Fehér törpecsillag, a halvány csillagok bármelyike, amely a közepes és alacsony tömegű csillagok evolúciójának végpontját képviseli. A fehér törpe csillagokat, amelyeket az első felfedezett fehér színe miatt hívnak, alacsony fényerővel, a Nap nagyságának megfelelő tömeggel és a Föld sugarával összehasonlítható sugárral jellemzik. Nagy tömegük és kis méretük miatt az ilyen csillagok sűrű és tömör tárgyak, átlagos sűrűségük megközelíti a víz 1 000 000-szeresét.
AURA / STScI / NASA / JPL fénykép (NASA fotó # STScI-PRC95-32)
© Open University (A Britannica Publishing Partner) Lásd a cikk összes videója
A legtöbb más csillaggal ellentétben, amelyet normál gáznyomás támogat saját gravitációja ellen, a fehér törpe a csillagokat a belsejükben található elektrongáz degenerációs nyomása támasztja alá. A degenerációs nyomás az a megnövekedett ellenállás, amelyet a gázt alkotó elektronok fejt ki a csillagösszehúzódás eredményeként (lásd degenerált gáz). Az úgynevezett Fermi-Dirac statisztikák és a speciális relativitáselmélet alkalmazása a fehér törpecsillagok egyensúlyi szerkezetének tanulmányozásához egy tömeg-sugár viszony fennállásához vezet, amelyen keresztül egyedi sugár van hozzárendelve egy adott fehér törpéhez. tömeg; minél nagyobb a tömeg, annál kisebb a sugár. Továbbá egy korlátozó tömeg létét jósolják, amely felett nem létezhet stabil fehér törpe csillag. Ez a korlátozó tömeg, Chandrasekhar határ néven ismert, 1,4 naptömeg nagyságrendű. Mindkét jóslat kiválóan egyezik a fehér törpe csillagok megfigyeléseivel.
A tipikus fehér törpe csillag középső része szén és oxigén keverékéből áll. Ezt a magot vékony hélium burkolat veszi körül, és a legtöbb esetben még vékonyabb hidrogénréteg. Nagyon kevés fehér törpe csillagot vékony szénburok vesz körül. Csillagászati megfigyelések csak a legkülső csillagrétegekhez érhetők el.
A fehér törpék olyan csillagokból fejlődnek ki, amelyek kezdeti tömege legfeljebb három vagy négy naptömeg, vagy akár nagyobb is lehet. A magjában égő nyugvó hidrogén- és héliumfázisok után – amelyet egy első vörös-óriás fázis választ el egymástól – a csillag másodszor válik vörös óriássá. Ennek a második vörös-óriás fázisnak a vége felé a csillag katasztrófahelyzetben elveszíti meghosszabbított burkolatát, sűrű, forró és világító magot hagyva maga után izzó gömbhéjjal. Ez a bolygó-köd fázis. Az evolúció teljes ideje alatt, amely általában több milliárd évet vesz igénybe, a csillag elveszíti eredeti tömegének jelentős részét az óriási fázisú csillagszélek és a kidobott burkolata révén. A hátrahagyott forró bolygó-köd magjának tömege 0,5–1,0 naptömeg, és végül lehűl, hogy fehér törpévé váljon.
A fehér törpék kimerítették összes nukleáris üzemanyagukat, így nincsenek maradék nukleáris energiaforrásaik. Kompakt felépítésük a további gravitációs összehúzódást is megakadályozza. A csillagközi közegbe kisugárzott energiát tehát a magját alkotó nem regeneráló ionok maradék hőenergia biztosítja. Ez az energia lassan diffundál kifelé a szigetelő csillag burkolatán keresztül, és a fehér törpe lassan lehűl. A hőenergia-tározó teljes kimerülését követően, amely további több milliárd évet vesz igénybe, a fehér törpe abbahagyja a sugárzást, és ekkor már eljutott evolúciójának utolsó szakaszához, és hideg és inert csillagmaradványsá válik. Egy ilyen tárgyat néha fekete törpének is hívnak.
A fehér törpe csillagok időnként bináris rendszerekben találhatók, akárcsak az éjszakai égbolt legfényesebb csillagának, a Siriusnak a fehér törpe kísérője.A fehér törpecsillagok alapvető szerepet játszanak az Ia típusú szupernóvákban, valamint a nova és más kataklizma változó csillagok kitörésében is.
