| Q
| Línies del carboni
|-
| X
| Espectre inclassificable
|-
! colspan=2 | Característiques secundàries
|-
| P
| Nana blanca magnètica amb polarització detectable
|-
| H
| Nana blanca magnètica sense polarització detectable
|-
| I
| Línies d'emissió
|-
| V
| Nana blanca variable
|}

El 1941, [[Gerard Kuiper|G. P. Kuiper]] va ser el primer a intentar classificar l'espectre de les nanes blanques,<ref name="sionspectra"/><ref>{{ref-publicació| autor = Gerard P. Kuiper| article = List of Known White Dwarfs| data = 1941| publicació = Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volum = 53|nom= 314| pàgines = pàg. 248-252| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1941PASP...53..248K}}</ref> i des de llavors s'han utilitzat diversos sistemes de classificació.<ref>{{ref-publicació| autor = Willem J. Luyten| article = The Spectra and Luminosities of White Dwarfs|data = 1952 | publicació = The Astrophysical Journal| volum = 116| pàgines = pàg. 283-290| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1952ApJ...116..283L}}</ref><ref>{{ref-publicació| autor = Jesse Leonard Greenstein| article = Stellar atmospheres| data = 1960| publicació = Stars and Stellar Systems| volum = 6| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1960stat.conf.....G}}</ref>

Edward M. Sion i diversos coautors van establir el [[1983]] el sistema utilitzat en l'actualitat, i des de llavors s'ha revisat en diverses ocasions. Aquest sistema classifica l'espectre amb un símbol, que sol consistir en una D inicial, seguit d'una seqüència de lletres mostrades en la taula adjacent, i un índex de temperatures, que es calcula dividint 50.400 K per la [[temperatura efectiva]], ja que la temperatura superficial està íntimament relacionada amb l'espectre. Per exemple:

* una nana blanca que solament posseeixi línies d'absorció de l'He I i una temperatura efectiva de 15.000 K, correspondrà, segons la notació, a DB3.

* una nana blanca que posseeixi un [[camp magnètic]] polaritzat, una temperatura efectiva de 17.000 K, i una línia d'absorció en la qual domina l'He I però que també té [[Hidrogen|H]], es tractarà d'una DBAP3.

Si la classificació no està del tot clara, es poden utilitzar certs símbols, com "?" o ":".<ref name="sionspectra"/><ref name="villanovar4"/>

=== Atmosfera ===
Encara que la majoria de nanes blanques estan compostes d'oxigen i carboni, l'[[espectroscòpia]] de la llum emesa revela que la seva atmosfera està composta gairebé del tot o bé d'[[hidrogen]], o bé d'[[heli]], i aquest element dominant és unes 1.000 vegades més abundant en l'atmosfera que els altres. L'explicació d'aquest fet la va proporcionar [[Évry Schatzman]] a la [[dècada del 1940]], en exposar que l'alta gravetat superficial separava els elements, atreient més fortament els elements pesants cap al seu centre, quedant els més lleugers a la superfície.<ref>{{ref-publicació| autor = Evry Schatzman| article = Théorie du débit d'énergie des naines blanches| data = 1945| publicació = Annales d'Astrophysique| volum = 8| pàgines = pàg. 143-209 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1945AnAp....8..143S}}</ref><ref name="physrev">{{ref-publicació| autor = D. Koester, G. Chanmugam| article = Physics of white dwarf stars| data = 1990| publicació = Reports on Progress in Physics| volum = 53| pàgines = pàg. 837-915 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1990RPPh...53..837K}}</ref>

L'atmosfera, l'única part de les nanes blanques que es pot observar, és la part superior d'un residu de la fase de la [[branca asimptòtica de les gegants]], i pot contenir material obtingut del [[mitjà interestel·lar]]. S'ha calculat que una atmosfera rica en heli té una massa aproximada de l'1% de la massa total de l'estrella, i una atmosfera composta d'hidrogen, el 0,01% del total.<ref name="wden"/><ref name="kawaler">{{ref-llibre| autor = S. Sd. Kawaler, I. Novikov, G. Srinivasan| títol = Stellar remnants| data = 1997| editor= Georges Meynet i Daniel Schaerer |lloc= Berlín |editorial= Springer| isbn= 3-540-61520-2}}</ref>

Malgrat la fracció que representa, aquesta capa externa determina l'evolució tèrmica de la nana blanca; els electrons degenerats condueixen bé la calor, pel que la massa de la nana blanca és gairebé [[procés isotèrmic|isotèrmica]]: una temperatura superficial entre 8.000 K i 16.000 K correspon a una temperatura del nucli entre 5.000.000 K i 20.000.000 K. L'opacitat a la radiació de les capes externes és una mesura de les nanes blanques que permet que es refredin amb major lentitud.<ref name="wden"/>

Les nanes blanques del tipus DA, que es caracteritzen per tenir atmosferes riques en hidrogen, representen un 80% de les nanes blanques analitzades espectroscòpicament.<ref name="wden"/> La gran majoria dels tipus restants (DB, DC, DO, DZ) tenen atmosferes riques en heli. Solament una petita fracció de les nanes blanques, aproximadament el 0,1%, tenen atmosferes en les quals l'element principal és el [[carboni]] (tipus DQ).<ref>{{ref-publicació| autor = Patrick Dufour| article = White dwarf stars with carbon atmospheres| data = 2007| publicació = Nature| volum = 450| pàgines = pàg. 522-524| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..522D}}</ref> Suposant que no hi hagués carboni ni metalls, el tipus espectral depèn exclusivament de la temperatura efectiva. Aproximadament entre 45.000 K i 100.000 K l'espectre més abundant seria el DO, caracteritzat per heli ionitzat. Entre 12.000 K i 30.000 K, destacarien les línies d'heli, i es classificaria com DB. Per sota dels 12.000 K, l'espectre és continu i es classifica com DC.<ref name="kawaler"/><ref name="wden"/> No és clar el motiu pel qual escassegen les nanes blanques DB, amb temperatures efectives entre 30.000 K i 45.000 K. Una hipòtesi suggereix que es deu a processos d'evolució atmosfèrics, com la separació gravitacional.<ref name="wden"/>

