Weiße Zwerge sind ausgesprochen klein, etwa erdgroß, die Dichte ist entsprechend hoch (Tonnen/cm³), und leuchtschwach sind sie auch. Letzteres ist eine Folge der Kleinheit ihrer strahlenden Oberfläche. (Die Oberfläche der Erde ist zehntausendmal kleiner als die der Sonne!) Als tote Sterne verfügen sie über keinerlei thermonukleare Energiequellen. Was sie in den Weltenraum abstrahlen ist im wesentlichen die Restwärme des ehemaligen heißen Sternenkerns. Da das Tor nach draußen, die Oberfläche, so klein ist, zieht sich der Abkühlvorgang hin. Aus einem heißen weißen wird so, ohne dass sich der Radius merklich änderte, im Laufe von Jahrmilliarden ein kühler roter und schließlich ein kalter schwarzer Zwerg. Aber so alt ist der Kosmos noch nicht, als dass es jetzt schon schwarze Zwerge gäbe.
Der erste weiße Zwerg, der als solcher erkannt wurde, ist der Siriusbegleiter.
Hatte der Vorgängerstern das Heliumbrennen bereits hinter sich, besteht sein Überrest chemisch aus Kohlen- (C) und Sauerstoff (O), der Asche des He-Brennens. Helium-Zwerge sind hingegen Überreste massearmer Sterne, die auskühlen, bevor es zum thermonuklearen Zünden des Heliums kommt. Eigentlich dürfte es sie noch gar nicht geben. Die Entwicklungszeiten massearmer Sterne übersteigen das Weltalter bei weitem. Wie ein Stern dennoch vor der Zeit zu einem Helium-Zwerg werden kann, erklärt man sich wie folgt: Ein relativ massereicher Stern - also einer, der sich schnell entwickelt - erleidet auf dem Weg zum roten Riesen, beim Aufblähen und bevor es zum Heliumbrennen kommt, durch die Sogwirkung eines nahen Begleiters einen derart gravierenden Masseverlust, dass das Heliumbrennen unterbleibt. Der Begleiter kappt seinen Lebensfaden.
Physikalisch gesehen ist ein weißer Zwerg eine entartete Gaskugel. Bei Gasentartung ist es nicht der thermische Gasdruck, der der Schwerkraft Widerpart leistet und den Stern am Kollabieren hindert, sondern der Entartungsdruck der freien Elektronen, ein Phänomen aus der Quantenphysik. Die Temperatur könnte gegen den absoluten Nullpunkt gehen, der Entartungsdruck bliebe.
Entartete Sterne weisen eine weitere Besonderheit auf: Ihr
Radius verringert sich, wird die Masse größer. Durch
relativistische Effekte verschwindet der Radius sogar bei
Annäherung an eine endliche Grenzmasse. He- und CO-Zwerge
beispielsweise können nicht schwerer als 1,4 Sonnenmassen sein.
(Die meisten weißen Zwerge wiegen halb so viel wie die Sonne. Auf
ihrem Lebensweg müssen Sterne einen Großteil ihrer Masse im
Riesenstadium verlieren!) Diese sog.
Chandrasekharsche Grenzmasse
wird zu einem Problem, läd ein
naher Begleiter, inzwischen selbst zum Riesenstern geworden,
einen Teil seiner Masse auf dem entarteten Kompagnon ab.
Wird nämlich die Maximalmasse überschritten, kommt es zu einer
thermonuklearen Detonation. Der weiße Zwerg explodiert
vollständig als
Supernova vom Typ Ia. Da alle Supernovae
dieses Typs auf das
Überschreiten einer kritischen Masse, deren Größe allein von
fundamentalen Naturkonstanten abhängt, zurückzuführen sind,
nehmen sie auch alle den gleichen Verlauf und erreichen alle die
gleiche Maximalhelligkeit. Hat man einmal diese
Maximalleuchtkraft geeicht, kann man die
Entfernung jeder Ia-Supernova angeben. Da Supernovae sehr hell
sind und noch in fernen Galaxien auszumachen sind,
dienen sie als Standard«kerzen» für kosmologische
Untersuchungen. Dass sich die Expansion des Universums
überraschenderweise beschleunigt - was auf eine abstoßende
Wirkung des Vakuums, des
«Nichts», hinweist -, dies Wissen verdanken wir
(explodierenden) weißen Zwergen.
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