Bílý trpasličí hvězda, jakákoli ze třídy slabých hvězd představujících koncový bod vývoje hvězd střední a nízké hmotnosti. Bílé trpasličí hvězdy, tzv. Kvůli bílé barvě prvních několika objevených, se vyznačují nízkou svítivostí, hmotou řádově hmotnou Slunce a poloměrem srovnatelným s poloměrem Země. Vzhledem ke své velké hmotnosti a malým rozměrům jsou takové hvězdy husté a kompaktní objekty s průměrnou hustotou blížící se 1 000 000krát větší než voda.

Přečtěte si více o tomto tématu

hvězda: Bílá trpaslíci

Zdá se, že všechny hvězdy se vyvíjejí fází červeného obra do svého konečného stavu přímočarou cestou. Ve většině případů zejména …

Na rozdíl od většiny ostatních hvězd, které jsou podporovány proti své vlastní gravitaci normálním tlakem plynu, bílý trpaslík hvězdy jsou podporovány degeneračním tlakem elektronového plynu v jejich nitru. Tlak degenerace je zvýšený odpor vyvíjený elektrony tvořícími plyn v důsledku hvězdné kontrakce (viz zdegenerovaný plyn). Aplikace takzvané Fermi-Diracovy statistiky a speciální relativity ke studiu rovnovážné struktury bílých trpasličích hvězd vede k existenci vztahu hmotnost-poloměr, jehož prostřednictvím je bílému trpaslíkovi daného druhu přiřazen jedinečný poloměr. Hmotnost; čím větší je hmota, tím menší je poloměr. Dále se předpovídá existence omezující hmoty, nad kterou nemůže existovat žádná stabilní bílá trpasličí hvězda. Tato omezující hmota, známá jako Chandrasekharova mez, je řádově 1,4 sluneční hmoty. Obě předpovědi jsou ve vynikající shodě s pozorováním hvězd bílého trpaslíka.

Centrální oblast typické hvězdy bílého trpaslíka je složena ze směsi uhlíku a kyslíku. Toto jádro obklopuje tenká obálka helia a ve většině případů ještě tenčí vrstva vodíku. Velmi málo bílých trpasličích hvězd je obklopeno tenkou uhlíkovou obálkou. Astronomickým pozorováním jsou přístupné pouze nejvzdálenější hvězdné vrstvy.

Bílé trpaslíky se vyvíjejí z hvězd s počáteční hmotou až tří nebo čtyř hmotností Slunce nebo dokonce možná i vyšší. Po klidových fázích hoření vodíku a hélia v jeho jádru – oddělených první fází červeného obra – se hvězda podruhé stane červeným obrem. Na konci této druhé fáze červeného obra ztrácí hvězda svou katastrofickou událost a zanechala za sebou husté, horké a světelné jádro obklopené zářící sférickou skořápkou. Toto je fáze planetární mlhoviny. Během celého vývoje, který obvykle trvá několik miliard let, ztratí hvězda hlavní část své původní hmoty hvězdnými větry v obřích fázích a vysunutým obalem. Horké jádro planetární mlhoviny, které po sobě zanechalo, má hmotnost solární hmoty 0,5–1,0 a nakonec se ochladí, aby se z něj stal bílý trpaslík.

Bílé trpaslíky vyčerpaly veškeré své jaderné palivo a nemají tedy žádné zbytkové zdroje jaderné energie. Jejich kompaktní struktura také brání další gravitační kontrakci. Energie vyzařovaná do mezihvězdného média je tedy poskytována zbytkovou tepelnou energií nedgenerovaných iontů tvořících jeho jádro. Tato energie pomalu difunduje ven izolační hvězdnou obálkou a bílý trpaslík se pomalu ochladí. Po úplném vyčerpání tohoto zásobníku tepelné energie, procesu, který trvá několik dalších miliard let, bílý trpaslík přestane vyzařovat a do té doby dosáhl konečné fáze svého vývoje a stane se chladným a inertním hvězdným zbytkem. Takový objekt se někdy nazývá černý trpaslík.

V binárních systémech se občas vyskytují bílé trpasličí hvězdy, jako je tomu v případě bílého trpaslíka, který je společníkem nejjasnější hvězdy na noční obloze, Sirius.Bílé trpasličí hvězdy také hrají zásadní roli v supernovách typu Ia a při výbuchech nov a jiných kataklyzmatických proměnných hvězd.