Sirius B was de eerste witte dwerg die in 1862 werd ontdekt. De heldere bron in deze Chandra-opname is Sirius B, die schijnt in röntgenstraling met lage energie van ~ 25.000 Kelvin. Sirius A (een normale ster die twee keer zo zwaar is als de zon) is de zwakke bron rechtsboven. In een optische afbeelding zou Sirius A 10.000 keer helderder lijken dan Sirius B.
Credit: NASA / CXC / SAO

Witte dwergsterren markeren het evolutionaire eindpunt van lage tot middelzware sterren zoals onze zon. Fusieprocessen in de kernen van deze sterren stoppen zodra het helium is omgezet in koolstof, aangezien de samentrekkende koolstofkern niet een voldoende hoge temperatuur bereikt om te ontsteken. In plaats daarvan trekt het samen totdat het al zijn elektronen in de kleinst mogelijke ruimte perst die ze kunnen innemen. De resulterende elektronendruk ontstaat als gevolg van kwantummechanische effecten en voorkomt dat de zwaartekracht de kern verder comprimeert. Een witte dwerg wordt daarom ondersteund door de druk van elektronen in plaats van energieopwekking in zijn kern.

Zodra de kern niet meer samentrekt, heeft de witte dwerg een temperatuur van meer dan 100.000 Kelvin en schijnt hij door restwarmte. Deze jonge witte dwergen verlichten typisch de buitenste lagen van de oorspronkelijke ster die tijdens de rode reuzenfase werden uitgeworpen, en creëren een planetaire nevel. Deze aanhoudende straling van de witte dwerg, in combinatie met het ontbreken van een interne energiebron, betekent dat de witte dwerg begint af te koelen. Uiteindelijk, na honderden miljarden jaren, zal de witte dwerg afkoelen tot temperaturen waarbij hij niet meer zichtbaar is en zal hij een zwarte dwerg worden. Met zulke lange tijdschalen voor afkoeling (voornamelijk vanwege het kleine oppervlak waar de ster doorheen straalt) en met de leeftijd van het heelal die momenteel wordt geschat op 13,7 miljard jaar, stralen zelfs de oudste witte dwergen nog steeds uit bij temperaturen van een paar duizend Kelvin, en zwarte dwergen blijven hypothetische entiteiten.

Vanwege hun hoge temperaturen en kleine afmetingen worden witte dwergen gevonden onder de hoofdreeks in het Hertzsprung-Russell-diagram.

Witte dwergsterren zijn extreem objecten die ongeveer even groot zijn als de aarde. Ze hebben een dichtheid van typisch ongeveer 109 kg / m3 (de aarde heeft een dichtheid van ongeveer 5 × 103 kg / m3), wat betekent dat een theelepel witte dwergmateriaal enkele tonnen zou wegen. De gemakkelijkste manier om je dit voor te stellen, is door je voor te stellen dat je de massa van de zon in een object ter grootte van de aarde drukt! Het resultaat is dat de zwaartekracht aan het oppervlak van de witte dwerg meer dan 100.000 keer zo groot is als wat we hier op aarde ervaren, en dit trekt de atmosfeer van de ster naar een extreem dunne oppervlaktelaag van slechts een paar honderd meter hoog.

Witte dwergen in de bolvormige sterrenhoop M4 zijn veel zwakker dan de dominante rode en gele sterren. Er wordt voorspeld dat het cluster ongeveer 40.000 witte dwergen bevat.
Credit: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver) / NASA / NSSDC

Nog een merkwaardige eigenschap van wit dwergen is dat hoe meer massa ze hebben, hoe kleiner ze zijn. De Chandrasekhar-limiet van ongeveer 1,4 zonsmassa’s is de theoretische bovengrens voor de massa die een witte dwerg kan hebben en toch een witte dwerg kan blijven. Buiten deze massa kan de elektronendruk de ster niet langer ondersteunen en stort hij in tot een nog dichtere staat – ofwel een neutronenster ofwel een zwart gat. De zwaarst waargenomen witte dwerg heeft een massa van ongeveer 1,2 zonsmassa’s, terwijl de lichtste slechts ongeveer 0,15 zonsmassa’s weegt.

Niet alle witte dwergen bestaan geïsoleerd, en een witte dwerg die materiaal aan het verzamelen is van een metgezel ster in een binair systeem kan aanleiding geven tot verschillende eruptieve verschijnselen. Cataclysmische variabelen zijn het gevolg van ofwel de opbouw van een zware oppervlaktelaag waterstof op een witte dwerg, of instabiliteiten in het aanwasproces, terwijl men denkt dat Type Ia supernovae de explosie zijn van een witte dwergster die de Chandrasekhar-limiet heeft overschreden.