Valkoinen kääpiötähti, mikä tahansa heikkojen tähtien luokasta, joka edustaa keskitason ja matalan massan tähtien evoluution päätepistettä. Valkoisille kääpiötähdille, joita kutsutaan muutaman ensimmäisen löydetyn valkoisen värin takia, on ominaista matala kirkkaus, massa samansuuruisesti kuin aurinko ja säde, joka on verrattavissa maapallon säteeseen. Suurten massojensa ja pienien mittojensa vuoksi tällaiset tähdet ovat tiheitä ja pienikokoisia esineitä, joiden keskimääräinen tiheys lähestyy 1 000 000 kertaa veden tiheys.
Valokuva AURA / STScI / NASA / JPL (NASAn valokuva # STScI-PRC95-32)
© Open University (A Britannica Publishing Partner) Katso kaikki tämän artikkelin videot
Toisin kuin useimmat muut tähdet, joita tavallinen kaasupaine tukee omaa painovoimaa vastaan, valkoinen kääpiö tähtiä tukee niiden sisäpuolella olevan elektronikaasun degeneraatiopaine. Rappeutumispaine on kaasun muodostavien elektronien lisääntynyt vastus tähtien supistumisen seurauksena (katso rappeutunut kaasu). Ns. Fermi-Dirac-tilastojen ja erityisen suhteellisuusteollisuuden soveltaminen valkoisten kääpiötähtien tasapainorakenteen tutkimiseen johtaa massa-sädesuhteen olemassaoloon, jonka kautta yksilöllinen säde osoitetaan tietyn tietyn valkoiselle kääpiölle. massa; mitä suurempi massa, sitä pienempi säde. Lisäksi ennustetaan rajoittavan massan olemassaolo, jonka yläpuolella ei voi olla vakaa valkoinen kääpiötähti. Tämä rajoittava massa, joka tunnetaan nimellä Chandrasekhar-raja, on luokkaa 1,4 aurinkomassaa. Molemmat ennusteet ovat erinomaisessa sopusoinnussa valkoisten kääpiötähtien havaintojen kanssa.
Tyypillisen valkoisen kääpiötähden keskialue koostuu hiilen ja hapen seoksesta. Tätä ydintä ympäröi ohut heliumkuori ja useimmissa tapauksissa vielä ohuempi vetykerros. Hyvin harvat valkoiset kääpiötähdet ovat ohuen hiilikuoren ympäröimiä. Tähtitieteelliset havainnot ovat vain uloimman tähtikerroksen ulottuvilla.
Valkoiset kääpiöt kehittyvät tähdistä, joiden alkumassa on enintään kolme tai neljä aurinkomassaa tai jopa suurempi. Sen jälkeen, kun sen ytimessä palaa lepäävät vety- ja heliumvaiheet – erotettu ensimmäisellä punajättifaasilla – tähdestä tulee punainen jättiläinen toisen kerran. Lähellä tämän toisen puna-jättiläisvaiheen loppua tähti menettää laajennetun verhonsa katastrofaalisessa tilanteessa, jättäen taakseen tiheän, kuuman ja valoisen ytimen, jota ympäröi hehkuva pallomainen kuori. Tämä on planeettasumu-vaihe. Tähti menettää merkittävän osan alkuperäisestä massastaan evoluutionsa aikana, joka kestää tyypillisesti useita miljardeja vuosia, tähtituulien kautta jättiläisvaiheissa ja ulosheitetyn kirjekuoren kautta. Jäljelle jääneen kuuman planeetan sumu-ytimen massa on 0,5–1,0 aurinkomassaa ja se lopulta jäähtyy valkoiseksi kääpiöksi.
Valkoiset kääpiöt ovat käyttäneet loppuun kaikki ydinpolttoaineensa, joten heillä ei ole jäännösydinlähteitä. Niiden kompakti rakenne estää myös gravitaation supistumisen. Tähtienväliseen väliaineeseen säteilevä energia saadaan siten ytimen muodostavien ei-regeneratiivisten ionien jäännöslämpöenergiasta. Tuo energia diffundoituu hitaasti ulospäin eristävän tähtikotelon läpi, ja valkoinen kääpiö jäähtyy hitaasti. Tämän lämpöenergiasäiliön täydellisen loppuunsaattamisen jälkeen, prosessi, joka kestää useita miljardeja vuosia, valkoinen kääpiö lakkaa säteilemästä ja on siihen mennessä saavuttanut evoluutionsa loppuvaiheen ja siitä tulee kylmä ja inertti tähtijäännös. Tällaista esinettä kutsutaan joskus mustaksi kääpiöksi.
Valkoisia kääpiötähtiä esiintyy toisinaan binaarijärjestelmissä, kuten tapahtuu valkoisen kääpiön kumppanina yötaivaan kirkkaimmalla tähdellä, Siriusilla.Valkoisilla kääpiötähdillä on myös tärkeä rooli tyypin Ia supernovoissa sekä novaen ja muiden kataklysmisten muuttuvien tähtien purkauksissa.
