Biały karzeł, dowolna klasa słabych gwiazd reprezentująca punkt końcowy ewolucji gwiazd o średniej i małej masie. Białe karły, tak zwane ze względu na biały kolor kilku pierwszych odkrytych, charakteryzują się niską jasnością, masą rzędu Słońca i promieniem porównywalnym do Ziemi. Ze względu na dużą masę i małe wymiary takie gwiazdy są gęstymi i zwartymi obiektami o średniej gęstości bliskiej 1 000 000 razy większej niż woda.

Przeczytaj więcej na ten temat

gwiazda: biała karły

Wszystkie gwiazdy wydają się ewoluować poprzez fazę czerwonego olbrzyma do swojego ostatecznego stanu po prostej ścieżce. W większości przypadków, zwłaszcza …

W przeciwieństwie do większości innych gwiazd, które są wspierane wbrew własnej grawitacji przez normalne ciśnienie gazu, biały karzeł Gwiazdy są wspierane przez ciśnienie degeneracyjne gazu elektronowego w ich wnętrzu. Ciśnienie degeneracyjne to zwiększony opór wywierany przez elektrony tworzące gaz w wyniku skurczu gwiazdy (patrz zdegenerowany gaz). Zastosowanie tzw. Statystyki Fermi-Diraca i szczególnej teorii względności do badania struktury równowagi białych karłów prowadzi do istnienia relacji masa-promień, poprzez którą przypisuje się niepowtarzalny promień białemu karłowatemu masa; im większa masa, tym mniejszy promień. Ponadto przewiduje się istnienie masy granicznej, powyżej której nie może istnieć żaden stabilny biały karzeł. Ta masa graniczna, znana jako granica Chandrasekhara, jest rzędu 1,4 masy Słońca. Oba przewidywania są doskonale zgodne z obserwacjami gwiazd białych karłów.

Centralny obszar typowego białego karła składa się z mieszaniny węgla i tlenu. Wokół tego rdzenia znajduje się cienka powłoka helu i, w większości przypadków, jeszcze cieńsza warstwa wodoru. Bardzo niewiele białych karłów otoczonych jest cienką powłoką węglową. Tylko najbardziej zewnętrzne warstwy gwiazd są dostępne dla obserwacji astronomicznych.

Białe karły ewoluują z gwiazd o początkowej masie do trzech lub czterech mas Słońca lub nawet większej. Po spokojnych fazach spalania wodoru i helu w jej jądrze – oddzielonych pierwszą fazą czerwonego olbrzyma – gwiazda po raz drugi staje się czerwonym olbrzymem. Pod koniec tej drugiej fazy czerwonego olbrzyma gwiazda traci swoją rozszerzoną otoczkę w wyniku katastrofalnego zdarzenia, pozostawiając po sobie gęsty, gorący i świecący rdzeń otoczony świecącą kulistą powłoką. To jest faza mgławicy planetarnej. Podczas całego przebiegu swojej ewolucji, która zwykle trwa kilka miliardów lat, gwiazda straci znaczną część swojej pierwotnej masy w wyniku wiatrów gwiazdowych w fazach olbrzymów oraz przez wyrzuconą przez nią powłokę. Pozostające po sobie gorące jądro mgławicy planetarnej ma masę 0,5–1,0 masy Słońca i ostatecznie ostygnie i stanie się białym karłem.

Białe karły wyczerpały całe swoje paliwo jądrowe, więc nie mają resztkowych źródeł energii jądrowej. Ich zwarta konstrukcja zapobiega również dalszemu skurczowi grawitacyjnemu. Energia wypromieniowana do ośrodka międzygwiazdowego jest zatem dostarczana przez resztkową energię cieplną niedegenerowanych jonów tworzących jego rdzeń. Ta energia powoli rozprasza się na zewnątrz przez izolującą gwiezdną powłokę, a biały karzeł powoli stygnie. Po całkowitym wyczerpaniu tego rezerwuaru energii cieplnej, procesowi, który trwa kilka dodatkowych miliardów lat, biały karzeł przestaje promieniować i do tego czasu osiągnął ostatni etap swojej ewolucji i staje się zimną i obojętną pozostałością gwiazd. Taki obiekt jest czasami nazywany czarnym karłem.

Białe karły sporadycznie występują w układach podwójnych, tak jak ma to miejsce w przypadku białego karła, towarzysza najjaśniejszej gwiazdy na nocnym niebie, Syriusza.Białe karły odgrywają również istotną rolę w supernowych typu Ia oraz w wybuchach nowych i innych kataklizmicznych gwiazd zmiennych.