Weiße Zwerge (engl. white dwarfs, WD) sind kompakte Objekte, die sich am Ende der Entwicklung von Sternen mit etwa einer Sonnenmasse bilden.

Eigenschaften

Sie haben in etwa die Größe der Erde (Größenordnung 5000 km), vereinigen aber eine gesamte Sonnenmasse in sich! Daher ist ihre mittlere Dichte mit etwa 10⁶ g/cm³ beträchtlich. Ihre Oberflächentemperatur (siehe auch Effektivtemperatur) beträgt etwa 20000 bis 30000 Kelvin, weshalb sie maximal im Ultraviolett strahlen (zu sehen anhand Gleichung im Wienschen Verschiebungsgesetz in den Einträgen Planckscher Strahler sowie Spektraltyp).

Entstehung Weißer Zwerge

Weiße Zwerge bilden sich, wenn der Vorläuferstern seine äußeren Hüllen nach dem Rote-Riesen-Stadium als planetarischen Nebel abgestoßen hat, aus der Restmasse. Die kritische Obergrenze ist die Chandrasekhar-Masse von 1.46 Sonnenmassen (Chandrasekhar, 1930). Diese Grenzmasse ist unabhängig von Zentraldichte und Radius und hängt nur von der Zusammensetzung des Weißen Zwergs ab. Rechnerisch gewinnt man die Massengrenze aus der Masse-Radius-Beziehung eines Polytropen und der numerischen Lösung der so genannten Lane-Emden-Gleichung. In diese Gleichung gehen lediglich die Zustandsgleichung des Polytropen, Annahme hydrostatischen Gleichgewichts und die Poisson-Gleichung des Gravitationsfeldes ein.

Was bewahrt den Zwerg vor dem Kollaps?

Stabilität erhalten die Weißen Zwerge vom fermionischen Entartungsdruck der Elektronen, die dem Pauli-Prinzip unterliegen und sich daher nicht beliebig nahe kommen können. Der Entartungsdruck skaliert nur mit der Massendichte (Potenzgesetz mit Potenz 5/3, nicht relativistisch, oder 4/3, relativistisch) und wird daher besonders relevant bei hohen Dichten. Doch bei zu starken Gravitationsdrücken kann auch der Entartungsdruck nichts mehr stabilisieren.

Eine 1a Supernova

Das geschieht, wenn der Zwerg zuviel Masse bekommt, z.B. von einem nahen Begleitstern. In der Natur beobachten Astronomen den Fall in Doppelsternsystemen, dass Materie eines Sterns zum benachbarten Weißen Zwerg überfließt. Der Zwerg nimmt durch Akkretion immer mehr Sternplasma des Begleiters auf. Oberhalb der Chandrasekhar-Masse werden Weiße Zwerge instabil. Die katastrophale Folge ist die Explosion des Weißen Zwergs in einer Supernova vom Typ Ia (thermonukleare Supernova) – von ihm bleibt nichts übrig! Anmerkung: Schwerere Sterne hingegen kollabieren zu einem Neutronenstern, Quarkstern oder stellaren Schwarzen Loch. Die damit verbundene Explosion ist eine Supernova Typ II bzw eine Hypernova.

zwei Zwergtypen: CO & Fe

Die Daten des Astrometrie-Satelliten Hipparcos belegen, dass man unter den Weißen Zwergen zwei Typen nach ihrer Zusammensetzung unterscheiden kann: CO-Weiße Zwerge und Fe-Weiße Zwerge. Letztere sind noch kleiner. CO-Weiße Zwerge gehen aus massearmen Sternen hervor und enthalten Kohlenstoff (C) und Sauerstoff (O). Fe-Weiße Zwerge dagegen sind Relikte massereicher Sterne. Massereiche Sterne erzeugen in nuklearen Fusionsprozessen schwerere Elemente bis Eisen (Fe).

Hier 'brennt' nichts mehr

In Weißen Zwergen läuft keine thermonukleare Fusion mehr ab, so dass sie lediglich nur noch auskühlen. Bei angenommenen 20 Millionen Kelvin im Innern strahlen sie immer noch 10 Milliarden Jahre lang, also der Zeitskala des Alters des Universums! Oder wie es die Astrophysiker gerne formulieren:

Die Kelvin-Helmholtz-Zeitskala liegt in der Größenordnung der Hubble-Zeit.

Danach werden sie zunächst Rote Zwerge (Oberflächentemperatur etwa 3000 K) und schließlich Schwarze Zwerge und somit Form baryonischer Dunkler Materie. Die geringe Leuchtkraft decken Weiße Zwerge aus noch gespeicherter thermischer Energie.

berühmte Weiße Zwerge

Bekannte Vertreter sind der Begleiter von Sirius im Sternbild Großer Hund (internat. Canis Major), Sirius B, der 1914 entdeckt wurde. Er hat etwa eine Sonnenmasse, eine Oberflächentemperatur von 27000 K (Vergleich Sonne: ca. 6000 K), eine Leuchtkraft von nur 0.002 Sonnenleuchtkräften und umläuft den Hauptstern Sirius A in 50 Jahren. 1844 hat Bessel Sirius B aufgrund periodisch schwankender Eigenbewegungen von Sirius A vorhergesagt. Clark hat ihn 1862 zufällig entdeckt!
Astronomen kennen derzeit etwa 600 Weiße Zwerge. Weitere sind Procyon B im Sternbild Kleiner Hund (internat.: Canis Minor), 40 Eri B im Sternbild Eridanus, EG 50, GD 140 und Stein 2051.

CVs

Eine spezielle Form von Doppelsternen, die immer einen Weißen Zwerg als kompakte Komponente haben, sind die kataklysmischen Veränderliche.

Sonne wird zum Weißen Zwerg werden

Nach dem Stadium eines Roten Riesen in einigen Milliarden Jahren wird unsere Sonne das Schicksal ereilen, dass sie zum Weißen Zwerg von etwa einer halben Sonnenmasse wird, eingebettet in einen farbenprächtigen Planetarischen Nebel. Die Erde wird also keinen Kältetod erleiden, sondern die Ozeane werden durch die enorme Hitze des aufgeblähten Roten Riesen verdampfen!