Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Sternentwicklung, Kosmologie, Kernfusion, Fermi-Druck
Stand: 04.10.2022
Was ist ein Weißer Zwerg?
Weiße Zwerge (engl. white dwarfs, WD) sind kompakte Objekte, die sich am Ende der Entwicklung von Sternen mit etwa einer Sonnenmasse bilden.
Die Entwicklung solcher Sterne läuft in etwa in folgenden Schritten ab, wobei die Kernfusion unterschiedliche Materialien “verbrennt”:
- “Wasserstoff-Brennen”: Wasserstoff im “Kern” fusioniert zu Helium (der Stern ist ein Hauptreihenstern – wie unsere Sonne heute). Im Kern sammelt sich das Helium an, was aber noch keine weitere Fusionsreaktion zeigt. Wasserstoff fusioniert weiter zu Helium, aber nun in einer Schale um den Helium-Kern herum.
- “Helium-Brennen”: Wenn Druck und Temperatur im Helium-Kern groß genug geworden sind, fusioniert das Helium zu Kohlenstoff und ggf. Sauerstoff (der Stern wird zu einem Roten Riesen)
- “Kohlenstoff-Brennen”: Wenn Druck und Temperatur im Kern groß genug geworden sind, fusioniert der Kohlenstoff und ggf. Sauerstoff über mehrere Stufen zur Endstufe Eisen
Bei unserer Sonne endet diese Serie mit dem sog. Helium-Brennen. Der Kohlenstoffkern kann nicht mehr weiter “zünden”, da die erforderliche Temperatur nicht erreicht wird.
Wenn also im Inneren des Sterns keine Kernfusion mehr stattfindet, überwiegt zunächst der Gravitationsdruck, und der Stern kontrahiert bis es schießlich durch den inneren Druck eines entarteten Elektronen-Gases (Fermi) zu einem Gleichgewicht kommt. Das ist dann ein sog. Weisser Zwerg. Wenn der Stern zu massereich ist, ist der Gravitationsdruck so groß, dass es zu keinem Gleichgewicht mit dem entarteten Elektronen-Gas kommt und so der Stern weiter kollabiert. Diese kritische Massengrenze ist die berühmte Chandrasekhar-Grenze.
Die Chandrasekhar-Grenze ist die theoretische Masse eines Sterns; wobei unterhalb der Chandrasekhar-Grenze ein Weisser Zwerg entsteht und oberhalb der Chandrasekhar-Grenze der Gavitationsdruck zu stark ist und der Stern weiter kollabiert zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch. Die diese Genzmasse wurde 1930 vom indisch-amerikanischen Astrophysiker und Nobelpreisträger Subrahmanyan Chandrasekhar hergeleitet.
Die Chandrasekhar-Grenze ist nicht für alle Sterne gleich, sondern hängt von Art der Sternmaterie ab:
- Bei einem Kohlenstoff-Stern liegt die Chandrasekhar-Grenze bei 1,457 Sonnenmassen.
- Bei einem Eisen-Stern liegt die Chandrasekhar-Grenze bei 1,256 Sonnenmassen.
So ein Weisser Zwerg, gibt nur noch langsam seine vorhandene Wärmeenegie ab.
Da so ein Weisser Zwerg (aus Kohlenstoff) seinen ganzen Wasserstoff und auch alles Helium durch Kernfusion verbraucht hat, sind auch im seinem Spektrum keine Wasserstoff- und keine Helium-Linien zu sehen