Hvid dværgstjerne, enhver af en klasse af svage stjerner, der repræsenterer slutpunktet for udviklingen af mellem- og lavmassestjerner. Hvide dværgstjerner, såkaldt på grund af den første farve, der blev opdaget, er kendetegnet ved en lav lysstyrke, en masse i størrelsesordenen Solens og en radius, der kan sammenlignes med Jordens. På grund af deres store masse og små dimensioner er sådanne stjerner tætte og kompakte objekter med gennemsnitlige tætheder, der nærmer sig 1.000.000 gange vandets.

Læs mere om dette emne

stjerne: Hvid dværge

Alle stjerner ser ud til at udvikle sig gennem den rød-gigantiske fase til deres ultimative tilstand langs en ligetil sti. I de fleste tilfælde, især …

I modsætning til de fleste andre stjerner, der understøttes mod deres egen tyngdekraft af normalt gastryk, hvid dværg stjerner understøttes af degenereringstrykket af elektrongassen i deres indre. Degenereringstryk er den øgede modstand, der udøves af elektroner, der komponerer gassen som et resultat af stjernekontraktion (se degenereret gas). Anvendelsen af de såkaldte Fermi-Dirac-statistikker og af særlig relativitet til studiet af ligevægtsstrukturen for hvide dværgstjerner fører til eksistensen af et masseradius-forhold, hvorigennem en unik radius tildeles en hvid dværg af en given masse; jo større masse, jo mindre radius. Desuden forudsiges eksistensen af en begrænsende masse, over hvilken ingen stabil hvid dværgstjerne kan eksistere. Denne begrænsende masse, kendt som Chandrasekhar-grænsen, er i størrelsesordenen 1,4 solmasser. Begge forudsigelser stemmer godt overens med observationer af hvide dværgstjerner.

Den centrale region i en typisk hvid dværgstjerne består af en blanding af kulstof og ilt. Omkring denne kerne er en tynd hylster af helium og i de fleste tilfælde et endnu tyndere lag brint. Et par få hvide dværgstjerner er omgivet af en tynd kulstofkonvolut. Kun de yderste stjernelag er tilgængelige for astronomiske observationer.

Hvide dværge udvikler sig fra stjerner med en indledende masse på op til tre eller fire solmasser eller endda muligvis højere. Efter hvilende faser af brint og helium, der brænder i sin kerne – adskilt af en første rød-gigant-fase – bliver stjernen en rød kæmpe for anden gang. Nær slutningen af denne anden rød-gigantiske fase mister stjernen sin udvidede kuvert i en katastrofal begivenhed og efterlader en tæt, varm og lysende kerne omgivet af en glødende sfærisk skal. Dette er den planetariske tåge fase. I løbet af hele udviklingen, som typisk tager flere milliarder år, mister stjernen en stor del af sin oprindelige masse gennem stjernevinde i de gigantiske faser og gennem dens udkastede kuvert. Den varme planetariske tågekerne, der efterlades, har en masse på 0,5-1,0 solmasse og vil til sidst køle ned til at blive en hvid dværg.

Hvide dværge har opbrugt al deres nukleare brændstof og har derfor ingen resterende nukleare energikilder. Deres kompakte struktur forhindrer også yderligere tyngdekraft. Den energi, der udstråles væk i det interstellære medium, tilvejebringes således af den resterende termiske energi fra de ikke-degenererede ioner, der udgør dens kerne. Denne energi diffunderer langsomt udad gennem den isolerende stjernekonvolut, og den hvide dværg køler langsomt ned. Efter den komplette udtømning af dette reservoir af termisk energi, en proces der tager flere yderligere milliarder år, holder den hvide dværg op med at stråle og er på det tidspunkt nået den sidste fase af sin udvikling og bliver en kold og inaktiv stjernelæve. En sådan genstand kaldes undertiden en sort dværg.

Hvide dværgstjerner findes lejlighedsvis i binære systemer, som det er tilfældet for den hvide dværgkammerat til den lyseste stjerne på nattehimlen, Sirius.Hvide dværgstjerner spiller også en væsentlig rolle i Type Ia-supernovaer og i udbrud af novaer og andre katastrofale variable stjerner.