Ein Weißer Zwerg ist ein kleiner, sehr kompakter alter Stern. Er hat trotz seiner hohen Oberflächentemperatur nur eine sehr geringe Leuchtkraft, liegt also im Hertzsprung-Russell-Diagramm weit unterhalb der Hauptreihe. Der hohen Temperatur verdankt er seine weiße Farbe, der geringen Leuchtkraft – die auf eine entsprechend kleine Sternoberfläche hinweist – die Bezeichnung „Zwerg“. Während Hauptreihensterne wie die Sonne Radien in der Größenordnung von 106 km haben, beträgt der Radius eines Weißen Zwerges mit 7000 bis 14.000 km nur 1 bis 2 Erdradien. Dennoch haben Weiße Zwerge die Masse eines Sterns. Sie bestehen im Normalfall aus einem Kern aus heißer entarteter Materie von extrem hoher Dichte, umgeben von einer dünnen, leuchtenden Photosphäre. Daher werden Weiße Zwerge üblicherweise der Spektralklasse D für degenerierte/entartete Materie (außerhalb der Standard-Sequenz) zugeordnet.
Weiße Zwerge sind nach dem Ende jeglicher Kernfusion das Endstadium der Entwicklung der meisten Sterne, deren nuklearer Energievorrat versiegt ist. Sie sind die heißen Kerne Roter Riesen, die übrig bleiben, wenn jene ihre äußere Hülle abstoßen. Voraussetzung dafür ist, dass die Restmasse unterhalb eines Schwellenwertes von 1,44 Sonnenmassen (M☉) bleibt, der sogenannten Chandrasekhar-Grenze. Andernfalls entsteht nach einem Supernova-Ausbruch ein Neutronenstern oder (bei einer Kernmasse von mehr als M☉) ein Schwarzes Loch. Neutronensterne und Schwarze Löcher setzen relativ massive stellare Vorgänger voraus mit mindestens etwa 8 M☉, da die Sterne gegen Ende ihrer Existenz einen hohen Masseverlust erleiden. Daher erreicht die Kernmasse entsprechend selten die benötigten 1,44 M☉, um ein anderes Objekt als einen Weißen Zwerg entstehen zu lassen.
Geschichtliches Der zuerst entdeckte, aber nicht als solcher erkannte Weiße Zwerg war 40 Eridani B im Dreifachsternsystem 40 Eridani. Das Sternpaar 40 Eridani B/C wurde von William Herschel am 31. Januar 1783 entdeckt und erneut von Friedrich Georg Wilhelm Struve im Jahre 1825 sowie von Otto Wilhelm von Struve im Jahr 1851. Im Jahre 1910 entdeckten Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering und Williamina Fleming, dass obgleich 40 Eridani B ein sonnennaher schwacher Stern ist, die üblicherweise Rote Zwergsonnen sind, er vom Spektraltyp A und somit weiß ist.
Im Jahre 1914 kommunizierte Walter Adams offiziell den Spektraltyp von 40 Eridani B.
Der nächstgelegene Weiße Zwerg ist Sirius B, der winzige Begleiter des Sirius A, der mit −1,5m den hellsten Stern am Nachthimmel darstellt. Der 8,5 Lichtjahre entfernte, sehr heiße Sirius A hat 2 Sonnenmassen und ist 22-mal heller als die Sonne. Sirius B (8,7m) hat zwar nur Erdgröße, aber 98 Prozent der Sonnenmasse und 2 Prozent ihrer Leuchtkraft. Er ist der bestuntersuchte Stern dieses Typs.
Entdeckt wurde er 1844 indirekt durch winzige Unregelmäßigkeiten in der Eigenbewegung des Sirius A, aus denen Friedrich Bessel auf einen Doppelstern mit etwa 50 Jahren Umlaufzeit schloss. Teleskopisch konnte Sirius B erst 1862 nachgewiesen werden, weil er vom 10.000-mal helleren Hauptstern in 3″ bis 10″ Winkelabstand völlig überstrahlt wird. Alvan Graham Clark gelang dies bei der Prüfung eines neuen, langbrennweitigen Objektivs. Weil sich Sirius B damals auf seiner Ellipsenbahn zunehmend von Sirius A entfernte, konnte er bald auch von anderen Beobachtern beobachtet werden.
Im Jahre 1917 entdeckte Adriaan van Maanen den sogenannten Van Maanens Stern. Er ist ein isolierter Weißer Zwerg im Abstand von 13,9 Lichtjahren. Diese drei Weißen Zwerge sind die drei zuerst entdeckten Weißen Zwerge und werden auch als die klassischen Weißen Zwerge bezeichnet.
