Hvit dverg

En hvit dverg, også kalt en degenerert dverg, er en stjernerest bestående primært av elektrondegenerert materie. Hvite dverger er svært kompakte, med masser sammenlignbare med solens og volum sammenlignbare med jordens. En hvit dvergs svake lysstyrke kommer av at utslipp av opplagret termisk energi. Den næremest kjente hvite dvergen er Sirius B, som ligger 8,6 lysår unna jorden og er den minste bestanddelen av dobbeltstjernesystemet Sirius. Per tid antas det at det finnes åtte hvite dverger blant de hundre stjernesystemene nærmest solen. Den uvanlige lyssvakheten til hvite dverger ble først anerkjent i 1910. Begrepet hvit dverg ble skapt av Willem Luyten i 1922.
Hvite dverger anses å være den siste fasen i stjerners utvikling (inkludert vår egen sol) hvis masse ikke er tilstrekkelig høy til å bli en nøytronstjerne – tilsvarende 97 % av stjernene i Melkeveien. Etter at en hovedseriestjerne med liten eller medium masse er ferdig med sin periode av fusjonering av hydrogen, vil stjernen ekspandere til en rød kjempe samtidig som den fusjonerer helium til karbon og oksygen i kjernen gjennom trippel-alfaprosessen. Hvis en rød kjempe har for lite masse til å generer kjernetemperaturen som kreves for å fusjonere karbon, rundt 1 milliard K, vil det bygge seg opp en inert masse av karbon og oksygen i sentrum. Etter at de ytre lagene har blitt kastet ut, og danner en planetarisk tåke, vil kun kjernen gjenstå. Denne vil danne en hvit dverg. Derfor består hvite dverger vanligvis av karbon og oksygen. Hvis massen til opphavet ligger mellom 8 og 10,5 M☉, vil kjernetemperaturen være tilstrekkelig til å fusjonere karbon, men ikke neon, hvorpå det kan dannes en hvit dverg av oksygen, neon og magnesium. Stjerner med svært lav masse vil ikke være i stand til å fusjonere helium, derav kan hvite dverger av helium dannes av massetap i binærsystemer.
Materialet i hvite dverger gjennomgår ikke lengre fusjonreaksjoner, og stjernen har dermed ingen energikilde. Som et resultat av dette, kan ikke den varmen som ble generert gjennom fusjoner motvirke en gravitasjonskollaps. Kollapsen forhindres bare av elektron-degenerasjonstrykket, men det er ikke tilstrekkelig til å forhindre at den blir ekstremt kompakt. Fysikken til en degenerering gir en maksimal masse for en ikke-roterende dverg, Chandrasekhars grense på omtrent 1,4 M☉. Forbi dette punktet kan den ikke lengre opprettholdes av elektron-degenerasjonstrykket. En hvit dverg av karbon og oksygen som nærmere seg denne massegrensen kan eksplodere som en type Ia-supernova via en prosess kjent som karbondetonasjon.

Stråling og avkjøling

Det degenererte materiet som utgjør hoveddelen av en hvit dverg har en svært lav opasitet, fordi enhver absorpsjon av et foton krever at et elektron må gå over til en høyere tom tilstand, hvilket kanskje ikke er mulig ettersom energien til fotonet kanskje ikke passer for de mulige kvantetilstandene for det elektronet; det har også en høy termisk konduktivitet. Som et resultat opprettholder det indre av en hvit dverg en jevn temperatur på omtrent 10⁷ K. Et ytre skall av ikke-degenerert materie avkjøles fra omtrent 10⁷ K til 10⁴ K. Dette materiet stråler omtrent som et sort legeme. En hvit dverg forblir synlig over lang tid, etter som det tynne ytre atmosfærelaget av vanlig materie begynner å utstråle ved rundt 10⁷ K, under dannelsen, mens den store indre massen er på 10⁷ K, men denne kan ikke utstråle gjennom skallet av vanlig materie.
Den synlige strålingen fra en hvit dverg varierer over et bredt spekter av farger, fra den blåhvite fargen til en hovedseriestjerne type O til den røde til en rød dverg type M. Den effektive temperaturen til hvite dverger strekker seg fra over 150 000 K til like under 4 000 K. Ifølge Stefan-Boltzmanns lov øker lysstyrken med økende overflatetemperatur. Spennet i overflatetemperaturer hos hvite dverger gir dermed lysstyrker på over 100 ganger solens til under 1/10 000 av solen.

Atmosfære og spektrum

Selv om de fleste hvite dverger antas å bestå av karbon og oksygen, viser spektroskopi typisk at det utstrålte lyset kommer fra en atmosfære som observeres som enten hydrogendominert eller heliumdominert. Det dominerende grunnstoffet er vanligvis 1 000 ganger mer forekommende enn alle andre grunnstoff. Som forklart av Schatzman på 1940-tallet, antas det at den høye overflategravitasjonen forårsaker denne renheten ved at den gravitasjonelt separerer atmosfæren slik at de tyngre grunnstoffene befinner seg nederst og de letter over.

Metallrike hvite dverger

Rundt 25–33 % av de hvite dvergene har metallinjer i sine spektre, noe som er uvanlig fordi et tungt grunnstoff i en hvit stjerne vil synke inn til stjernens indre i løpet av bare en liten brøkdel av stjernens levetid. Den rådende forklaringen for metallrike hvite dverger er at de nylig har slukt steinete planetesimaler. Hovedsammensetningen av de slukte objektene kan måles ut fra styrken av metallinjene. For eksempel, konkluderte en studie fra 2015 av den hvite dvergen Ton 345 med at forekomsten av metall var konsistent med de til en differensiert steinplanet som har fått mantelen erodert av stjernevind under asymptotisk kjempegren-fasen.

Magnetfelt

Magnetfelter i hvite dverger med en styrke ved overflaten på ~1 000 000 G (100 T) ble forutsagt av P.M.S. Blackett i 1947 som en konsekvens av en fysisk lov han hadde utarbeidet som slo fast at et uladd, roterende legeme skulle generere et magnetfelt proporsjonalt med drivmomentet.