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Weisse Zwerge

Astronomie und Astrophysik, Endstadien der Sternentwicklung. Weisse Zwerge besitzen Massen zwischen etwa 0,4 und 1,2 Sonnenmassen, mit einem Mittelwert von etwa 0,6 Sonnenmassen. Ihre Oberflächentemperaturen liegen zwischen etwa 5000 K und 40 000 K und ihre Radien betragen etwa 10 000 km. Ihre Spektren zeigen einen Kontinuumsverlauf ähnlich dem von Hauptreihensternen, die sichtbaren Spektrallinien werden aber zumeist nur von einem Element dominiert. Auf Grund des Kontinuumsverlaufs gliedert man weisse Zwerge in unterschiedliche Gruppen, die man mit dem Buchstaben D und einem aus der üblichen Spektralklassifikation stammenden Buchstaben kennzeichnet (DO, DA, DF etc.). Wie bei Hauptreihensternen entspricht diese Sequenz einer abnehmenden Oberflächentemperatur.

Weisse Zwerge besitzen extrem hohe Dichten, ihre Materie ist deshalb entartet. Die Atome sind dabei fast vollständig ionisiert, und die freien Elektronen bilden ein Elektronengas, dessen Druck der Gravitation entgegenwirkt. Auf Grund dieser Elektronenentartung kann die Masse eines Weissen Zwerges nicht höher als 1,4 Sonnenmassen liegen. Oberhalb dieses sog. Chandrasekhar-Limits ist die Gravitation stärker als der Druck des Elektronengases, und ein Weisser Zwerg kollabiert zu einem Neutronenstern.

Da der Entartungsdruck nur von der Teilchendichte und nicht von der Temperatur abhängt, können Weisse Zwerge ihre gesamte thermische Energie abstrahlen. Sie kühlen allmählich aus (ohne wie ein normaler Stern ihren Radius zu verringern) und entwickeln sich innerhalb von etwa 1010 Jahren zu sogenannten Schwarzen Zwergen. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm befinden sich die Weissen Zwerge daher auf einer Linie, die etwa parallel zur Hauptreihe, aber unterhalb von ihr verläuft. Weisse Zwerge sind häufig Mitglieder von Doppelsternen (wie etwa bei Sirius), die bisweilen als kataklysmische Veränderliche, Novae oder Zwergnovae zu den Veränderlichen Sternen gehören.

 

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