Een witte dwerg is een ster die aan het einde van haar levenscyclus is gekomen. In de witte dwerg vinden dus geen kernreacties meer plaats. De massa van de kern moet kleiner dan 1,4 zonmassa's (Chandrasekhar-limiet) zijn, want anders eindigt de ster als een neutronenster, een quarkster of een zwart gat.
Vooraleer een ster een witte dwerg wordt, zwelt ze op tot een rode reus en stoot een deel van de materie af in de vorm van een planetaire nevel. De overblijvende kern stort dan in tot een witte dwerg. Die heeft een straal van enkele duizenden kilometer en een dichtheid van honderden ton per kubieke centimeter.
Een doorsnee witte dwerg heeft ongeveer één zonnemassa, maar zijn volume is niet groter dan dat van de aarde. Dat betekent dat het zwaartekrachtsveld aan de oppervlakte enkele honderdduizenden malen sterker is dan aan het aardoppervlak. Vanwege de kleine oppervlakte straalt een witte dwerg – ondanks zijn hoge oppervlaktetemperatuur – 100 tot 10.000 maal minder licht uit dan de zon. Hoewel de witte dwergen heel talrijk zijn, kan er daarom geen enkele met het blote oog worden waargenomen. De eerst waargenomen witte dwerg was Sirius B in 1862 - aanwijzingen voor zijn aanwezigheid werden al in 1844 gevonden als onregelmatigheden in de baan van Sirius.
De temperatuur van een jonge witte dwerg is hoog: vele tienduizenden K, waarbij hij heel langzaam afkoelt tot een zwarte dwerg. Zwarte dwergen zijn nog nooit waargenomen omdat het afkoelen tientallen miljarden jaren in beslag neemt, wat langer is dan de leeftijd van het heelal.
Een witte dwerg stort niet verder in door het uitsluitingsprincipe van Pauli in combinatie met het onzekerheidsprincipe van Heisenberg.
/2π, met de constante van Planck) zegt dat als elektronen ruimtelijk (x) dichter bij elkaar komen, hun impuls (p) moet toenemen.In een witte dwerg zijn de elektronen zo dicht op elkaar gedrukt dat er geen lage energieniveaus meer beschikbaar zijn, waardoor de elektronen een grotere impuls moeten krijgen. Die impuls zorgt voor het ontstaan van een druk waardoor de witte dwerg ondanks zijn eigen zwaartekracht niet verder in kan storten. Elektronen in deze toestand heten ontaard.
De natuurkundige vergelijkingen die voor ontaarde materie gelden, zijn relatief eenvoudig: de druk hangt alleen af van de dichtheid, de temperatuur doet er niet toe. Witte dwergen waren hierdoor de eerste sterren waarvoor nauwkeurige theoretische modellen konden worden berekend. Subramanyan Chandrasekhar heeft op dit gebied in de jaren 1930 pionierswerk verricht. Het bleek onder meer dat er voor witte dwergen een eenvoudig verband geldt tussen massa en straal: hoe zwaarder de witte dwerg is, des te kleiner hij moet zijn – precies het tegendeel van wat je intuïtief zou verwachten.
Men denkt dat witte dwergen bestaan uit koolstof en zuurstof (volledig geïoniseerd in de vorm van een dicht plasma), met een atmosfeer van waterstof en helium.
Deze elementen zijn, toen de ster nog een "gewone" ster was, ontstaan bij het volgende fusieproces:
Eerst werd waterstof omgezet in helium:
Toen de waterstof was "opgebrand", nam de druk door de zwaartekracht toe en vond de volgende stap plaats waarbij helium fuseerde tot koolstof:
Daarna volgde een reactie waarbij zuurstof werd gevormd
| Soorten Sterren |
|---|
|
Bestaande soorten: Theoretische soorten: |