=== Camp magnètic ===
El [[1947]], [[Patrick Maynard Stuart Blackett|P. M. S. Blackett]] va predir que les nanes blanques haurien de posseir [[camp magnètic|camps magnètics]] d'una força en la seva superfície d'aproximadament un milió de [[Gauss (unitat)|gauss]] (100 [[tesla (unitat)|tesles]]), com a conseqüència d'una llei física que ell mateix va proposar, que afirmava que un cos en rotació i sense càrrega hauria de generar un camp magnètic proporcional al seu [[moment angular]].<ref>{{ref-publicació| autor = P. M. S. Blackett| article = The magnetic field of massive rotating bodies| data = 1947| publicació = Nature| volum = 159|nom= 4046| pàgines = pàg. 658-666 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1947Natur.159..658B}}</ref> Aquesta teoria rep el nom de magnetisme gravitacional, coneguda també com l'efecte Blackett,<ref>{{ref-web|url = http://www.stardrive.org/Jack/sirag-vigier3.pdf|títol = Gravitational Magnetism: an Update|consulta = 20 de novembre|autor = Saul-Paul Sirag|llengua = anglès|arxiuurl = https://web.archive.org/web/20080517110014/http://stardrive.org/Jack/sirag-vigier3.pdf|arxiudata = 2008-05-17}}</ref> que mai no ha estat observat ni acceptat generalment per la comunitat científica. Pocs anys més tard, a la [[dècada del 1950]], l'efecte Blackett va ser refusat.<ref>{{ref-publicació| autor = Bernard Lovell| artícle = Patrick Maynard Stuart Blackett, Baron Blackett, of Chelsea, 18 November 1897-13 July 1974| data = 1975| publicació = Biographical Memoirs of Fellows of the Royal Society| volum = 21| pàgines = pàg. 1-115| url = http://links.jstor.org/sici?sici=0080-4606%28197511%2921%3C1%3APMSBBB%3I2.0.CO%3B2-W}}</ref><sup>, pàg. 39–43</sup>

A la [[dècada del 1960]], es va proposar una altra teoria que afirmava que les nanes blanques tenen tals camps magnètics perquè el [[flux magnètic]] de la superfície havia de conservar-se durant l'evolució d'una estrella no degenerativa a una nana blanca. Un camp magnètic a la superfície de l'estrella progenitora de 100 gauss (0,01 tesla) es convertiria així en un camp de 100·100² = 1 milió de gauss (100 T) si el radi redueix en 100 vegades la seva grandària.<ref name="physrev"/><sup>, §8;</sup><ref>{{ref-publicació| autor = V. L. Ginzburg, V. V. Zheleznyakov, V. V. Zaitsev| article = Coherent Mechanisms of Radio Emission and Magnetic Models of Pulsars| data = 1969| publicació = Astrophysics and Space Science| volum = 4| pàgines = pàg. 464-504| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1969Ap&SS...4..464G}}</ref><sup>, pàg. 484</sup>

La primera nana blanca el camp magnètic de la qual es va tenir constància és [[GJ 742]], el [[1970]] es va detectar que l'estrella posseïa un camp magnètic procedent de l'emissió de llum polaritzada circularment.<ref>{{ref-publicació| autor = James C. Kemp, John B. Swedlund, J. D. Landstreet, J. R. P. Angel| article = Discovery of Circularly Polarized Light from a White Dwarf| data = 1970| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 161| pàgines = pàg. L77-L79 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1970ApJ...161L..77K}}</ref> Es calcula que la força del camp magnètic a la seva superfície és de 300 milions de gauss (30 kT).<ref name="physrev"/> Des de llavors, s'han descobert camps magnètics en més de 100 nanes blanques, el valor més baix és de 2×10<sup>3</sup> gauss (0,2 T), i el més alt 10⁹ (100 kT). Solament s'ha calculat el camp magnètic d'un reduït nombre de nanes blanques, i s'estima que, almenys un 10% de les nanes blanques tenen camps superiors a un milió de gauss (100T).<ref>{{ref-publicació| autor = S. Jordan, R. Aznar Quadrat, R. Napiwotzki, H. M. Schmid, S. K. Solanki| article = The fraction of DA white dwarfs with kilo-Gauss magnetic fields| data = 2007| publicació = Astronomy and Astrophysics| volum = 462|nom= 3| pàgines = pàg. 1097-1101| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A&A...462.1097J}}</ref><ref>{{ref-publicació| autor = James Liebert, P. Bergeron, J. B. Holberg| article = The True Incidence of Magnetism Among Field White Dwarfs| data = 2003| publicació = The Astronomical Journal| volum = 125|nom= 1| pàgines = pàg. 348-353| url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bibquery?2003AJ....125..348L}}</ref>

== Cristal·lització ==
[[Fitxer:Whitedwarfsevolution.png|miniatura|500px|La cristal·lització d'una nana blanca. En una primera fase, el nucli compacte radia des de les capes semidegenerades i premsades de la seva superfície. La regió interna, composta de carboni i oxigen, es manté isoterma, transmetent la seva calor a la regió superficial d'hidrogen i heli. A la segona fase el nucli comença a cristal·litzar enriquint-se amb oxigen i desplaçant el carboni cap a la regió degenerada més externa, que, finalment, també acaba cristal·litzant. Aquest procés emet nova radiació latent que atura un poc el refredament de l'estrella. Finalment la cristal·lització conclou i l'estrella continua refredant-se al ritme normal fins que deixa de radiar, convertint-se en una nana negra.]]

La pressió de degeneració és un fenomen quàntic independent de la temperatura, pel que les nanes blanques continuaran refredant-se tota la vida fins a igualar la seva temperatura amb l'entorn, és a dir, fins a arribar gairebé al [[zero absolut]].

El material que compon les nanes blanques és inicialment [[plasma (estat de la matèria)|plasma]], però a la [[dècada del 1960]] es va predir teòricament que en una fase avançada del refredament, la nana blanca hauria de [[cristal·lització|cristal·litzar]], començant pel centre de l'estrella.<ref name="metcalfe1">{{ref-publicació| autor = T. S. Metcalfe, M. H. Montgomery, A. Kanaan| artícle = Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093| data = 2004| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 605|nom= 2| pàgines = pàg. L133-L136 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...605L.133M}}</ref>

Si es refreden prou les interaccions entre ions es tornen rellevants i aquests deixen de comportar-se com un [[gas ideal]] passant a ser un [[líquid de Coulomb]]. Tanmateix, per sota d'una certa temperatura llindar (1,7x10<sup>7</sup> K) els ions es disposen en forma de [[xarxa cristal·lina]] cúbica de tipus I (centrada en el cos), pel que es diu que la nana blanca ha cristal·litzat. En cristal·litzar s'allibera [[calor latent]], ja que és un procés de [[canvi de fase]] i això afecta la funció de lluminositat. Aquesta transició de fase allibera aquesta energia latent alentint un poc el refredament.

