Sirius B var den första vita dvärgen som upptäcktes 1862. Den ljusa källan i denna Chandra-bild är Sirius B som lyser i röntgenstrålar med låg energi vid ~ 25 000 Kelvin. Sirius A (en normal stjärna dubbelt så massiv som solen) är den svaga källan uppe till höger. I en optisk bild verkar Sirius A 10 000 gånger ljusare än Sirius B.
Kredit: NASA / CXC / SAO

Vita dvärgstjärnor markerar den evolutionära slutpunkten för låg till mellanliggande massstjärnor som vår sol. Fusionsprocesser i kärnorna hos dessa stjärnor upphör när helium har omvandlats till kol, eftersom den sammandragande kolkärnan inte når tillräckligt hög temperatur för att antändas. Istället dras den samman tills den pressar in alla sina elektroner i minsta möjliga utrymme de kan uppta. Det resulterande elektrontrycket uppstår på grund av kvantmekaniska effekter och hindrar tyngdkraften från att komprimera kärnan ytterligare. En vit dvärg stöds därför av trycket från elektroner snarare än energiproduktion i sin kärna.

När kärnan har slutat samlas har den vita dvärgen en temperatur på över 100.000 Kelvin och lyser igenom restvärme. Dessa unga vita dvärgar belyser vanligtvis de yttre skikten av den ursprungliga stjärnan som kastades ut under den röda jättefasen och skapar en planetnebulosa. Denna fortsatta strålning från den vita dvärgen, tillsammans med bristen på en intern energikälla, gör att den vita dvärgen börjar svalna. Så småningom, efter hundratals miljarder år, kommer den vita dvärgen att svalna till temperaturer där den inte längre syns och den blir en svart dvärg. Med så långa tidsskalor för kylning (främst på grund av den lilla yta genom vilken stjärnan strålar ut) och med universums ålder som för närvarande uppskattas till 13,7 miljarder år strålar även de äldsta vita dvärgarna fortfarande vid temperaturer på några tusen Kelvin, och svarta dvärgar förblir hypotetiska enheter.

På grund av deras höga temperaturer och små storlek finns vita dvärgar under huvudsekvensen i Hertzsprung-Russell-diagrammet.

Vita dvärgstjärnor är extrema objekt som är ungefär lika stora som jorden. De har densiteter vanligtvis runt 109 kg / m3 (jorden har en densitet på cirka 5 × 103 kg / m3) vilket innebär att en tesked vit dvärgmaterial skulle väga flera ton. Det enklaste sättet att föreställa sig detta är att föreställa sig att klämma in solens massa i ett objekt som är ungefär lika stort som jorden! Resultatet är att tyngdkraften vid ytan av den vita dvärgen är över 100 000 gånger vad vi upplever här på jorden, och detta drar stjärnans atmosfär till ett extremt tunt ytskikt som bara är några hundra meter högt.

Vita dvärgar i det globala klustret M4, är mycket svagare än dominerande röda och gula stjärnor. Klustret förutspås innehålla cirka 40 000 vita dvärgar.
Kredit: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver) / NASA / NSSDC

En annan nyfiken egenskap hos vit dvärgar är att ju mer massa de har, desto mindre är de. Chandrasekhar-gränsen på cirka 1,4 solmassor är den teoretiska övre gränsen för massan som en vit dvärg kan ha och fortfarande är en vit dvärg. Utöver denna massa kan elektrontrycket inte längre stödja stjärnan och den kollapsar till ett ännu tätare tillstånd – antingen en neutronstjärna eller ett svart hål. Den tyngsta observerade vita dvärgen har en massa på cirka 1,2 solmassor, medan den lättaste väger endast cirka 0,15 solmassor. stjärna i ett binärt system kan ge upphov till flera olika utbrottfenomen. Kataklysmiska variabler är antingen uppbyggda av ett tungt ytskikt av vätgas på en vit dvärg eller instabilitet i tillväxtprocessen, medan typ Ia-supernovaer anses vara explosionen av en vit dvärgstjärna som har överskridit gränsen för Chandrasekhar.