Vit dvärgstjärna, vilken som helst av en klass av svaga stjärnor som representerar slutpunkten för utvecklingen av mellan- och lågmassstjärnor. Vita dvärgstjärnor, så kallade på grund av den vita färgen hos de första som upptäcktes, kännetecknas av en låg ljusstyrka, en massa i storleksordningen av Solens och en radie som är jämförbar med den för jorden. På grund av sin stora massa och små dimensioner är sådana stjärnor täta och kompakta föremål med genomsnittliga densiteter som närmar sig 1 000 000 gånger vattenvattnet.

Läs mer om detta ämne

stjärna: Vit dvärgar

Alla stjärnor verkar utvecklas genom den röda jättefasen till sitt ultimata tillstånd längs en rak väg. I de flesta fall, särskilt …

Till skillnad från de flesta andra stjärnor som stöds mot sin egen gravitation av normalt gastryck, vit dvärg stjärnor stöds av degenereringstrycket av elektrongasen i deras inre. Degenereringstryck är det ökade motståndet som utövas av elektroner som komponerar gasen som ett resultat av stjärnkontraktion (se degenererad gas). Tillämpningen av den så kallade Fermi-Dirac-statistiken och av special relativitet på studien av jämviktsstrukturen hos vita dvärgstjärnor leder till förekomsten av en mass-radie-relation genom vilken en unik radie tilldelas en vit dvärg av en given massa; ju större massa, desto mindre radie. Dessutom förutses förekomsten av en begränsande massa, över vilken ingen stabil vit dvärgstjärna kan existera. Denna begränsande massa, känd som Chandrasekhar-gränsen, är i storleksordningen 1,4 solmassor. Båda förutsägelserna överensstämmer med observationer av vita dvärgstjärnor.

Den centrala regionen hos en typisk vit dvärgstjärna består av en blandning av kol och syre. Omger denna kärna finns ett tunt hölje av helium och i de flesta fall ett ännu tunnare lager vätgas. Några få vita dvärgstjärnor är omgivna av ett tunt kolhölje. Endast de yttersta stjärnlagren är tillgängliga för astronomiska observationer.

Vita dvärgar utvecklas från stjärnor med en initial massa på upp till tre eller fyra solmassor eller till och med högre. Efter vilande faser av väte och helium som brinner i sin kärna – åtskilda av en första röd-jätte fas – blir stjärnan en röd jätte för andra gången. Nära slutet av denna andra röd-gigantiska fas förlorar stjärnan sitt utsträckta hölje i en katastrofal händelse och lämnar en tät, varm och lysande kärna omgiven av ett glödande sfäriskt skal. Detta är planet-nebulosfasen. Under hela utvecklingen, som vanligtvis tar flera miljarder år, kommer stjärnan att förlora en stor del av sin ursprungliga massa genom stjärnvindar i de gigantiska faserna och genom sitt utkastade hölje. Den heta planetnebulära kärnan kvar har en massa på 0,5–1,0 solmassa och kommer så småningom att svalna och bli en vit dvärg.

Vita dvärgar har tömt allt sitt kärnbränsle och har därför inga kvarvarande kärnkraftkällor. Deras kompakta struktur förhindrar också ytterligare gravitationskontraktion. Den energi som strålas ut i det interstellära mediet tillhandahålls således av den återstående termiska energin hos de icke-degenererade jonerna som utgör sin kärna. Den energin diffunderar långsamt utåt genom det isolerande stjärnhöljet och den vita dvärgen svalnar långsamt. Efter den fullständiga uttömningen av denna reservoar av termisk energi, en process som tar ytterligare ytterligare miljarder år, slutar den vita dvärgen att stråla och har då nått det sista steget i sin utveckling och blir en kall och inert stjärnrest. Ett sådant objekt kallas ibland en svart dvärg.

Vita dvärgstjärnor finns ibland i binära system, vilket är fallet för den vita dvärgkamrat till den ljusaste stjärnan på natthimlen, Sirius.Vita dvärgstjärnor spelar också en viktig roll i typ Ia-supernovaer och i utbrotten av nova och andra katastrofala variabla stjärnor.