Weißer Zwerg

Ein Weißer Zwerg ist ein kleiner Stern, der trotz seiner hohen Oberflächentemperatur, die zwischen 8.000 und 50.000 Kelvin liegen kann, nur eine geringe Leuchtkraft besitzt. Weiße Zwerge gehören zur Leuchtkraftklasse VII. Wegen ihrer Leuchtschwäche sind sie schwer zu beobachten.

Weiße Zwerge haben in etwa die Größe der Erde. Da sie wegen ihrer Kleinheit nur eine geringe Oberfläche besitzen die Licht abstrahlt, haben sie trotz ihrer hohen Temperatur nur eine geringe Leuchtkraft. Die Farbe ihres Lichtes ist meist weiß. Im Hertzsprung-Russell Diagramm befinden sich die Weißen Zwerge links unten, also nicht auf der Hauptreihe.

Die Spektralklassen Weißer Zwerge werden oft anders bezeichnet als die der Sterne. Sie beginnen mit dem Buchstaben D, was für den Materiezustand "degenerate" (entartet) oder "dwarf" (Zwerg) steht. Der nächste Buchstabe bezeichnet die Spektralklasse, z. B. O, B oder A gefolgt von der Unterklasse (0 bis 9). So hat der Begleiter von Sirius, ein Weißer Zwerg, die Spektralklasse DA2.

Ein Weißer Zwerg ist das Endstadium eines massearmen Sterns, zu denen auch die Sonne gehört. Ein solcher massearmer Stern wird am Ende seines Lebens zunächst ein Roter Riese. Später gibt dieser Rote Riese nach und nach seine äußeren Schichten an das Weltall ab, und zurück bleibt ein sehr kleiner komprimierter Kern - eben ein Weißer Zwerg.

Die Dichte eines Weißen Zwerges ist sehr hoch. Man spricht auch von entarteter Materie. Im Fall der Entartung hängt der Druck nur noch von der Dichte und nicht mehr von der Temperatur ab. Die Materie in einem Weißen Zwerg wird vom Entartungsdruck der Elektronen stabilisiert. Dieser hält einen Weißen Zwerg stabil, solange dieser die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen nicht überschreitet. Ein würfelzuckergroßes Stück aus dem Innern eines Weißen Zwerges würde auf der Erde etwa 1 Tonne wiegen!

Der Weiße Zwerg im Zentrum
des Helix-Nebels NGC 7293 im Sternbild Wassermann
Ausschnitt aus dem POSS (45 x 45′)
Quelle: Digitized Sky Survey

Damit ein Weißer Zwerg entstehen kann, darf die Masse des Sternkerns die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen nicht überschreiten. Andernfalls würde der Entartungsdruck der Elektronen den Kern nicht mehr stabil halten können und der Kern zu ein Neutronenstern kollabieren.

Weiße Zwerge sind am Anfang heiß und leuchten blau-weiß. Allerdings können sie durch Kernfusion keine weitere Energie erzeugen und auch nicht weiter kollabieren, da sie durch die Entartung stabil gehalten werden. Daher kühlen Weiße Zwerge im Laufe von Jahrmilliarden immer mehr ab und werden dabei langsam roter. Ein Weißer Zwerg braucht etwa etwa 2 Milliarden Jahre, bis seine Oberflächentemperatur auf etwa 6.000 Kelvin gesunken ist ¹⁾.

¹⁾ Professor Weidemann, Astrophysik Uni Kiel
Vortrag "Schwarze Löcher - Horizonte der Raumzeit" am 9. Juni 1993