- Weißer Zwerg
- Weißer Zwerg,Weißer Zwergstern, relativ kleiner und sehr dichter Stern, dessen innere Stabilität von einem entarteten Elektronengas aufrechterhalten wird. Der Name geht auf die zuerst entdeckten Sterne dieser Art zurück, die eine weiße Farbe hatten.Die effektiven Temperaturen der Weißen Zwerge liegen zwischen etwa 40 000 und 5 000 K, ihre absoluten Helligkeiten zwischen 8m und 16m, die Bildpunkte im Hertzsprung-Russell-Diagramm befinden sich entsprechend etwa 8-12 Größenklassen unterhalb der Hauptreihe. Der Vergleich mit Hauptreihensternen gleicher effektiver Temperatur zeigt, dass die Radien Weißer Zwerge typischerweise bei etwa 8 000 bis 10 000 km liegen und so eher mit Planetenradien als mit dem Sonnenradius vergleichbar sind. Die Masse der Weißen Zwerge beträgt etwa 0,4 Sonnenmassen bis 1 Sonnenmasse, woraus sich eine mittlere Dichte in der Größenordnung von 105 g/cm3 (etwa dem 100 000fachen der Sonne) ergibt.Im Sterninnern kann man sich die Materie aufgrund ihrer nahezu vollständigen Ionisation aus zwei Partialgasen bestehend denken: dem von den freien Elektronen gebildeten Elektronengas und dem von den Elektronen »befreiten« Atomkernen bestehenden »Kerngas«. In Weißen Zwergen ist infolge der hohen Dichte das Elektronengas hochgradig entartet (Gasentartung), während das Kerngas sich wie ein normales ideales Gas verhält. In einem vollständig entarteten Elektronengas sind sämtliche nach den Gesetzen der Quantenphysik mögliche Energiezustände (Pauli-Prinzip) bis zu einer oberen Grenze von Elektronen besetzt; diese bestimmt den bestehenden Druck. Steigt die Elektronengasdichte, wächst die Grenzenergie und damit der vom Elektronengas ausgeübte Druck. Der Druck des Kerngases ist dagegen vernachlässigbar klein, sodass die innere Konfiguration Weißer Zwerge wesentlich durch das Elektronengas bestimmt wird. Ein entartetes Elektronengas kann aber keinen beliebig hohen Druck ausüben, es kann nur Sterne bis zu einer oberen Massengrenze, der Chandrasekhar-Grenze, stabilisieren. Diese liegt für ganz aus Helium oder Kohlenstoff bestehende Sterne bei etwa 1,4 Sonnenmassen; massereichere Weiße Zwerge sind nicht möglich, sie würden kollabieren (Supernova).Weiße Zwerge stellen einen möglichen Endzustand in der Sternentwicklung dar: Die verfügbaren Kernenergiequellen sind erschöpft, die ausgestrahlte Energie stammt im Wesentlichen aus dem thermischen Energievorrat des Kerngases. Weiße Zwerge werden daher immer kühler. Bei nahezu gleich bleibendem Radius sinkt ihre effektive Temperatur, ihre Bildpunkte verschieben sich im Hertzsprung-Russell-Diagramm parallel zur Hauptreihe in Richtung niedrigerer Effektivtemperaturen.Sterne, die bei ihrer Entstehung mehr Masse als die Grenzmasse (bis zu etwa 8 Sonnenmassen) besitzen, enden in ihrer Entwicklung als Weiße Zwerge. Im Riesensternzustand (Sternentwicklung) verlieren sie so viel Masse, dass sie die Grenzmasse unterschreiten (planetarischer Nebel). Möglicherweise sind bis zu 10 % aller Sterne in der Umgebung der Sonne Weiße Zwerge; wegen ihrer geringen Leuchtkraft kennt man aber nur rd. 1 000 von ihnen.Hier finden Sie in Überblicksartikeln weiterführende Informationen:Sterne: Aufbau und Entwicklung
Universal-Lexikon. 2012.
