Hvit dvergstjerne, hvilken som helst av en klasse med svake stjerner som representerer endepunktet for utviklingen av mellom- og lavmassestjerner. Hvite dvergstjerner, såkalt på grunn av den hvite fargen på de første få som ble oppdaget, er preget av lav lysstyrke, en masse i størrelsesorden solens og en radius som er sammenlignbar med den for jorden. På grunn av sin store masse og små dimensjoner er slike stjerner tette og kompakte gjenstander med gjennomsnittlig tetthet som nærmer seg 1.000.000 ganger så mye som vann.

Les mer om dette emnet

stjerne: Hvit dverger

Alle stjerner ser ut til å utvikle seg gjennom den rød-gigantiske fasen til sin ultimate tilstand langs en rett vei. I de fleste tilfeller, spesielt …

I motsetning til de fleste andre stjerner som støttes mot sin egen tyngdekraft av normalt gasstrykk, hvit dverg stjerner støttes av degenerasjonstrykket til elektrongassen i deres indre. Degenerasjonstrykk er den økte motstanden som utøves av elektroner som komponerer gassen, som et resultat av stjernekontraksjon (se degenerert gass). Anvendelsen av den såkalte Fermi-Dirac-statistikken og spesiell relativitet i studien av likevektsstrukturen til hvite dvergstjerner fører til eksistensen av et masseradiusforhold der en unik radius tildeles en hvit dverg av en gitt masse; jo større masse, jo mindre radius. Videre forutsies eksistensen av en begrensende masse, over hvilken ingen stabil hvit dvergstjerne kan eksistere. Denne begrensende massen, kjent som Chandrasekhar-grensen, er i størrelsesorden 1,4 solmasser. Begge spådommene stemmer godt overens med observasjoner av hvite dvergstjerner.

Den sentrale regionen til en typisk hvit dvergstjerne består av en blanding av karbon og oksygen. Rundt denne kjernen er en tynn heliumkonvolutt og i de fleste tilfeller et enda tynnere lag av hydrogen. Svært få hvite dvergstjerner er omgitt av en tynn karbonkonvolutt. Bare de ytterste stjernelagene er tilgjengelige for astronomiske observasjoner.

Hvite dverger utvikler seg fra stjerner med en innledende masse på opptil tre eller fire solmasser eller til og med muligens høyere. Etter hvilefaser av hydrogen og helium som brenner i kjernen – atskilt av en første rød-gigant-fase – blir stjernen en rød gigant for andre gang. Nær slutten av denne andre rødkjempefasen mister stjernen sin utvidede konvolutt i en katastrofal hendelse, og etterlater seg en tett, varm og lysende kjerne omgitt av et glødende sfærisk skall. Dette er den planetariske tåkefasen. I løpet av utviklingen, som vanligvis tar flere milliarder år, vil stjernen miste en stor del av sin opprinnelige masse gjennom stjernevind i de gigantiske fasene og gjennom den utkastede konvolutten. Den varme planetariske nebula-kjernen har en masse på 0,5–1,0 solmasse og vil etter hvert kjøle seg ned til å bli en hvit dverg.

Hvite dverger har brukt opp all kjernefysisk drivstoff og har derfor ingen gjenværende kjernekraftkilder. Den kompakte strukturen deres forhindrer også ytterligere gravitasjonssammentrekning. Energien som utstråles bort i det interstellare mediet tilveiebringes således av den gjenværende termiske energien til de ikke-degenererte ionene som komponerer kjernen. Den energien diffunderer sakte utover gjennom den isolerende stjernekonvolutten, og den hvite dvergen avkjøles sakte. Etter fullstendig uttømming av dette reservoaret for termisk energi, en prosess som tar flere milliarder år til, slutter den hvite dvergen å stråle og har da nådd den siste fasen av utviklingen og blir en kald og inert stjernelevne. En slik gjenstand kalles noen ganger en svart dverg.

Hvite dvergstjerner finnes av og til i binære systemer, slik det er tilfelle for den hvite dvergkammeraten til den lyseste stjernen på nattehimmelen, Sirius.Hvite dvergstjerner spiller også en viktig rolle i Type Ia-supernovaer og i utbrudd av novaer og andre katastrofale variable stjerner.