Weißer Zwerg: Definition, Entstehung und Eigenschaften kompakter Sterne
Weißer Zwerg: Entstehung, Eigenschaften und Bedeutung kompakter Sterne — wie sonnenähnliche Sterne zu erdgroßen, massereichen Überresten werden; Aufbau, Entwicklung und Schicksal.
Ein Weißer Zwerg ist ein kompakter Stern. Seine Materie ist extrem dicht zusammengepresst: die Gravitation hat die Atome stark zusammengedrückt und den Atomhüllen viele ihrer Elektronen entzogen. Typische Massewerte liegen in der Größenordnung der Sonne, während das Volumen vergleichbar mit dem der Erde ist. Das führt zu Dichten von Millionen bis Milliarden Gramm pro Kubikzentimeter und zu sehr kleinen Radien im Vergleich zu normalen Sternen.
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Entstehung
Weiße Zwerge sind der evolutionäre Endzustand von Sternen, deren Masse nicht groß genug ist, um ein Neutronenstern zu bilden. Mehr als 97 % der Sterne in der Milchstraße werden voraussichtlich als Weiße Zwerge enden. §1
Der typische Ablauf: Ein Hauptreihenstern wie unsere Sonne verbraucht im Laufe von Milliarden Jahren seinen Wasserstoffvorrat und expandiert zu einem RotenRiesen. In den inneren Schichten beginnt Heliumbrennen, bei dem Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff verschmilzt. Besitzt der Stern nicht genügend Masse, um Kohlenstoff weiter zu fusionieren (für Kohlenstofffusion sind Kerntemperaturen von etwa 1 Milliarde K nötig), bleibt der Kern aus inaktivem Kohlenstoff und Sauerstoff zurück. Nachdem der Rote Riese seine äußeren Hüllen abgestoßen hat und einen planetarischen Nebel gebildet hat, bleibt der kompakte, nicht mehr fusionierende Kern — der Weiße Zwerg — übrig.
Stabilität und Grenzen
Das Innere eines Weißen Zwergs erzeugt keine Energie mehr durch Fusionsreaktionen. Stattdessen wird der Stern durch den Druck entarteter Elektronen stabilisiert: die sogenannte Elektronendegeneration. Dieser quantenmechanische Druck ist unabhängig von der Temperatur und verhindert den weiteren Kollaps, solange die Masse unter der kritischen Grenze bleibt. Diese Grenze wird als Chandrasekhar-Limit bezeichnet und liegt bei ungefähr 1,4 Sonnenmassen. Überschreitet ein Weißer Zwerg diese Grenze durch Massezuwachs, kann er zusammenbrechen oder explodieren.
Aufbau und Zusammensetzung
- Kern: Bei Sternen mit ähnlicher Masse wie die Sonne besteht der Kern meist aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Bei etwas massereicheren Vorläufern kann ein Kern aus Sauerstoff, Neon und Magnesium entstehen. In sehr niedrigen Massen (häufig durch Masseverlust in Doppelsternsystemen) entstehen auch Helium-Weiße Zwerge.
- Hülle: Viele Weiße Zwerge haben dünne Schalen aus Helium und darüber eine noch dünnere Schicht aus Wasserstoff; die sichtbare Spektralklasse hängt von der Zusammensetzung und der Abwesenheit oder Anwesenheit bestimmter Elemente ab.
- Kristallisation: Bei niedrigen Temperaturen kann sich das Material im Inneren verfestigen (kristallisieren). Beobachtungen von Satelliten wie Gaia liefern Hinweise auf diese Phasenübergänge.
Eigenschaften und Beobachtbares
- Größe und Masse: Typische Massen liegen um 0,6 M☉, Radien sind erdähnlich. Kleinere Masse → größerer Radius (umgekehrte Relation durch Entartungsdruck).
- Temperatur und Leuchtkraft: Junge Weiße Zwerge sind sehr heiß (bis zu >100.000 K) und leuchten blauweiß; sie kühlen über Milliarden Jahre ab und werden schwächer und rötlicher.
- Spektralklassen: Die häufigsten sind DA (Wasserstoffdominanz) und DB (Heliumdominanz); Spektren zeigen oft breite Linien aufgrund hoher Gravitation an der Oberfläche.
- Endzustand: Da das Universum noch nicht alt genug ist, sind "schwarze Zwerge" — vollständig ausgekühlte, unsichtbare Weiße Zwerge — bislang theoretisch; ihre Entstehung würde viel länger dauern als das momentane Alter des Universums.
