’n Witdwerg is ’n klein ster wat vorm nadat ’n hoofreeksster met ’n gemiddelde massa die einde van sy leeftyd bereik het. Hulle is baie dig: hul massa is vergelykbaar met dié van die Son en hul grootte met dié van die Aarde. Hul dowwe lig kom van die uitstraling van gebergte termiese energie.[1][2] Dit sal die laaste fase van evolusie wees van meer as 97% van die sterre in die Melkweg.[3]
Die naaste bekende witdwerg aan die Aarde is Sirius B, 8,6 ligjare van hier. Dit is die kleinste komponent van die Sirius-dubbelster. In Januarie 2009 is agt witdwerge getel in die honderd sterstelsels naaste aan die son.[4] Die term is in 1922 deur Willem Luyten bekend gestel.[5]
Beskrywing
'n Vergelyking tussen die witdwerg IK Pegasi B (middel), sy A-klas-metgesel IK Pegasi A (links) en die Son (regs). Dié witdwerg het 'n oppervlaktemperatuur van 35 500 K.
Nadat die waterstofverbrandende fase van ’n hoofreeksster met ’n gemiddelde of lae massa eindig, sal dit uitsit en ’n rooireus word. As die rooi reus se massa nie groot genoeg is om die temperatuur op te wek waarteen koolstof verbrand word nie, sal ’n onaktiewe massa van koolstof en suurstof in die middel van die ster opbou. Nadat die ster sy buitenste lae weggestoot het om ’n planetêre newel te vorm, sal net die kern oorbly. Dit is die steroorblyfsel wat ’n witdwerg vorm.[2] Daarom bestaan witdwerge hoofsaaklik uit koolstof en suurstof.
As die aanvanklike massa van die ster tussen 8 en 10,5 sonmassas is, sal die kerntemperatuur hoog genoeg wees om koolstof te verbrand, maar nie neon nie; in so ’n geval kan ’n witdwerg gevorm word wat uit suurstof, neon en magnesium bestaan.[6]
Die elemente in ’n witdwerg ondergaan nie meer fusiereaksies nie. Die ster het dus geen bron van energie nie en sal mettertyd afkoel. Eindelik sal dit nie veel hitte of lig uitstraal nie en ’n swartdwerg word.[2] Dit neem egter langer as die geskatte 13,8 miljard jaar wat die heelal oud is,[7] en daarom bestaan daar nog geen swartdwerge nie.[1][3]
↑ 3,03,1Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P. (2001). "The Potential of White Dwarf Cosmochronology". Publikasies van die Astronomical Society of the Pacific. 113 (782): 409. Bibcode:2001PASP..113..409F. doi:10.1086/319535.
↑Holberg, J.B. (2005). "How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs". American Astronomical Societyvergadering, 207. 207: 1503. Bibcode:2005AAS...20720501H.
↑Werner, K.; Hammer, N. J.; Nagel, T.; Rauch, T.; Dreizler, S. (2005). "On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries". 14th European Workshop on White Dwarfs. 334: 165. arXiv:astro-ph/0410690. Bibcode:2005ASPC..334..165W.
↑Spergel, D. N.; Bean, R.; Doré, O.; Nolta, M.R.; Bennett, C.L.; Dunkley, J.; Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Komatsu, E. (2007). "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology". The Astrophysical Journal Supplement Series. 170 (2): 377. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.
