Ein Weißer Zwerg entsteht, wenn eine Sonne von maximal 1,4 Sonnenmassen stirbt. Es handelt sich bei ihnen um den heißen Kern des Sterns, nachdem dieser sich zu einem Roten Riesen aufgebläht hat und im Endstadium, wenn im inneren Helium verbrannt wird, seine äußere Hülle zu einem planetarischen Nebel abgestreift.

Die meisten Weißen Zwerge besitzen nur die Größe der Erde, haben aber ein Gewicht von 0,5 Sonnenmassen und besitzen eine Oberflächentemperatur von 10.000 bis 100.000 Kelvin, was auch ihre Farbe erklärt. Sie bestehen hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff und unter diesem Druck befindet sich das Gas in einem Zustand, der als entartet bezeichnet wird. Nur Neutronensterne und die hypothetischen Quarksterne besitzen eine größere Dichte.

Da bei ihnen keine Fusionsprozesse mehr stattfinden und sie auch über keine andere Energiequelle verfügen, kühlen sie mit der Zeit langsam ab und Enden schließlich als Schwarzer Zwerg. Wobei unser heutiges Universum noch nicht alt genug ist, um Schwarze Zwerge zu beherbergen.

Weiße Zwerge können, wenn sie Teil eines Doppelsternsystems sind, zu Nova führen oder in einer Supernova Typ Ia enden.

Geschichte

Der erste Weiße Zwerg, der entdeckt wurde, war 1862 im Sirius System. Zur Überraschung der Astronomen entdeckte Alvan Graham Clark hier einen kleiner Begleiter (Sirius B) des hellen Sirius Sterns, der eine Oberflächentemperatur von 25.000 Kelvin, annäherungsweise den Durchmesser der Erde besitzt und dabei fast so massereich wie die Sonne ist.

Erst 1930 entdeckte Subrahmanyan Chandrasekhar was ein Weißer Zwerg ist und das kein Weißer Zwerg mehr als 1,4 Sonnenmassen haben kann, da der Stern ansonsten weiter kollabieren würde und ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch entsteht. Subrahmanyan Chandrasekhar bekam dafür 1983 den Nobelpreis.