Rolle in Doppelsternsystemen und bei Explosionen
In Doppelsternsystemen kann ein Weißer Zwerg von seinem Begleiter Materie akkretieren. Dabei sind zwei wichtige Phänomene zu nennen:
- Nova: Durch akkretierte Wasserstoffschichten können auf der Oberfläche thermonukleare Explosionen stattfinden, die die Leuchtkraft kurz stark erhöhen (Novae).
- Supernova Typ Ia: Wenn ein akkretierender Weißer Zwerg nahe das Chandrasekhar-Limit gelangt oder zwei Weiße Zwerge verschmelzen, kann es zu einer thermonuklearen Explosion kommen, die als Supernova vom Typ Ia beobachtet wird — wichtig als Standardkerze in der Kosmologie.
Bedeutung für Astronomie und Kosmologie
Weiße Zwerge dienen als kosmologische und galaktische Zeitmesser: ihre Abkühlkurven erlauben Rückschlüsse auf das Alter von Sternhaufen und der Galaxis. Außerdem sind sie Testobjekte für dichte Materiezustände und quantenmechanische Effekte auf astronomischen Skalen.
Zusammenfassung
Ein Weißer Zwerg ist also ein dicht gepackter, nicht selbstleuchtender Überrest eines normalen Sterns, stabilisiert durch Elektronendegeneration. Seine Entstehung folgt auf das Rote-Riesen-Stadium, er zeigt hohe Dichten und sehr kleine Radien bei Massen in Sonnennähe und spielt eine zentrale Rolle bei Novae, Supernovae Typ Ia und in der Altersbestimmung von Sternpopulationen.
Ein Stern wie unsere Sonne wird zu einem Weißen Zwerg, wenn ihm der Treibstoff ausgeht; gegen Ende seines Lebens durchläuft er ein Stadium des RotenRiesen, verliert größere Teile seines Gases, bis das, was übrig bleibt, sich zusammenzieht und zu einem jungen Weißen Zwerg wird.
Geschichte
Weiße Zwerge wurden im 18. Jahrhundert entdeckt. Der erste Weiße Zwergstern, genannt 40 Eridani B, wurde am 31. Januar 1783 von William Herschel entdeckt. p73 Er ist Teil eines Drei-Sterne-Systems mit dem Namen 40 Eridani.
Der zweite Weiße Zwerg wurde 1862 entdeckt, wurde aber zunächst für einen Roten Zwerg gehalten. Es war ein kleiner Stern in der Nähe des Sterns Sirius. Dieser Begleiterstern, Sirius B genannt, hatte eine Oberflächentemperatur von etwa 25.000 Kelvin, so dass man ihn für einen heißen Stern hielt. Allerdings war Sirius B etwa 10.000 Mal schwächer als der Primärstern Sirius A. Wissenschaftler haben entdeckt, dass die Masse von Sirius B fast der Masse der Sonne entspricht. Das bedeutet, dass Sirius B einst ein Stern war, der unserer eigenen Sonne ähnlich war.
1917 entdeckte Adriaan van Maanen einen Weißen Zwerg, der Van Maanen 2 genannt wird. Es war der dritte Weiße Zwerg, der entdeckt wurde. Mit Ausnahme von Sirius B. ist er der erdnächste Weiße Zwerg.
Strahlung und Temperatur
Ein Weißer Zwerg hat eine geringe Leuchtkraft (Gesamtmenge des abgegebenen Lichts), aber einen sehr heißen Kern. Der Kern kann 107 K betragen, während die Oberfläche nur 104 K beträgt.
Ein Weißer Zwerg ist sehr heiß, wenn er geformt wird, aber da er keine Energiequelle hat, wird er seine Energie allmählich abstrahlen und abkühlen. Das bedeutet, dass seine Strahlung, die ihm zu Beginn eine blaue oder weiße Farbe verleiht, mit der Zeit abnimmt. Über einen sehr langen Zeitraum kühlt ein Weißer Zwerg auf Temperaturen ab, bei denen er kein Licht mehr abgibt. Sofern der Weiße Zwerg keine Materie von einem Begleitstern oder einer anderen Quelle erhält, stammt seine Strahlung aus seiner gespeicherten Wärme. Diese wird nicht ersetzt.
