Al menos una de cada cuatro enanas blancas (WD) terminará su vida como estrella magnética, y, por tanto, los campos magnéticos son un componente esencial de la física de WD. Los nuevos conocimientos sobre el magnetismo de las estrellas degeneradas a partir de un análisis reciente de una muestra de WD de volumen limitado han proporcionado la mejor evidencia obtenida hasta ahora de cómo la frecuencia del magnetismo en WD se correlaciona con la edad. Esto podría ayudar a explicar el origen y la evolución de los campos magnéticos en los WD.

Más del 90% de las estrellas de nuestra galaxia terminan su vida como WD. Aunque muchos tienen un campo magnético, aún se desconoce cuándo aparece en la superficie, si evoluciona durante la fase de enfriamiento del WD y, sobre todo, cuales son los mecanismos que lo generan.

Las observaciones astronómicas están frecuentemente sujetas a fuertes sesgos. Porque los WD son estrellas moribundas, se vuelven más fríos, y por lo tanto más y más débil con el tiempo. Como consecuencia, Las observaciones tienden a favorecer el estudio de los WD más brillantes, que son calientes y jóvenes. También hay un efecto más sutil y contradictorio. Debido a su estado degenerado, Los WD más masivos son más pequeños que los menos masivos (imagine una serie de esferas donde las más pequeñas son las más pesadas). Debido a que los WD más pequeños también son más débiles, las observaciones tienden a favorecer también a las estrellas menos masivas.

En resumen, observaciones de objetivos seleccionados de acuerdo con su brillo (por ejemplo, observando todos los WD más brillantes que una cierta magnitud) tienden a concentrarse en estrellas jóvenes y menos masivas, descuidando totalmente los viejos WD.

Otro problema es que la mayoría de las observaciones de WD se realizan con técnicas espectroscópicas que son sensibles solo a los campos magnéticos más fuertes. por lo tanto, no se pudo identificar una fracción sustancial de WD magnéticos. La sensibilidad de la espectropolarimetría a los campos magnéticos puede ser más de dos órdenes de magnitud mejor que la espectroscopia. La espectropolarimetría ha demostrado que los campos débiles, que escapan a la detección mediante técnicas espectroscópicas, son bastante comunes en los WD.

Para realizar un levantamiento espectropolarimétrico completo, Los astrónomos del Observatorio Armagh y la Universidad de Western Ontario seleccionaron todos los WD del catálogo de Gaia en un volumen a 20 parsecs del Sol. Aproximadamente dos tercios de esta muestra, o aproximadamente 100 WD, no se había observado antes y, por lo tanto, no había datos disponibles en la literatura. Como consecuencia, el equipo los observó usando el espectrógrafo y polarímetro ISIS en el Telescopio William Herschel (WHT), junto con instrumentos similares en otros telescopios.

Descubrieron que los campos magnéticos son raros al comienzo de la vida de un WD, cuando la estrella ya no produce energía en su interior, e inicia su fase de enfriamiento. Por lo tanto, un campo magnético no parece ser una característica de un WD desde su "nacimiento". Más frecuentemente se genera, o llevado a la superficie estelar durante la fase de enfriamiento del WD.

También encontraron que los campos magnéticos de los WD no muestran signos obvios de desintegración óhmica, nuevamente una indicación de que estos campos se generan durante la fase de enfriamiento, o al menos seguir emergiendo en la superficie estelar a medida que envejece el WD.

Esta imagen es totalmente diferente de lo que se observa, por ejemplo, en las estrellas magnéticas Ap y Bp de la secuencia principal superior, donde se encuentra que no solo están presentes campos magnéticos tan pronto como la estrella alcanza la secuencia principal de edad cero, pero también que la intensidad del campo disminuye rápidamente con el tiempo. Por tanto, el magnetismo en las WD parece ser un fenómeno totalmente diferente al magnetismo de las estrellas Ap y Bp.

La frecuencia del campo magnético no solo aumenta con la edad de WD, pero se sabe que la frecuencia está correlacionada con la masa estelar, y esos campos aparecen con más frecuencia después de que el núcleo de carbono-oxígeno de la estrella ha comenzado a cristalizar. Un mecanismo de dinamo puede explicar los campos más débiles entre los observados en WD, y trabajos recientes sugieren que el mismo mecanismo podría ser capaz de producir campos más fuertes de lo que se predijo originalmente.

Para comparacion, la fuerza del campo magnético de la Tierra, producido por un mecanismo de dinamo, se trata de un Gauss. Un mecanismo de dínamo puede explicar campos de hasta 0,1 millones de Gauss de fuerza, pero en campos de WD se han observado hasta varios cientos de millones de Gauss. Es más, un mecanismo de dínamo necesita una rotación rápida, pero esto no se observa generalmente en WD. Se necesita más investigación teórica y observacional para distanciar esta situación.