Witte dwergster, een klasse van zwakke sterren die het eindpunt vertegenwoordigt van de evolutie van sterren met gemiddelde en lage massa. Witte dwergsterren, zo genoemd vanwege de witte kleur van de eerste paar die werden ontdekt, worden gekenmerkt door een lage helderheid, een massa in de orde van die van de zon en een straal die vergelijkbaar is met die van de aarde. Vanwege hun grote massa en kleine afmetingen zijn dergelijke sterren dichte en compacte objecten met een gemiddelde dichtheid die 1.000.000 keer die van water benadert.

Lees meer over dit onderwerp

star: White dwergen

Alle sterren lijken te evolueren door de rood-reuzenfase naar hun ultieme staat langs een rechttoe rechtaan pad. In de meeste gevallen, vooral …

In tegenstelling tot de meeste andere sterren die tegen hun eigen zwaartekracht worden ondersteund door normale gasdruk, sterren worden ondersteund door de degeneratiedruk van het elektronengas in hun binnenste. Degeneratiedruk is de verhoogde weerstand die wordt uitgeoefend door elektronen die het gas vormen, als gevolg van stellaire contractie (zie gedegenereerd gas). De toepassing van de zogenaamde Fermi-Dirac-statistieken en van de speciale relativiteitstheorie op de studie van de evenwichtsstructuur van witte dwergsterren leidt tot het bestaan van een massa-straalrelatie waardoor een unieke straal wordt toegekend aan een witte dwerg van een bepaalde massa; hoe groter de massa, hoe kleiner de straal. Verder wordt het bestaan van een beperkende massa voorspeld, waarboven geen stabiele witte dwergster kan bestaan. Deze beperkende massa, bekend als de Chandrasekhar-limiet, ligt in de orde van grootte van 1,4 zonsmassa’s. Beide voorspellingen komen uitstekend overeen met waarnemingen van witte dwergsterren.

Het centrale gebied van een typische witte dwergster is samengesteld uit een mengsel van koolstof en zuurstof. Om deze kern bevindt zich een dunne omhulling van helium en in de meeste gevallen een nog dunnere laag waterstof. Een paar witte dwergsterren zijn omgeven door een dunne koolstofomhulling. Alleen de buitenste stellaire lagen zijn toegankelijk voor astronomische waarnemingen.

Witte dwergen evolueren van sterren met een aanvankelijke massa van maximaal drie of vier zonsmassa’s of zelfs mogelijk hoger. Na rustige fasen van waterstof en helium die in zijn kern branden – gescheiden door een eerste fase van rode reuzen – wordt de ster voor de tweede keer een rode reus. Tegen het einde van deze tweede rood-reuzenfase verliest de ster zijn uitgestrekte omhulsel in een catastrofale gebeurtenis, waarbij een dichte, hete en lichtgevende kern achterblijft die wordt omringd door een gloeiende bolvormige schaal. Dit is de planetaire nevelfase. Gedurende het hele verloop van zijn evolutie, dat doorgaans enkele miljarden jaren duurt, zal de ster een groot deel van zijn oorspronkelijke massa verliezen door stellaire winden in de reuzenfasen en door zijn uitgestoten omhulsel. De achtergebleven hete kern van de planetaire nevel heeft een massa van 0,5-1,0 zonsmassa en zal uiteindelijk afkoelen tot een witte dwerg.

Witte dwergen hebben al hun nucleaire brandstof uitgeput en hebben dus geen resterende kernenergiebronnen. Hun compacte structuur voorkomt ook verdere zwaartekrachtcontractie. De energie die in het interstellaire medium wordt uitgestraald, wordt dus geleverd door de resterende thermische energie van de niet-gegenereerde ionen die de kern ervan vormen. Die energie verspreidt zich langzaam naar buiten door de isolerende steromhulling, en de witte dwerg koelt langzaam af. Na de volledige uitputting van dit reservoir van thermische energie, een proces dat nog enkele miljarden jaren in beslag neemt, stopt de witte dwerg met stralen en heeft tegen die tijd de laatste fase van zijn evolutie bereikt en wordt hij een koud en inert stellair overblijfsel. Zo’n object wordt soms een zwarte dwerg genoemd.

Witte dwergsterren worden af en toe aangetroffen in dubbelstersystemen, zoals het geval is voor de witte dwerg metgezel van de helderste ster aan de nachtelijke hemel, Sirius.Witte dwergsterren spelen ook een essentiële rol in Type Ia supernovae en in de uitbarstingen van novae en andere cataclysmische veranderlijke sterren.