Weiße Zwerge kühlen aus zwei Gründen langsam ab. Sie haben eine extrem kleine Oberfläche, von der sie diese Wärme abstrahlen können, so dass sie allmählich abkühlen und lange Zeit heiß bleiben. Außerdem sind sie sehr undurchsichtig. Die degenerierte Materie, die den Großteil eines Weißen Zwergs ausmacht, stoppt Licht und andere elektromagnetische Strahlung, so dass die Strahlung nicht viel Energie abtransportiert.
Am Ende werden sich alle Weißen Zwerge zu Schwarzen Zwergen abkühlen, die so genannt werden, weil ihnen die Energie fehlt, Licht zu erzeugen. Es gibt noch keine Schwarzen Zwerge, weil es länger als das gegenwärtige Alter des Universums dauert, bis sich ein Weißer Zwerg abgekühlt hat. Ein Schwarzer Zwerg ist das, was vom Stern übrig bleiben wird, wenn seine gesamte Energie (Wärme und Licht) verbraucht ist.
Wiederzündung
Weiße Zwerge können sich wieder entzünden und als Supernova explodieren, wenn sie mehr Material erhalten. Es gibt eine maximale Masse für einen Weißen Zwerg, um stabil zu bleiben. Dies ist als Chandrasekhar-Grenze bekannt.
Ein Zwerg könnte z.B. Material von einem Begleitstern einziehen und es über die Chandrasekhar-Grenze bringen. Die zusätzliche Masse würde eine Kohlenstoff-Fusionsreaktion auslösen. Astronomen glauben, dass dieses Wiederzünden die Ursache für Supernovae vom Typ Ia sein könnte.
Fragen und Antworten
F: Was ist ein Weißer Zwerg?
A: Ein Weißer Zwerg ist ein kompakter Stern, dessen Materie durch die Schwerkraft zusammengepresst wurde und dem die Elektronen entzogen wurden.
F: Wie ist die Masse eines Weißen Zwerges im Vergleich zur Sonne?
A: Die Masse eines Weißen Zwerges ist mit der der Sonne vergleichbar, aber sein Volumen ist mit dem der Erde vergleichbar.
F: Welche Arten von Sternen werden zu Weißen Zwergen?
A: Weiße Zwerge sind die letzte Entwicklungsstufe aller Sterne, deren Masse nicht hoch genug ist, um ein Neutronenstern zu werden. Über 97% der Sterne in der Milchstraße werden zu Weißen Zwergen.
F: Wie entsteht ein Roter Riese?
A: Nachdem die Lebenszeit eines Hauptreihensterns, der Wasserstoff fusioniert, zu Ende ist, dehnt er sich zu einem Roten Riesen aus, der in seinem Kern Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff fusioniert. Wenn er nicht genug Masse hat, um Kohlenstoff zu fusionieren, wird sich in seinem Zentrum inaktiver Kohlenstoff und Sauerstoff ansammeln.
F: Was geschieht, nachdem er seine äußeren Schichten abgestreift hat, um einen planetarischen Nebel zu bilden?
A: Nachdem er seine äußeren Schichten abgestreift hat, um einen planetarischen Nebel zu bilden, bleibt der Kern zurück, der zum Weißen Zwerg wird.
F: Findet in einem Weißen Zwerg eine Fusionsreaktion statt?
A: Nein, die Materie eines Weißen Zwergs unterliegt keinen Fusionsreaktionen mehr, so dass es keine Energiequelle für sie gibt und sie nicht durch Wärme gegen den Gravitationskollaps gestützt werden kann.
F: Wie wird unsere Sonne zu einem Weißen Zwerg?
A: Unsere Sonne wird zu einem Weißen Zwerg, wenn ihr gegen Ende ihres Lebens der Brennstoff ausgeht. Sie durchläuft zunächst das Stadium eines Roten Riesen und verliert dann das meiste Gas, bis sich der Rest zu einem jungen Weißen Zwerg zusammenzieht.
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Autor
AlegsaOnline.com Weißer Zwerg: Definition, Entstehung und Eigenschaften kompakter Sterne Leandro Alegsa
URL: https://de.alegsaonline.com/art/107811
Quellen
- jstor.org : jstor.org/stable/10.1086/319535
- spiff.rit.edu : "Late stages of evolution for low-mass stars"
- links.jstor.org : Catalogue of Double Stars
- adsabs.harvard.edu : adsabs.harvard.edu/abs/1952MNRAS.112..583M
- arxiv.org : arxiv.org/abs/astro-ph/9802217
- bbc.co.uk : bbc.co.uk/news/science-environment-28967741