La temperatura llindar es calcula mitjançant el paràmetre que s'indica a continuació, que no és més que una relació entre les interaccions coulombianes i l'agitació tèrmica. Mentre l'energia coulombiana sigui inferior a la tèrmica el comportament dels ions serà de gas. Quan els seus valors siguin comparables es comportarà com un líquid i quan l'energia coulombiana sigui clarament dominant l'estrella tindrà un comportament sòlid, un sòlid d'una duresa inimaginable a escala humana. El llindar de cristal·lització es considera normalment que és: '''Γ<sub>0</sub> 170'''

'''Paràmetre de cristal·lització:''' <math>\Gamma = \frac{E_{Coulomb}}{E_{Termica}}=\frac{Z^2/d_i}{(3/2)KT} </math>

En aquesta equació ''Z'' és el [[nombre atòmic]] que per a una nana blanca de carboni (''Z''=6) i oxigen (''Z''=8) serà 7 suposant que hi hagi un 50% de cada element; ''K'' és la [[constant de Boltzmann]]; ''T'' la temperatura; i ''d<sub>i</sub>'' és la distància entre ions que està relacionada amb la densitat de l'estrella per l'equació '(4/3)πd<sub>i</sub>³~1/n<sub>i</sub>=(μ<sub>i</sub>m<sub>H</sub>)/ρ'', on ''ρ'' és la densitat, ''m<sub>H</sub>'' la massa de l'hidrogen i ''μ<sub>i</sub>'' el [[nombre màssic]] mitjà que ve a ser ''14'' per a les nanes de carboni i oxigen (12+16)/2.

Passa que l'oxigen cristal·litza abans que el carboni, pel que a la nana blanca començarà a diferenciar-se un nucli d'oxigen cristal·litzat envoltat per un fluid de carboni cada vegada més empobrit en oxigen. L'emissió de radiació latent contribuirà a frenar el refredament i allargar la vida de les nanes blanques unes desenes de milions d'anys.

Una altra conseqüència d'aquest curiós fenomen és que en les nanes blanques cristal·litzades el potencial a trencar perquè es doni la fusió completa del carboni és superior, pel que són potencialment més explosives en cas de tenir una companya propera.

L'any 2004, Travis Matcalfe i un equip d'investigadors del [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] van estimar, sobre la base de les seves observacions, que aproximadament un 90% de la massa de la nana blanca [[BPM 37093]] havia cristal·litzat.<ref name="metcalfe1"/><ref name="lucy">{{ref-web|url = http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3492919.stm|títol=Diamond star thrills astronomers|consulta= 6 de gener de 2007|autor = David Whitehouse, BBC News|data = 16|any = 2007|mes = febrer}}</ref><ref>{{ref-web|url = http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0407.html|títol=Press release|autor = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|any = 2004}}</ref><ref>{{ref-publicació| autor = A. Kanaan, A. Nitta, D. I. Winget, S. O. Kepler, M. H. Montgomery, T. S. Metcalfe| article = Whole Earth Telescope observations of BPM 37093: a seismological test of crystallization theory in white dwarfs| data = 2004| publicació = arXiv:astre-ph/0411199v1| url = http://arxiv.org/abs/astre-ph/0411199v1}}</ref>

Treballs independents estimen que la massa cristal·litzada se situa entre el 32% i el 82% del total.<ref name="Brassard">{{ref-publicació| autor = P. Brassard, G. Fontaine| artícle = Asteroseismology of the Crystallized ZZ Ceti Star BPM 37093: A Different View| data = 2005| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 622|nom= 1| pàgines = pàg. 572-576| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622..572B}}</ref>

== Nanes blanques polsants ==
{| class=wikitable style="float: right"
|-
| colspan=2 style="text-align:center;"| ''Diferents tipus de nanes blanques polsants''><ref>{{ref-web|url=http://cdsweb.o-strasbg.fr/afoev/var/ezz.htx|títol=ZZ Ceti variables|consulta=6 de juny del 2007|editor=Centre de Dades Astronòmiques d'Estrasburg (CDS)}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}</ref><ref name="quirion"/>
|-
| '''DAV''' (GCVS: ''ZZA'') || [[Nana blanca#Classificació de l'espectre|Tipus espectral]] DA, solament té línies d'absorció d'[[hidrogen]] al seu espectre.
|-
| '''DBV''' (GCVS: ''ZZB'') || Tipus espectral DB, el seu espectre solament té línies d'absorció corresponents a l'[[heli]].
|-
| '''GW Vir''' (GCVS: ''ZZO'') || Atmosfera composta per C, He i O; <br /> aquest grup pot subdividir-se en: '''DOV''' i '''PNNV'''.
|}

Les nanes blanques [[nana blanca polsant|polsants]] tenen la peculiaritat que la seva [[lluminositat]] és [[estrella variable|variable]] a causa de les pulsacions no radials de les [[ones de gravetat]] de la mateixa estrella. L'observació d'aquestes petites variacions en l'emissió de llum, aproximadament de l'1% al 30%, permet analitzar dades de l'interior de les nanes blanques mitjançant l'astereosismologia.<ref>{{ref-publicació| autor = D. I. Winget| artícle = Asteroseismology of white dwarf stars| data = 1998| publicació = Journal of Physics: Condensed Matter| volum = 10|nom= 49| pàgines = pàg. 11247-11261| url = http://dx.doi.org/10.1088/0953-8984/10/49/014}}</ref>

Existeixen tres grans grups en què es divideixen les nanes blanques polsants: el primer grup tenen una atmosfera riques en [[hidrogen]] i són del tipus espectral DA, són les anomenades estrelles ''DAV'' o ''ZZ Ceti''.<ref name="physrev"/> El segon grup tenen una atmosfera amb [[heli]] abundant, tenen el tipus espectral DB, i són conegudes com a ''DBV'' o ''V777 Her''.<ref name="wden"/> A l'últim grup l'atmosfera està composta majoritàriament d'[[heli]], [[carboni]] i [[oxigen]], són del tipus espectral PG 1159, i es denominen estrelles ''GW Virginis''. De vegades, aquest últim grup es pot subdividir en els grups d'estrelles ''DOV'' i ''PNNV''.<ref name="quirion">{{ref-publicació| autor = Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P.| artícle = Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram| data = 2007| publicació = Astrophysical Journal Supplement Seriïs| volum = 171| pàgines = pàg. 219-248| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJS..171..219Q}}</ref><ref>{{ref-publicació| autor = T. Nagel, K. Werner| article = Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209| data = 2004| publicació = Astronomy and Astrophysics| volum = 426| pàgines = pàg. L45-L48| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...426L..45N}}</ref> Tanmateix, a aquest grup no se'ls pot considerar nanes blanques pròpiament dites, ja que no han arribat a la zona de les nanes blanques del [[diagrama de Hertzsprung-Russell]], i per això se les considera pre-nanes blanques.<ref name="quirion"/><ref name="obrien"/>

