En hvid dværg er en yderst kompakt stjerne, der repræsenterer slutstadiet for over 90 % af alle stjerners udvikling. Massen er typisk det halve af Solens, mens størrelsen er som Jordens; overfladetyngdekraften er derfor ca. 100.000 gange større end på Jorden.
Den største masse, en hvid dværg kan have, er 1,44 solmasser. Bliver massen større, således som det kan forekomme i forbindelse med masseoverførsel i tætte dobbeltstjernesystemer, eksploderer den som en supernova.
Den hvide dværgs indre består formentlig af en blanding af ilt og kulstof, mens overfladelagene næsten udelukkende består af brint (80 % af alle hvide dværge) eller helium. Grunden til denne forskel på overfladelagenes sammensætning er endnu ukendt, men søges forklaret ud fra stjernens forudgående udvikling.
Temperaturen på overfladen ligger mellem 3.000 og 150.000 grader. På grund af det lille overfladeareal er de hvide dværge meget lyssvage, og derfor kendes der flest i umiddelbar nærhed af Solen.
Antallet af hvide dværge, der er fundet, overstiger 100.000, men i vores galakse alene er der med stor sikkerhed flere milliarder. Da de hvide dværge er lyssvage, er det svært at se dem alle. Missioner som fx GAIA har bidraget med mange identifikationer af hvide dværge på baggrund af deres astrometriske egenskaber og farver. Dem, der kan ses, er små, varme og tæt på Jorden.
I hvide dværge foregår der ikke længere fusionsprocesser, og de afkøles meget regelmæssigt. Deres temperatur kan derfor bruges til kronologisk kortlægning af stjerneudvikling. Det er herved blevet målt, at de ældste stjerner i Solens nærhed blev skabt for ca. 10 milliarder år siden.
Stoffet inde i en hvid dværg er under så stort tryk, at det kun kan beskrives ved hjælp af kvantemekanikken. En af følgerne heraf er, at de tunge hvide dværge er mindre end de lette.
Efter endt udvikling bort fra hovedserien, via kæmpegrenen og horisontalgrenen, ender de stjerner, der ikke er tunge nok til at danne neutron-stjerne-kerner eller sorte huller, som hvide dværge. De tilbringer resten af tiden med at køle af på den viste sekvens. Det går hurtigt foroven til venstre, hvor de lyseste og varmeste hvide dværge ankommer, og det går langsommere ned af sekvensen.
Nederst til højre på sekvensen er de hvide dværge, der har brugt mange milliarder år på at køle af. De udgør dermed resterne af de første stjerner i Mælkevejen, og deres egenskaber kan bruges til at aldersbestemme Mælkevejen.
Bredden på sekvensen sættes af spredningen i de hvide dværges masser. Dem med en masse på 0,6 gange Solens ligger øverst, og dem med masser på op til 1,1 gange Solens ligger forneden.
Der er 'spor' inde i sekvensen, som har med den kemiske beskaffenhed i overfladelagene på den hvide dværg at gøre. Her er der hovedsagelig tale om brint og helium (henholdsvis såkaldte 'DA' og 'DB' hvide dværge).
Ophobningen af stjerner midt på sekvensen skyldes både, at stjernerne her udvikler sig roligere, hvorved at flere kan ses samtidig, samt at deres indre er ved at krystallisere, mens den afkøles. Krystalliseringen frigiver latent varme, der giver stjernen en kilde til at lyse lidt længere.
Kommentarer
Kommentarer til artiklen bliver synlige for alle. Undlad at skrive følsomme oplysninger, for eksempel sundhedsoplysninger. Fagansvarlig eller redaktør svarer, når de kan.
Du skal være logget ind for at kommentere.