Der zweitnächste Weiße Zwerg wurde 1896 als Begleiter des Prokyon (Nr. 18) in Lichtjahren entdeckt. Prokyon B hat nur 11. Größe und ist wegen seiner engen Bahn (3″ ≈ 0,001°) und größeren Helligkeitsdifferenz erst in großen Teleskopen sichtbar. Trotz 0,6 Sonnenmassen ist er etwas größer als Sirius B.
Dieser seltsame Umstand erklärt sich heute durch die Theorie der entarteten Materie: Je größer diese hunderttausende Grad heiße Sternmasse, desto mehr wird sie zusammengepresst. Eine Beobachtung jüngeren Datums ist auch, dass manche Weißen Zwerge als Folge der Strahlungsgesetze im Röntgen- und UV-Licht heller als ihr Hauptstern sein können.
Weiterhin sei auch der Weiße Zwerg GJ 440 (LP 145-141) am Südhimmel im Abstand von 15 Lichtjahren genannt, der als Stern mindestens seit 1917 bekannt ist, als seine Eigenbewegung von R. T. A. Innes und H. E. Wood publiziert wurde; er ist der viertnächste bekannte Weiße Zwerg nach dem Sirius B, Procyon B und Van Maanens Stern. Auch er ist ein isolierter Weißer Zwerg.
Stein 2051 B ist der sechstnächste Weiße Zwerg, er befindet sich im Abstand von 18 Lichtjahren. Im Jahr 2017 wurde er beobachtet, als er vor einem weiter entfernten Stern vorüberzog. Die Beugung des Sternenlichtes durch das Gravitationsfeld des näher gelegenen Weißen Zwerges ermöglichte die direkte Messung seiner Masse, die sich zu 0,675 ± 0,051 Sonnenmassen ergibt. Dies ist konsistent zur theoretischen Modellierung eines Weißen Zwerges mit Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern. Stein 2051 B ist erst der vierte Weiße Zwerg, bei dem eine direkte Messung von Masse und Durchmesser möglich war, neben den sonnennahen Weißen Zwergen Sirius B, Procyon B sowie 40 Eridani B.
Schon im 18. Jahrhundert hatte man Planetarische Nebel entdeckt und ihnen den Namen wegen ihrer Ähnlichkeit zum Scheibchen des Uranus gegeben. Vor knapp hundert Jahren erkannte man, dass die manchmal sichtbaren Zentralsterne Weiße Zwerge sind, welche diesen Nebel als sterbender Roter Riese abgestoßen haben.
Bestimmung der Zustandsgrößen Aus Spektrum und Helligkeit rechts|500px
Aus dem Spektrum und der beobachteten Helligkeit lassen sich einige wichtige Merkmale Weißer Zwerge ableiten. Kennt man die Entfernung eines solchen Sterns, zum Beispiel anhand der jährlichen Parallaxe, so lässt sich die wahre Leuchtkraft bestimmen. Entfernung und Spektrum sind wegen der geringen Helligkeit allerdings nur bis etwa 500 Lichtjahre verlässlich feststellbar.
Das Spektrum wiederum zeigt die Oberflächentemperatur an. Zahlreiche solcher Beobachtungen sind durchgeführt worden, als Beispiele seien die in nachfolgendem Diagramm dargestellten Ergebnisse von Bergeron et al. (2001) und Liebert et al. (2005) genannt. James William Liebert und seine Mitautoren untersuchten Weiße Zwerge hoher Oberflächentemperatur, also klassische Vertreter dieses Sterntyps, wohingegen Pierre Bergeron und Kollegen sich auf kühle Weiße Zwerge konzentrierten. Solche Objekte werden als alte Weiße Zwerge gedeutet, die bereits eine lange Abkühlungszeit von mehreren Milliarden Jahren hinter sich haben (siehe Abschnitt Energietransport).
Beide Arbeiten zeigen den für Weiße Zwerge typischen großen Leuchtkraftabstand zur Hauptreihe (letztere beruht auf den Angaben von Helmut Scheffler und Hans Elsässer (1990)). Bei sehr heißen Weißen Zwergen liegt das Leuchtkraftdefizit etwa bei einem Faktor 105, bei sehr kühlen etwa bei einem Faktor von 103. Bei gleicher Oberflächentemperatur entspricht dem Unterschied an Leuchtkraft ein gleich großer an Oberfläche. Weiße Zwerge haben also tausend- bis hunderttausendfach kleinere Oberflächen als Hauptreihensterne, das bedeutet 30- bis 300-fach kleinere Radien. Übliche Radien Weißer Zwerge liegen zwischen knapp einem und zweieinhalb Erdradien.