=== Estrelles ZZ Ceti o DAV ===
Els primers càlculs apuntaven que les nanes blanques variarien en períodes de deu segons, però a la [[dècada del 1960]] aquestes suposicions van ser rebutjades en no coincidir amb les observacions.<ref name="physrev"/><ref>{{ref-publicació| autor = George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker, James I. Hesser| artícle = Ultrashort-Period Stellar Oscillations. I. Results from White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273, and Scorpius XR-1| data = 1967| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 148|nom= 3| pàgines = pàg. L161-L163| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ApJ...148L.161L}}</ref>

La primera ZZ Ceti trobada va ser [[HL Tau 76]] l'any [[1968]], descoberta per l'astrònom nord-americà [[Arlo O. Landolt]]. Landolt va observar que les pulsacions de l'estrella variaven en un període d'aproximadament 12,5 minuts.<ref>{{ref-publicació| autor = Arlo O. Landolt| títol = A New Short-Period Blue Variable| data = 1968| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 153|nom= 1| pàgines = pàg. 151-164| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1968ApJ...153..151L}}</ref> El [[1970]] es va descobrir [[Ross 548]], una altra ZZ Ceti amb el mateix tipus de variabilitat que HL Tau 76.<ref>{{ref-publicació| autor = Barry M. Lasker, James I. Hesser| artícle = High-Frequency Stellar Oscillations. VI. R548, a Periodically Variable White Dwarf| data = ANY| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 163| pàgines = pàg. L89-L93| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1971ApJ...163L..89L}}</ref> El 1972, l'estrella va obtenir oficialment la designació de ZZ Ceti.<ref>{{ref-publicació| autor = B. V. Kukarkin, P. N. Kholopov, N. P. Kukarkina, NB Perova| artícle = 58th Name-List of Variable Stars| data = 1972| publicació = Information Bulletin on Variable Stars| volum = 717|nom= 1| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1972IBVS..717....1K}}</ref>

Les nanes blanques polsen de forma inestable en travessar el rang de temperatures efectives entre 10.700 i 12.500 [[Kelvin|K]],<ref>{{ref-web|url = http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v600n1/58601/58601.html|títol = On the Purity of the ZZ Ceti Instability Strip: Discovery of More Pulsating DA White Dwarfs on the Basis of Optical Spectroscopy|consulta = 6 de juny 2007|autor = P. Bergeron|coautors = Fontaine, G|editor = The Astrophysical Journal}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2022}}</ref> i és per això que totes les ZZ Ceti es troben entre aquest rang. Aquest tipus d'estrelles presenten canvis de lluentor amb un període d'entre 30 segons i 25 minuts, i una amplitud de 0,001 a 0,2 magnituds. De vegades s'observen fluctuacions de fins a gairebé 1 mag, però això es deu a l'acció de companyes UV Ceti properes. El mesurament de la variació del període de les pulsacions en estrelles ZZ Ceti permet calcular el progrés del refredament en nanes blanques de tipus DA, i fins i tot es poden aconseguir aproximacions de l'edat del disc galàctic en el qual es troben.<ref>{{ref-web|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1989whdw.coll..341K|títol=G117-B15A - How is it evolving?|consulta=7 de juny 2007|cognom = Kepler|nom = S.O.|coautors = G. Vauclair, R. I. Nather, D. I. Winget, i I. L. Robinson|data = 1989|editor= Berlín i Nova York: Springer-Verlag|llengua = anglès}}</ref>

=== Estrelles DBV ===
El [[1982]], [[D. E. Winget]] i els seus companys de treball van suggerir que les estrelles DB (nanes blanques amb atmosferes compostes fonamentalment d'[[heli]]) amb temperatures superficials pròximes als 19.000 K haurien d'emetre pulsacions.<ref>{{ref-publicació| autor = D. I. Winget, H. M. van Horn, M. Tassoul, G. Fontaine, C. J. Hansen, B. W. Carroll| artícle = Hydrogen-driving and the blue edge of compositionally stratified ZZ Ceti star models| data = 1982| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 252| pàgines = pàg. L65-L68| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ApJ...252L..65W}}</ref> Winget va buscar estrelles amb aquestes característiques, i va trobar l'estrella variable [[GD 358]], una DBV, com ell mateix va predir que seria.<ref>{{ref-publicació| autor = D. I. Winget, I. L. Robinson, R. D. Nather, G. Fontaine| artícle = Photometric observations of GD 358: DB white dwarfs do pulsate| data = 1982| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 262|pàgines = pàg. L11-L15| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ApJ...262L..11W}}</ref> Aquesta va ser la primera predicció d'una classe d'estrella variable abans de la seva observació.<ref name="kawaler"/> El [[1985]], aquest tipus d'estrelles van ser denominades ''V777 Her''.<ref name="namelist67">{{ref-publicació| autor = P. N. Kholopov, N. N. Samus, I. V. Kazarovets, NB Perova| article = The 67th Name-List of Variable Stars| data = 1985| publicació = Information Bulletin on Variable Stars|nom= 2681| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1985IBVS.2681....1K}}</ref><ref name="wden"/> Aquestes estrelles tenen temperatures efectives pròximes als 25.000 K.<ref name="physrev"/>

=== Estrelles GW Vir ===
Les estrelles ''GW Virginis'' són el tercer grup de nanes blanques variables polsants, de vegades se subdivideixen en els grups ''DOV'' i ''PNNV''. [[PG 1159-035]] n'és l'estrella prototip.<ref name="quirion"/> Les variacions d'aquesta estrella, que també és l'estrella prototip de la classe PG 1159, van ser observades per primera vegada el [[1979]],<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1979wdvd.coll..377M PG1159-035: A new, hot, non-DA pulsating degenerate], J. T. McGraw, S. G. Starrfield, J. Liebert, i R. F. Green, pàg. 377–381 in ''*White Dwarfs and Variable Degenerate *Stars'', IAU Colloquium #53, ed. H. M. van Horn and V. Weidemann, Rochester: University of Rochester Press, 1979.</ref> i se la va designar amb el nom de ''GW Vir'' el [[1985]],<ref name="namelist67"/> donant el seu nom a aquesta classe d'estrelles. Aquestes estrelles no arriben a ser nanes blanques en el sentit més estricte, perquè al [[diagrama de Hertzsprung-Russell]] ocupen una posició intermèdia entre la regió de les nanes blanques i la zona de la [[branca asimptòtica de les gegants]], i és per això que se les denomina ''pre-nanes blanques''.<ref name="quirion"/><ref name="obrien">{{ref-publicació| autor = M. S. O'*Brien| article = The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip| data = 2000| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 532|nom= 2| pàgina = pàg. 1078-1088| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...532.1078O}}</ref>

