Weiße Zwerge: Sterne am Ende ihres Lebens

Weißer Zwerg — Der Planetarische Nebel NGC 2440 enthält einen der heißesten bekannten Weißen Zwerge. Der Weiße Zwerg ist als heller Fleck nahe der Bildmitte zu erkennen. Bildquelle: H. Bond (STScI), R. Ciardullo (PSU), WFPC2, HST,NASA (neues Fenster)

Weiße Zwerge

DERWeiße Zwergesind die kompakten Überreste von Sternen mit geringer bis mittlerer Masse (< 8 M☉), nachdem sie ihren Wasserstoff erschöpft haben und Riesenphasen durchlaufen haben. Sie erzeugen keine Energie mehr durch Kernfusion und strahlen ihre Restwärme ab. Diese Sterne haben typischerweise eine Masse von 0,5 bis 1,4 M☉, konzentriert in einem Radius, der mit dem der Erde vergleichbar ist (~0,01 R☉), was zu extrem hohen Dichten führt.

Masse: 0,5 bis 1,4 M☉
Radius: 0,008 bis 0,02 R☉ (~7.000 bis 14.000 km)
Oberflächentemperatur: 5.000 bis 100.000 K je nach Alter
Abkühlzeit: mehrere Milliarden Jahre

Interne Struktur

Die innere Struktur von Weißen Zwergen unterscheidet sich stark von der aktiver Sterne:

Kern: besteht hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff (oder Helium für die leichteren)
Atmosphäre: dünne äußere Schicht aus Wasserstoff oder Helium
Elektronischer Degenerationsdruck: Verhindert einen Gravitationskollaps

Sternentwicklung

Weiße Zwerge entstehen durch die Entwicklung von Sternen wie der Sonne:

Hauptsequenz: stabile Wasserstofffusion
Phase des Roten Riesen: Expansion und Fusion von Helium
Verlust der äußeren Schichten: Bildung eines planetarischen Nebels
Entstehung des Weißen Zwergs: Dichter, heißer Stern, aber ohne Kernfusion

Beispiele für untersuchte Weiße Zwerge

Eigenschaften berühmter Weißer Zwerge
Stern	Spektraltyp	Masse (M☉)	Radius (R☉)	Temperatur (K)	Bemerkungen
Sirius B	DA2	1.02	0,008	25.000	Begleiter von Sirius A
Procyon B	DQZ	0,6	0,012	7.740	Begleiter von Procyon A
Van Maanen 2	DZ7	0,67	0,012	6.220	Isolierter Weißer Zwerg in der Nähe der Sonne
GD165	D.A.	0,63	0,011	12.000	Weißer Zwerg mit substellarem Begleiter
EG 21	DB	0,58	0,012	14.500	Heliumähnlicher Stern mit nachgewiesenen Pulsationen
RE J0317-853	DAH	1,35	0,007	50.000	Stark magnetisierter Weißer Zwerg
40 Eridani B	DA4	0,6	0,012	16.500	Ergänzung zum Eridani Triple 40 System

Quellen:NASA – Sterndaten (neues Fenster), Internationale Astronomische Union (neues Fenster).

Spektralnotation von Weißen Zwergen

Die Klassifizierung von Weißen Zwergen verstehen (DA, DB, DQ…)
Bewertungselement	Beispiel	Bedeutung	Physische Details
D.A.	DA2	Wasserstoffreiche Atmosphäre	Spektrum dominiert von Balmer-Wasserstofflinien
DB	DB3	Heliumreiche Atmosphäre	Heliumlinien sichtbar, Wasserstoff fehlt
D.Q.	DQ7	Vorhandensein von Kohlenstoff	Kohlenstoffmolekulare Linien oder Bänder in der Atmosphäre
DZ	DZ7	Vorhandensein von Metallen	Signaturen schwerer Elemente in der Atmosphäre

Quelle:Internationale Astronomische Union – Klassifizierung der Weißen Zwerge (neues Fenster)