Weißer Zwergstern

Als eine der letzten Phasen im Leben eines Sterns von relativ kleiner Masse (meist weniger als die doppelte Sonnenmasse) entwickelt sich dieser zu einem Weißen Zwerg. Ebenso wie die Neutronensterne oder die Schwarzen Löcher stellen Weiße Zwerge das Endprodukt eines Schwerkraftkollapses dar.

Anfang des 20. Jahrhunderts entdeckte man die ersten Weißen Zwerge, nämlich 40 Eridani und Sirius B. Diese Sterne zeichneten sich durch eine hohe Oberflächentemperatur aus, wobei ihre Leuchtkraft jedoch so niedrig war, dass man sich dies nur durch eine sehr geringe Größe erklären konnte. Heute kennt man einige hundert weiße Zwerge; auf Grund ihrer geringen Helligkeit sind diese Objekte jedoch sehr schwer zu erkennen.

 

Ursprung:

Wie bereits erwähnt, bildet sich ein Weißer Zwerg stets dann, wenn ein Stern von relativ geringer Masse das Ende seiner möglichen Kernfusionsprozesse erreicht. Der Kern des Sterns zieht sich zusammen, wodurch sich die Dichte dramatisch erhöht, wir haben es an diesem Punkt mit entarteter Materie zu tun, d.h. die Atome werden derart zusammengedrückt, dass sich Atomkerne und Elektronen trennen, wodurch die Materie noch dichter gepackt werden kann. Der Gravitationskollaps setzt sich jedoch bei einem Weißen Zwerg nicht endlos fort, wie das bei einem Schwarzen Loch der Fall ist, sondern wird durch den nach außen gerichteten Druck der zusammengedrückten Elektronen gestoppt. Dieser Effekt kann jedoch nur dann eintreten, wenn die Masse des Sterns 1,4 Sonnenmassen nicht überschreitet. Dieser Grenzwert wird nach dem pakistanischen Astrophysiker S. Chandrasekhar als Chandrasekhar-Masse bezeichnet. Ist die Masse höher, so wird er sich zu einem Neutronenstern oder gar einem Schwarzen Loch entwickeln. Die Weißen Zwerge sind im HR-Diagramm links unten zu finden. Das Ende eines Weißen Zwergs vollzieht sich ohne spektakuläre Ereignisse, d.h. der Stern erlischt ganz einfach mit der Zeit. Dieser Prozess scheint jedoch so langsam vor sich zu gehen, dass seit Entstehung des Universums wohl noch kein einziger Weißer Zwerg vollkommen erloschen sein dürfte und zu einem Schwarzen Zwerg geworden sein. Nach der vorherrschenden Meinung der Astrophysik ist das Universum mit seinen 13,7 Milliarden Jahren noch nicht alt genug, um Schwarze Zwerge hervorzubringen. Die Temperaturen der kühlsten Weißen Zwerge entsprechen der beobachtbaren Grenze des Alters des Universums.


Eigenschaften:

Weiße Zwerge haben eine Masse, die mit jener der Sonne vergleichbar ist, wobei die Größe nur der der Erde entspricht. Infolgedessen ist ihre Dichte sehr hoch; 1 cm³ der Materie eines weißen Zwerg wiegt ca. 1 t.

Weiße Zwerge haben eine mittlere Oberflächentemperatur von 20.000 – 30.000 °C. Als besonders heiße Sterne sind sie weiß, während ein Stern, wie die Sonne (ca. 6.000°C) von gelber Farbe ist. Solche Zwergsterne können aber auch relativ kühl sein (ca. 4.000°C); in diesem Fall handelt es sich um sogenannte Rote Zwerge.

Auch die Spektren der Weißen Zwerge können unterschiedlich sein; in der Regel zeigen sie starke Absorptionslinien, die jedoch in manchen Fällen fehlen können. Manche zeigen lediglich Wasserstofflinien, andere wieder nur Helium- bzw. Metalllinien.

Obwohl Weiße Zwerge eine hohe Oberflächentemperatur aufweisen, strahlen sie auf Grund ihrer geringen Größe relativ wenig Licht ab; sie bewegen sich zwischen der 12. Und 16. Größenklasse und sind damit 10 Millionen bis 100 Milliarden Mal lichtschwächer als unsere Sonne.