Aquestes estrelles estan molt calentes, la seva [[temperatura efectiva]] se situa entre 75.000 K i 200.000 K, tenen atmosferes riques en [[heli]], [[carboni]] i [[oxigen]], i la gravetat a la seva superfície és relativament baixa (log ''g'' ≤ 6.5).<ref name="quirion"/> És possible que aquestes estrelles es refredin per donar lloc a nanes blanques de tipus espectral DO.<ref name="quirion"/>

Els períodes del [[mode normal]] de les estrelles de classe GW Vir comprenen des de 300 fins a 5.000 [[segon]]s.<ref name="quirion"/>

L'excitació de les pulsacions de les estrelles GW Vir va ser estudiada, per primera vegada, a la [[dècada del 1980]],<ref>{{ref-publicació| autor = Arthur N. Cox| article = A Pulsation Mechanism for GW Virginis Variables| data = ANY| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 585|nom= 2| pàgines = pàg. 975-982| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...585..975C}}</ref> però continua sent tot un enigma vint anys després.<ref>{{ref-publicació| autor = A. N. Cox, American Astronomical Society, 200th AAS Meeting| article = An Instability Mechanism for GW Vir Variables| data = 2002| publicació = Bulletin of the American Astronomical Society| volum = 34| pàgines = pàg. 786| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2002AAS...200.8507C}}</ref> Des del principi, es va pensar que el mecanisme d'excitació era causat per l'anomenat [[mecanisme κ]], associat amb el carboni i l'oxigen ionitzats per sota de la superfície de la [[fotosfera]], però es va pensar que aquest mecanisme no funcionaria si hi hagués heli en la superfície. No obstant això, sembla que pot existir inestabilitat fins i tot en presència d'heli.<ref name="newnon">{{ref-publicació| autor = A. H. Córsico, L. G. Althaus, M. M. Miller Bertolami| article = New nonadiabatic pulsation computations on full PG 1159 evolutionary models: the theoretical GW Virginis instability strip revisited| data = 2006| publicació = Astronomy and Astrophysics| volum = 458|nom= 1| pàgines = pàg. 259-267| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...458..259C}}</ref>

== Tipus de nanes blanques en funció de la massa inicial de l'estrella ==
Les nanes blanques constitueixen el final de l'[[evolució estel·lar]] en estrelles de la [[seqüència principal]] compreses entre 0,07 i 10 masses solars.<ref name="evo">{{ref-publicació| autor = A. Heger, C. L. Fryer, S. I. Woosley, N. Langer, D. H. Hartmann| article = How Massive Single Stars End Their Life| data = 2003| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 591|nom= 1| pàgines = pàg. 288-300| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H}}</ref><ref name="cosmochronology">{{ref-publicació| autor = G. Fontaine, P. Brassard, P. Bergeron| artícle = The Potential of White Dwarf Cosmochronology| data = 2001| publicació = Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volum = 113|nom= 782| pàgines = pàg. 409-435| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001PASP..113..409F}}</ref> La composició de la nana blanca difereix segons la massa inicial de l'estrella.

=== Estrelles de massa baixa (< 0,5 M<sub>Sol</sub>): nanes blanques d'heli ===
{{article principal|Estrelles binàries#Nanes blanques d'heli}}
Les estrelles de baixa massa (<0,5 M<sub>Sol</sub>) no passen per cap fase posterior a la de combustió de l'hidrogen. Esgotat aquest, els [[electrons]] del seu nucli degeneren molt abans d'arribar a les temperatures d'ignició de l'heli pel que, al final dels seus dies, aquestes estrelles s'acaben convertint en nanes blanques d'heli. Solament les estrelles de menys de mitja massa solar poden donar lloc a aquest tipus d'estrelles, i una estrella d'aquesta massa viuria uns 80.000 milions d'anys. Si tenim en compte que l'edat de l'Univers és de 13.000 milions d'anys,<ref name="aou">{{ref-web|url = http://arxiv.org/abs/astre-ph/0603449v2|títol=Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology|consulta=27 de febrer 2007|autor = D. N. Spergel, R. Bean, O. Vaig daurar, M. R. Nolta, C. L. Bennett, J. Dunkley, G. Hinshaw, N. Jarosik, I. Komatsu, L. Page, H. V. Peiris, L. Green, M. Halpern, R. S. Hill, A. Kogut, M. Limon, S. S. Meyer, N. Odegard, G. S. Tucker, J. L. Weiland, I. Wollack, I. L. Wright|obra = arXiv:astro-ph/0603449v2}}</ref> sembla lògic pensar que aquestes estrelles encara no s'hagin pogut formar.

No obstant això, s'han trobat alguns objectes que es corresponen amb les característiques de les nanes blanques d'heli. La formació d'aquestes estrelles es pot explicar per la interacció de dues estrelles en sistemes binaris, una estrella roba la capa externa d'hidrogen a una estrella vermella en creixement fins a deixar-ne solament la capa d'heli, deixant l'objecte compacte nu.<ref name="apj606_L147"/><ref name="he2"/><ref name="rln"/><ref name="sj">{{ref-web|url = http://www.arm.ac.uk/csj/astnow.html|títol=Stars Beyond Maturity| consulta=3 de maig 2007|autor = Simon Jeffery}}</ref><ref>{{ref-publicació| autor = M. J. Sarna, I. Ergma, J. Gerskevits| article = Helium core white dwarf evolution—including white dwarf companions to neutron stars| data = 2001| publicació = Astronomische Nachrichten| volum = 322|nom= 5-6| pàgines = pàg. 405-410| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001AN....322..405S}}</ref><ref>{{ref-publicació| autor = O. G. Benvenuto, M. A. De Vito| article = The formation of helium white dwarfs in close binary systems - II| data = 2005| publicació = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volum = 362|nom= 3| pàgines = pàg. 891-905| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.362..891B}}</ref> El fenomen també pot ser explicat per la pèrdua de massa a causa d'un gran planeta proper.<ref>{{ref-publicació| autor = ''NewScientist.com news service''| article = Planet diet helps white dwarfs stay young and trim| publicació = New Scientist| data = 2008| url = http://space.newscientist.com/article/mg19726394.900-planet-diet-helps-white-dwarfs-stay-young-and-trim.html| consulta = 2009-05-09| arxiuurl = https://web.archive.org/web/20080705180642/http://space.newscientist.com/article/mg19726394.900-planet-diet-helps-white-dwarfs-stay-young-and-trim.html| arxiudata = 2008-07-05}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080705180642/http://space.newscientist.com/article/mg19726394.900-planet-diet-helps-white-dwarfs-stay-young-and-trim.html |date=2008-07-05 }}</ref>

