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Astronomie mit Hans-Erich Fröhlich
Abb.: Hans-Erich Fröhlich

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Weißer Zwerg

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Weiße Zwerge sind Überreste ausgebrannter Sterne. Jeder Stern, der bei seiner Geburt weniger als acht Sonnenmassen wiegt, endet als weißer Zwerg. (Schwerere Sterne werden zu Neutronensternen und schwarzen Löchern.) Jeder zehnte Stern in der Galaxis dürfte sich inzwischen in diesem hochverdichteten entarteten Materiezustand befinden.

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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