Dieses kleine Volumen – nur etwa 10−6 bis 10−5 Sonnenvolumina – enthält aber etwa eine Sonnenmasse, was zu einer mittleren Dichte von etwa einer Tonne pro Kubikzentimeter führt. Mit einem kirschgroßen Stück eines Weißen Zwerges ließe sich also etwa ein Auto aufwiegen. Aus der enorm starken Massekonzentration folgt weiter eine sehr hohe Fallbeschleunigung an der Oberfläche. Die Oberflächenschwere ist der Masse eines Himmelskörpers direkt und dem Quadrat von dessen Radius umgekehrt proportional. Eine Sonnenmasse – entsprechend etwa 3 · 105 Erdmassen – auf Erdvolumen komprimiert erzeugt eine Fallbeschleunigung auf der Oberfläche, die die der Erde um den Faktor 3 · 105 übersteigt.
Aus Breite der Spektrallinien und Rotverschiebung Um die Oberflächenschwere eines Sterns zu ermitteln, muss man dessen Masse jedoch keineswegs kennen, sie kann auch direkt aus dem Spektrum abgeleitet werden. Bei hoher Fallbeschleunigung unterliegt nicht nur das Sterninnere, sondern auch noch die Photosphäre einem hohen Druck, was aufgrund häufiger Stöße zwischen den Teilchen zu einer Verbreiterung der Spektrallinien führt (sogenannte Druckverbreiterung).
Die hohe Gravitation auf der Oberfläche Weißer Zwerge zieht noch einen weiteren, für die Untersuchung solcher Sterne äußerst nützlichen Effekt nach sich. Nach der Allgemeinen Relativitätstheorie tritt eine klar messbare Rotverschiebung auf. In der Praxis tritt jedoch aufgrund der Eigenbewegung des Sterns eine zusätzliche Wellenlängenverschiebung der Spektrallinien hinzu, welche vom Dopplereffekt herrührt.
Die von der Oberflächenschwere herrührende Rotverschiebung ist direkt proportional zur Hubarbeit, welche das Licht gegen das Gravitationsfeld verrichten muss. Diese aber ist wieder direkt proportional der Masse des Sterns und umgekehrt proportional zu dessen Radius. Kombiniert man dies mit der Fallbeschleunigung – welche ja ebenfalls von der Masse und dem Radius des Sterns abhängt – so lassen sich diese beiden Größen einzeln bestimmen.
Beispiel Sirius B Ein typischer Weißer Zwerg ist Sirius B, der Begleiter des Sirius. Obwohl schon lange als ungewöhnliches Objekt identifiziert, ist er weiterhin Gegenstand von Untersuchungen. Seine Eigenbewegung ist genau bekannt, so dass die Wellenlängenverschiebungen durch den Dopplereffekt und die Rotverschiebung im Schwerefeld sicher getrennt werden können. Ebenso ist seine Entfernung genau bekannt, so dass Helligkeitsmessungen eine sichere Auskunft über die Leuchtkraft geben.
Eine aktuelle Untersuchung stammt von Barstow et al. (2005), welche Sirius B mit dem Hubble Space Telescope beobachteten. Dieses ist aufgrund seines sehr hohen Auflösungsvermögens in der Lage, Sirius B von dem sehr viel helleren, nur wenige Bogensekunden entfernt stehenden Hauptstern zu trennen.
Die Autoren geben für Sirius B eine Oberflächentemperatur von etwa 25.200 K an. Während ein so heißer Hauptreihenstern normalerweise etwa 10.000fach lichtstärker als die Sonne ist, ist Sirius B aber etwa 450-mal lichtschwächer als diese. Im sichtbaren Bereich liegt Sirius B gerade einmal bei der Größenklasse 11,43, wohingegen es die Sonne auf die Größenklasse 4,83 bringt. Für den Radius von Sirius B finden Barstow et al. (2005) auf Grundlage der Rotverschiebung einen Wert von etwa 0,00864 Sonnenradien, was 6000 km entspricht. Er ist damit etwa so groß wie die Erde. Dennoch weist er ca. 0,978 Sonnenmassen auf. Die Oberflächenschwere ist den Autoren zufolge etwa 375.000-mal größer als auf der Erde. Die von Barstow et al. (2005) gemessene Rotverschiebung aufgrund der Gravitation ist gleichwertig einer Dopplerverschiebung bei einer Geschwindigkeit von etwa 80 km/s. In dem von den Autoren untersuchten Bereich von 380 bis 510 nm beträgt die entsprechende Wellenlängenverschiebung etwa 0,1 nm, ein geringer, aber mit einem hochauflösenden Spektrographen leicht nachweisbarer Wert.
Klassifizierung von Weißen Zwergen Weiße Zwerge werden üblicherweise mit eigenen Klassen klassifiziert, es werden also nicht die normalen Spektralklassen verwendet, sondern solche mit einem Präfix D (für Degeneriert). Siehe → Klassifizierung der Sterne#Spektralklassen außerhalb der Standardsequenzen.
Innerer Aufbau mini|Innerer Aufbau Weißer Zwerge der Spektralklassen DA, DB, DO und PG 1159.
Methoden der Modellierung