=== Estrelles de massa mitja (0,5 M<sub>Sol</sub> < M < 8 M<sub>Sol</sub>): nanes blanques de carboni i oxigen ===
[[Fitxer:NGC6543.jpg|miniatura|La [[nebulosa de l'Ull de Gat]] és una [[nebulosa planetària]] que es va formar després de la mort d'una estrella de massa similar a la del Sol. El punt lluminós central assenyala la ubicació del [[romanent estel·lar]].]]
[[Fitxer:Planetary.Nebula.NGC3132.jpg|miniatura|esquerra|Nebulosa planetària [[NGC 3132]], al centre s'hi pot observar una nana blanca.]]
Si la massa de l'estrella se situa entre 0,5 i 8M<sub>Sol</sub>, en esgotar tot l'hidrogen, el seu nucli posseïx una temperatura tal que permet la fusió d'heli en carboni i oxigen mitjançant el [[procés triple-alfa]]. Primer és consumit l'heli del nucli, i, una vegada esgotat, comença a consumir-se l'heli disponible en una capa situada al seu voltant. Això provoca que l'estrella s'expandeixi per última vegada: comença la fase de la [[branca asimptòtica de les gegants]]. A mesura que augmenta la quantitat de carboni resultant de les reaccions triple-alfa augmenten també les possibilitats de formar oxigen, però es desconeix la proporció de carboni i oxigen, ja que les seves seccions eficaces no estan bé definides. Arribats els moments finals de l'estrella, aquesta intensificarà cada vegada més els seus vents estel·lars, expulsant progressivament la seva coberta d'hidrogen fins a deixar un nucli nu i degenerat de carboni i oxigen. Una estrella com el Sol expulsarà en els seus espasmes finals el 40% de la seva massa abans de finalitzar els seus dies com una nana blanca. La nebulosa resultant de l'expulsió de les capes exteriors rep el nom de [[nebulosa planetària]].

Els romanents de les estrelles de massa compresa entre 1,5 i 9 masses solars podrien arribar a superar de bon tros la [[Límit de Chandrasekhar|massa de Chandrasekhar]]. Si totes elles evolucionessin per explotar com [[supernova|supernoves]], com seria de suposar, se n'haurien d'observar moltes més al cel. A més, la composició en metalls del gas interestel·lar hauria de ser més rica en ferro que en oxigen, que no és el cas. Això s'explica per la gran quantitat de massa que expulsen els forts vents d'aquestes estrelles, arribant fins a pèrdues de vuit masses solars al llarg de la seva vida. Aquestes pèrdues de massa són tant més accentuades com més gran sigui l'estrella, així com més gran sigui el seu caràcter metal·lic, que n'incrementa l'[[Estructura estel·lar#opacitat en el mitjà estel·lar|opacitat]]. Per tant, les estrelles en aquest rang de masses també acaben la seva vida com una nana blanca de carboni i oxigen. Aquest tipus de nanes blanques són els més comuns que s'observen a l'Univers.<ref name="sj"/><ref name="vd1">{{ref-web|url = http://www.shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/teaching/phy213/phy213lowmass.html|títol = The evolution of low-mass stars|consulta = 3 de maig 2007|autor = Vik Dhillon|format = lecture notes|editor = Physics 213, University of Sheffield}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}</ref><ref name="vd2">{{ref-web|url = http://www.shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/teaching/phy213/phy213highmass.html|títol = The evolution of high-mass stars|consultar = 3 de maig del 2007|autor = Vik Dhillon|format = lecture notes|editor = Physics 213, University of Sheffield}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}</ref>

=== El límit entre estrelles de massa mitja i massa alta (8 M<sub>Sol</sub> < M < 10 M<sub>Sol</sub>): possibles nanes blanques d'oxigen i neó ===
Les estrelles de massa elevada arriben al seu nucli a la temperatura necessària per fusionar carboni en neó, i, seguidament, neó en ferro. La seva destinació final no és una nana blanca, ja que superen la massa màxima permesa i la pressió de degeneració dels electrons no pot resistir a la gravetat, pel que el nucli col·lapsa i l'estrella explota en una [[supernova]] de [[Supernova#Tipus II|tipus II]], deixant com romanent una [[estrella de neutrons]], un [[forat negre]], o una [[estrella exòtica|forma exòtica d'estrella compacta]].<ref name="evo"/><ref>{{ref-publicació| autor = Jürgen Schaffner-Bielich| article = Strange quark matter in stars: a general overview| data = 2005| publicació = Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics| volum = 31|nom= 6| pàgines = pàg. S651-S657| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005JPhG...31S.651S}}</ref> No obstant això, algunes estrelles compreses entre 8 i 10 M<sub>Sol</sub> poden ser capaces de fusionar carboni per produir neó, però no ser prou massives per cremar neó. Si això succeïx, el nucli no col·lapsa, i la fusió no arriba a ser massa violenta, donaria lloc a una nana blanca composta d'oxigen, neó, i magnesi.<ref>{{ref-publicació| autor = Ken'ichi Nomoto| article = Evolution of 8–10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I - Formation of electron-degenerate O + Ne + Mg cores| data = 1984| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 277| pàgines = pàg. 791-805| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...277..791N}}</ref><ref>{{ref-publicació| autor = S. I. Woosley, A. Heger, T. A. Weaver| article = The evolution and explosion of massive stars| data = 2002| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 74|nom= 4| pàgines = pàg. 1015-1071| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W}}</ref> Aquestes estrelles procedeixen de les anomenades ''ONeMg'' o noves de neó, l'espectre de les quals mostra elevades abundàncies de neó i magnesi.<ref name="oxne"/><ref>{{ref-publicació| autor = K. Werner, T. Rauch, M. A. Barstow, J. W. Kruk| article = Chandra and FUSE spectroscopy of the hot bare stellar core H 1504+65| data = 2004| publicació = Astronomy and Astrophysics| volum = 421| pàgines = pàg. 1169-1183| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...421.1169W}}</ref><ref>{{ref-publicació| autor = Mario Livio, James W. Truran| article = On the interpretation and implications of nova abundances: an abundance of riches or an overabundance of enrichments| data = 1994| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 425|nom= 2| pàgines = pàg. 797-801| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...425..797L}}</ref>

El problema de determinar el rang de masses que dona lloc a aquests objectes procedeix de les elevades taxes de pèrdua de massa al final de la vida de les estrelles, cosa que fa difícil simular numèricament amb precisió quines estrelles s'aturen amb el carboni, quines amb l'oxigen-neó i quines arriben fins al ferro. Així doncs, és possible que el valor exacte depengui del caràcter metàl·lic de l'estrella.

