Sirius B war der erste weiße Zwerg, der 1862 entdeckt wurde. Die helle Quelle in diesem Chandra-Bild ist Sirius B, der in energiearmen Röntgenstrahlen bei ~ 25.000 Kelvin leuchtet. Sirius A (ein normaler Stern, der doppelt so massereich ist wie die Sonne) ist die schwache Quelle oben rechts. In einem optischen Bild würde Sirius A 10.000-mal heller als Sirius B erscheinen.
Credit: NASA / CXC / SAO

Weiße Zwergsterne markieren den evolutionären Endpunkt des Tiefs zu mittleren Massensternen wie unserer Sonne. Die Fusionsprozesse in den Kernen dieser Sterne hören auf, sobald das Helium in Kohlenstoff umgewandelt wurde, da der sich zusammenziehende Kohlenstoffkern nicht hoch genug ist, um sich zu entzünden. Stattdessen zieht es sich zusammen, bis es alle seine Elektronen auf den kleinstmöglichen Raum drückt, den sie einnehmen können. Der resultierende Elektronendruck entsteht aufgrund quantenmechanischer Effekte und verhindert, dass die Schwerkraft den Kern weiter komprimiert. Ein weißer Zwerg wird daher eher durch den Druck der Elektronen als durch die Energieerzeugung in seinem Kern unterstützt.

Sobald sich der Kern nicht mehr zusammenzieht, hat der weiße Zwerg eine Temperatur von über 100.000 Kelvin und scheint durch Restwärme. Diese jungen weißen Zwerge beleuchten typischerweise die äußeren Schichten des ursprünglichen Sterns, der während der Phase des roten Riesen ausgeworfen wird, und bilden einen planetarischen Nebel. Diese fortgesetzte Strahlung des Weißen Zwergs in Verbindung mit dem Fehlen einer internen Energiequelle führt dazu, dass sich der Weiße Zwerg abzukühlen beginnt. Nach Hunderten von Milliarden von Jahren wird der weiße Zwerg schließlich auf Temperaturen abkühlen, bei denen er nicht mehr sichtbar ist, und er wird ein schwarzer Zwerg. Mit solch langen Abkühlungszeiten (hauptsächlich aufgrund der kleinen Oberfläche, durch die der Stern strahlt) und dem Alter des Universums, das derzeit auf 13,7 Milliarden Jahre geschätzt wird, strahlen selbst die ältesten weißen Zwerge noch bei Temperaturen von einigen tausend Kelvin. und schwarze Zwerge bleiben hypothetische Einheiten.

Aufgrund ihrer hohen Temperaturen und geringen Größe befinden sich weiße Zwerge unterhalb der Hauptsequenz im Hertzsprung-Russell-Diagramm.

Weiße Zwergsterne sind extrem Objekte, die ungefähr so groß sind wie die Erde. Sie haben eine Dichte von typischerweise etwa 109 kg / m3 (die Erde hat eine Dichte von etwa 5 × 103 kg / m3), was bedeutet, dass ein Teelöffel weißes Zwergmaterial mehrere Tonnen wiegen würde. Der einfachste Weg, sich dies vorzustellen, besteht darin, sich vorzustellen, wie man die Masse der Sonne in ein Objekt von der Größe der Erde drückt! Das Ergebnis ist, dass die Schwerkraft an der Oberfläche des Weißen Zwergs mehr als 100.000 Mal so hoch ist wie hier auf der Erde, und dies zieht die Atmosphäre des Sterns in eine extrem dünne Oberflächenschicht, die nur wenige hundert Meter hoch ist.

Weiße Zwerge im Kugelsternhaufen M4 sind viel schwächer als die dominante rote und gelbe Sterne. Der Cluster wird voraussichtlich etwa 40.000 weiße Zwerge enthalten.
Kredit: Harvey Richer (Universität von British Columbia, Vancouver) / NASA / NSSDC

Eine weitere merkwürdige Eigenschaft von Weiß Zwerge sind, je mehr Masse sie haben, desto kleiner sind sie. Die Chandrasekhar-Grenze von etwa 1,4 Sonnenmassen ist die theoretische Obergrenze für die Masse, die ein weißer Zwerg haben kann und immer noch ein weißer Zwerg bleibt. Jenseits dieser Masse kann der Elektronendruck den Stern nicht mehr stützen und er kollabiert in einen noch dichteren Zustand – entweder einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Der schwerste beobachtete weiße Zwerg hat eine Masse von ungefähr 1,2 Sonnenmassen, während der leichteste nur ungefähr 0,15 Sonnenmassen wiegt.

Nicht alle weißen Zwerge existieren isoliert und ein weißer Zwerg, der Material von einem Begleiter ansammelt Stern in einem binären System kann zu verschiedenen Eruptionsphänomenen führen. Kataklysmische Variablen resultieren entweder aus dem Aufbau einer schweren Wasserstoffschicht auf einem weißen Zwerg oder aus Instabilitäten im Akkretionsprozess, während Supernovae vom Typ Ia als Explosion eines weißen Zwergsterns angesehen werden, der die Chandrasekhar-Grenze überschritten hat.