Hvad er en hvid dværg?

En hvid dværg er en relativt lille, tæt type stjerne, der dannes, når en hovedsekvensstjerne brænder alt sit brint og heliumbrændstof, men mangler det pres og den varme, der er nødvendig for at smelte kulstof og ilt.En hvid dværg har en masse, der typisk er mellem 0,5 og 0,7 gange solen, men et volumen, der kan sammenlignes med jordens.Hvid dværghood er sluttilstand for stellar evolution for 97% af kendte stjerner.

Omdannelsen af en stjerne til en hvid dværg begynder, når en hovedsekvensstjerne, omkring massen af vores sol, brænder alt sit brintbrændstof og begynder at væretvunget til at smelte helium til kulstof og ilt.Da dens kerne begynder at opbygge med kulstof og ilt, som ikke kan smeltes sammen, skal fusionen finde sted på en skal uden for kernen.Kernens enorme tyngdekraft skubber brintet sammen og får det til at smelte sammen meget hurtigere end før, hvilket øger stjernens lysstyrke med en faktor på 1.000 - 10.000 og øger sin radius til noget, der kan sammenlignes med Mars Orbit.

I stjernen er smeltet sammen, overtager tyngdekraften, og stjernen begynder at falde ind på sig selv.Hvis stjernen er tilstrækkelig massiv, kan der forekomme en supernova.Ellers flyder det overskydende materiale bare væk for at danne en planetarisk tåge, og kun den supertætte kerne er tilbage, som er den hvide dværg.Fordi en hvid dværg ikke har nogen egen kilde til sin egen energi, er den eneste varme, den producerer, en rest fra dens helium-furing dage.Efter milliarder af år er det forudsagt, at hvide dværge er afkølet for at blive sorte dværge, livløse stjernernes skaller, selvom universets alder (13,7 milliarder år) ikke har været tilstrækkelig til, at dette kan forekomme endnu. Hvide dværge udgør 6%af alle stjerner i vores solnedgangskvarter.Da der ikke forekommer nogen nukleare reaktioner i deres kerne, er de ikke meget lyse, selvom de kan observeres med kraftige teleskoper.Sirius B, ledsageren af sin mere berømte partner, Sirius A, også kendt som Dog Star, er en hvid dværg.Den første hvide dværg blev observeret af Friedrich Herschel den 31. januar 1783 i et binært system, Eridani B og C.