== Interaccions amb el sistema estel·lar ==
[[Fitxer:Comets Kick up Dust in Helix Nebula (PIA09178).jpg|miniatura|Imatge de la [[nebulosa de l'Hèlix]] realitzada mitjançant espectroscòpia infraroja. Presa pel [[Telescopi espacial Spitzer]] de la NASA en 2007.]]
El [[sistema estel·lar]] o [[sistema planetari|planetari]] d'una nana blanca pot intervenir en el seu desenvolupament de diverses formes. El [[Telescopi espacial Spitzer]] de la [[NASA]] va observar la zona central de la [[nebulosa de l'Hèlix]] mitjançant [[espectroscòpia infraroja]], i va suggerir que allí es trobava un núvol de pols, probablement causada per col·lisions entre [[estel]]s.<ref>{{ref-web|url = http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6357765.stm|títol=Comet clash kicks up dusty haze|consulta=20 de setembre 2007|autor = BBC News|data = 13 de febrer}}</ref><ref>{{ref-publicació| autor = K. I. L. Su, I.-H. Chu, G. H. Rieke, P. J. Huggins, R. Gruendl, R. Napiwotzki, T. Rauch, W. B. Latter, K. Volk| artícle = A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula?| data = 2007| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 657|nom= 1| pàgines = pàg. L41-L45| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...657L..41S}}</ref> De la mateixa manera, el [[2004]] es va observar la presència d'un núvol de pols al voltant de la nana blanca [[G29-38]], que possiblement es va formar a causa de la disgregació per forces de marea d'un estel que va transitar molt prop de la nana blanca.<ref>{{ref-publicació| autor = William T. Reach, Marc J. Kuchner, Ted von Hippel, Adam Burrows, Fergal Mullally, Mukremin Kilic, D. I. Winget| article = The Dust Cloud around the White Dwarf G29-38| data = 2005| publicació = The Astrophysical Journal| volum = 635|nom= 2| pàgines = pàg. L161-164| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...635L.161R}}</ref>

Si una nana blanca es troba en un [[estrella binària|sistema binari]] amb una companya, poden produir-se diversos fenòmens: 

=== Supernova Tipus Ia ===
{{article principal|Supernova}}
La massa d'una nana blanca aïllada i sense rotació no pot sobrepassar el [[límit de Chandrasekhar]] d'1,4 masses solars, encara que aquest límit augmenta lleugerament si la nana blanca rota veloçment sobre el seu eix.<ref>{{ref-publicació| autor = S.-C. Yoon, N. Langer| article = Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation| data = 2007| publicació = Astronomy and Astrophysics| volum = 419|nom= 2| pàgines = pàg. 623-644| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...419..623I}}</ref> No obstant això, les nanes blanques que formen part de [[estrella binària|sistemes binaris]] poden acretar material de la seva companya, normalment una [[gegant vermella]], creixent així tant en massa com en densitat. Una vegada que la massa ha arribat al límit de Chandrasekhar, els electrons ja no són capaços de sostenir l'estrella, la qual cosa augmenta la pressió, el que dispara la temperatura fins a iniciar una [[fusió nuclear|fusió]] al nucli de la nana que produeixi una ignició explosiva, o col·lapsa formant una [[estrella de neutrons]].<ref name="collapse"/> Segons el model més comú de formació de les [[Supernova#Tipus Ia|supernoves de tipus Ia]], una nana blanca de [[carboni]] i [[oxigen]] acreta material d'una companya,<ref name="sniamodels"/> augmentant així la seva massa i compactant el seu nucli. La calor del nucli permet iniciar la [[Procés de combustió del carboni|reignició del carboni]] quan la massa supera el límit de Chandrasekhar.<ref name="sniamodels"/> Les nanes blanques, com que contraresten la gravetat mitjançant la [[matèria degenerada|pressió de degeneració]] en comptes de la pressió tèrmica, en afegir-los calor augmenten la temperatura però no la pressió, pel que la nana blanca no s'expandeix. En lloc d'això, la temperatura accelera la velocitat de fusió de l'estrella. La flama [[fusió nuclear|termonuclear]] consumeix gran part del carboni de la nana blanca en escassos segons, causant una explosió de supernova de tipus Ia que acaba per destruir l'estrella i expulsar-ne la massa a velocitats properes als 10.000 km/s, dissipant grans quantitats de pols i gas.<ref name="osln"/><ref name="sniamodels"/><ref>{{ref-publicació| autor = S. I. Blinnikov, F. K. Röpke, I. I. Sorokina, M. Gieseler, M. Reinecke, C. Travaglio, W. Hillebrandt, M. Stritzinger| article = Theoretical light corbis for deflagration models of type Ia supernova| data = 2006| publicació = Astronomy and Astrophysics| volum = 453|nom= 1| pàgines = pàg. 229-240| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...453..229B}}</ref> Tanmateix, aquest no és l'únic mecanisme vàlid per la formació de supernoves de tipus Ia; si dues nanes blanques de [[carboni]] i [[oxigen]] que formen un sistema binari col·lideixen i es fusionen, formant un cos de massa superior al límit de Chandrasekhar, el carboni pot iniciar la seva combustió, causant l'explosió.<ref name="sniamodels"/><sup>, pàg. 14.</sup>

=== Estrelles variables cataclísmiques ===
[[Fitxer:Diagram of a Cataclysmic Variable.png|miniatura|Diagrama d'un sistema binari cataclísmic. la nana blanca acreta massa d'una estrella propera, creant un disc d'acreció al seu voltant.]]
Quan, malgrat l'acreció de material, la massa no arriba al límit de Chandrasekhar, l'[[hidrogen]] acretat que es troba a la superfície pot inflamar-se, donant lloc a una explosió termonuclear. Com que el nucli de la nana blanca no sofreix els efectes d'aquestes explosions, la nana pot seguir acretant hidrogen i continuar explotant. Aquest fenomen cataclísmic rep el nom de [[nova]]. També s'han observat [[nova nana|noves nanes]], que tenen pics de lluminositat més febles que les noves pròpiament dites. Aquests fenòmens no són produïts per fusió nuclear, sinó que es deuen a l'[[Energia potencial#Energia potencial gravitatòria|energia potencial gravitatòria]] que es produeix durant l'acreció de material. En general, una [[estrella variable cataclísmica]] es refereix a qualsevol sistema binari en el qual una nana blanca acreta matèria d'una companya. A part de les noves i de les noves nanes, es coneixen multitud de classes diferents d'estrelles variables.<ref name="osln"/><ref name="sniamodels"/><ref name="nasa1">{{ref-web|url = http://imagini.gsfc.nasa.gov/docs/science/knowl2/cataclysmicvariables.html|títol = Imagine the Universe! Cataclysmic Variables|consulta = 4 de maig 2007|autor = NASA Goddard}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}</ref><ref name="nasa2">{{ref-web|url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/cvs/cvstext.html|títol=Introduction to Cataclysmic Variables (CVs)|consulta=4 de maig 2007|autor = NASA Goddard}}</ref> S'ha demostrat que les estrelles variables cataclísmiques, tant per acreció com per fusió, són fonts de [[raigs X]].<ref name="nasa2"/>

== Notes ==
<div class="references-small">
<ol type="a">
<li>{{Note_label|A|a|none}} La distribució de Fermi-Dirac ve donada per: 
{{Equació|<math>n_i(\epsilon,T)=\frac{g_i}{e^{\frac{\epsilon-\mu}{k_BT}}+1}</math>||left}}
On: 
:<math>n_i</math> és el terme mitjà de partícules en l'estat d'energia <math>\epsilon_i</math>.
:<math>g_i</math> és la degeneració en l'estat i-èsim.
:<math>\epsilon_i</math> és l'energia en l'estat i-èsim.
:<math>\mu</math> és el [[potencial químic]].
:<math>T</math> és la [[temperatura]].
:<math>k_B</math> és la [[constant de Boltzmann]].</li>

<li>{{Note_label|B|b|none}}
:<math>(k_{cond}=3,8 \cdot 10^{-4} << k_{rad}=0,4)</math></li>

<li>{{Note_label|C|c|none}} Per una nana blanca sense rotació, el límit equival a 5,7/μ<sub>e</sub>² masses solars.
μ<sub>e</sub> és la massa molecular mitjana per electró de l'estrella.

En 1931, Chandrasekhar va calcular aquest límit per primera vegada, obtenint la xifra de 0,91 masses solars pel límit de massa, en donar a μ<sub>i</sub> un valor de 2,5. No obstant això, uns anys més tard va rectificar, i donant-li a μ<sub>i</sub> el valor de 2, va obtenir l'actual límit de Chandrasekhar: 1,44 masses solars.

</li>

<li>{{Note_label|D|d|none}} El [[diagrama de Hertzsprung-Russell]] és un gràfic que mostra la lluminositat estel·lar en funció del seu color (o temperatura). No han de confondre's les nanes blanques amb objectes de baixa lluminositat i baixa massa com les nanes vermelles d'hidrogen, el centre del qual es manté gràcies a la pressió tèrmica,<ref>{{ref-publicació| autor = Gilles Chabrier, Isabelle Baraffe| article = Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects| data = 2000| publicació = Annual Review of Astronomy and Astrophysics| volum = 38| pàgines = pàg. 337-377| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000LLAURA&A..38..337C}}</ref> o les nanes marrons, de baixa temperatura.<ref>{{ref-web|url = http://www.astre.uiuc.edu/kaler/sow/hrd.html|títol = The Hertzsprung-Russell (HR) diagram|3 = consulta 5 de maig 2007|autor = Jim Kaler}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}</ref></li>

<li>{{Note_label|E|e|none}} La constant reduïda de Plank (<math>hbar</math>) difereix de la constant de Plank (<math>h</math>) en <math> 2 \pi </math>:
<br />

:<math>\hbar\ \stackrel{\mathrm{def}}{=}\ \frac{h}{2\pi} = \,\,\, 1,054\ 571\ 68(18)\times10^{-34}\ \mbox{J}\cdot\mbox{s} \,\,\, = \,\,\, 6,582\ 119\ 15(56) \times10^{-16}\ \mbox{eV}\cdot\mbox{s}</math></li>

<li>{{Note_label|F|f|none}}La temperatura efectiva d'una nana blanca depèn de la seva Lluminositat (L) i de la seva Ràdio (R):
:<math>T_{eff} = \left(\frac{L}{4 \pi R^2 \sigma}\right)^{1/4}</math><br />
<math>\sigma</math> és la constant de Stefan-Boltzmann, el valor de la qual és:
:<math>\sigma \approx 5.6697\times10^{-8} W/ m^2 K^4</math></li>

</ol>
</div>

== Referències ==
{{Referències}}

== Bibliografia complementària ==
* Rebassa-Mansergas, A.; Gänsicke, B. T.; Rodríguez-Gil, P.; Schreiber, M. R.; Koester, D. (28 November 2007). "[https://onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1111/j.1365-2966.2007.12288.x Post-common-envelope binaries from SDSS - I. 101 white dwarf main-sequence binaries with multiple Sloan Digital Sky Survey spectroscopy: Post-common-envelope binaries from SDSS]". ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. 382 (4): 1377–1393. doi:[https://onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1111/j.1365-2966.2007.12288.x 10.1111/j.1365-2966.2007.12288.x.]
* Kepler, S. O.;&nbsp;Pelisoli, I.;&nbsp;Koester, D.; Ourique, G.;&nbsp;Kleinman, S. J.; Romero, A. D.; Nitta, A.; Eisenstein, D.J.; CostaJ. E. S.; Külebi, B.; Jordan, S.; Dufour, P.; Paolo Giommi, P.; Rebassa-Mansergas, A. «[https://academic.oup.com/mnras/article/446/4/4078/2892955 New white dwarf stars in the Sloan Digital Sky Survey Data Release 10]». ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'', 446, 4, 01-02-2015, pàg. 4078–4087. DOI: [https://academic.oup.com/mnras/article/446/4/4078/2892955 10.1093/mnras/stu2388]. ISSN: 1365-2966.

== Vegeu també ==
* [[Tipus espectral]]
* [[Evolució estel·lar]]
* [[Estel zombi]], resultat hipotètic d'un tipus de supernova Iax 
* [[Diagrama de Hertzsprung-Russell]]
* [[Límit de Chandrasekhar]]
* [[Supernova]]
* [[Matèria degenerada]]
* [[Nana marró]]
* [[Nana vermella]]
* [[Nana negra]]
* [[Nana groga]]

== Enllaços externs ==
{{commonscat}}
* [http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/stars/enana11.htm Projecte Celestia] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070308211915/http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/stars/enana11.htm |date=2007-03-08}} Activitat educativa: Vida i mort de les estrelles.
* [http://www.davegentile.com/thesis/white_dwarfs.html ''White dwarf stars and the Chandrasekhar limit''], Dave Gentile, [[Universidad DePaul]], 1995.

{{Article de qualitat}}
{{Nan blanc}}
{{estel}}
{{Estrella de neutrons}}
{{Supernovae}}
{{Forats negres}}
{{Autoritat}}

{{ORDENA:Nana Blanca}}
[[Categoria:Articles de qualitat de física]]
[[Categoria:Nanes blanques| ]]
[[Categoria:Traduccions que són articles de qualitat]]