Weiße Zwerge
 
Bei den Weißen Zwergen handelt es sich um etwa erdgroße kühle Objekte, deren zuerst entdeckte Mitglieder tatsächlich weiß waren.Heute sind in der Gruppe der Weißen Zwerge Exemplare bekannt, deren Farbe von gelb bis orange reicht, Massen von 0,4 bis 1,2 facher Sonnenmasse (theoretisch 1,4fach möglich), Effektivtemperaturen von 5000 bis 40000 Kelvin, Leuchtkräfte im Bereich von 8 bis 16 mag, Magnetfeldstärken bis zu 50000 Tesla, durchschnittlichem Radius von 8000 km und durchschnittlicher Dichte von 10000 g/cm3.
Zu finden sind diese Objekte im HRD in der unteren linken Ecke, was auf eine relativ geringe Leuchtkraft,geringe Oberflächentemperaturen und auf Massen, die in etwa der der Sonne entsprechen, hindeutet. Die Weißen Zwerge bewegen sich im Laufe ihrer Entwicklung auf einer Linie, die fast parallel zur Hauptreihe verläuft, von links oben nach rechts unten.
Zu bemerken wäre, daß es sich bei den Weißen Zwergen, im Gegensatz zu den anderen Zwergen, die imVorhauptreihen- und im Hauptreihenstadium zu finden sind,um ein Endstadium handelt.
Die Weißen Zwerge entstehen, genau wie die Neutronensterne, aus den Überresten einer Supernova oder aus der Instabilität des Sterns heraus.Ihre Gravitationskraft ist  dabei größer als die nach außen gerichtete innere Kraft, die durch den Druck der Materie verursacht wird.Dadurch kollabiert der Stern, d.h.er stürzt in sich zusammen. Sein Radius wird solange immer kleiner bis diese zwei entgegengesetzten Kräfte wieder im Gleichgewicht sind. Dieses Gleichgewicht findet sich in der Regel dann, wenn die Dichte so groß geworden ist, daß aus dem nahezu idealem Gas im Sterninneren ein entartetes Elektronengas geworden ist und die freigewordenen Elektronen aufgrund des immer kleiner gewordenden Raumes ihren Gegendruck erhöht haben.
Jetzt bleibt nur noch die Frage offen, warum man keinen Weißen Zwerg mit einer größeren Masse als 1,2 Sonnenmassen gefunden hat.Das hängt damit  zusammen, daß die Elektronen eines entarteten Elektronengases nur einen bestimmten Gegendruck ausüben können. Wenn die Masse eines Sterns eine bestimmte Grenze überschreitet, wird die nach innen gerichtete Gravitationskraft so groß, daß  der Stern einfach weiterschrumpft und sich innerhalb von Sekundenbruchteilen auf rund 10 km verkleinert. Erst dann kann er sein Gleichgewicht wiederfinden als Neutronenstern (freie Elektronen reagieren mit Protonen zu Neutronen, dadurch noch größere Gegendrücke möglich). Zum ersten Mal hatte Chandrasekar 1967 diese Grenze berechnet. Er kam auf 1,4 Sonnenmassen. Das man keine Weißen Zwerge mit mehr als 1,2 Sonnenmassen gefunden hat, liegt unter anderem daran, daß noch andere Faktoren einen Einfluß auf die nach außen  und nach innen gerichteten Kräfte haben und somit diese berechnete Grenzmasse, die als Chandrasekargrenzmasse bekannt, in der Praxis noch herabsetzen.
 
Durch die Art der Entstehung erklären sich auch die sehr hohen Magnetfeldstärken: Wenn man ein Magnetfeld, wie z.B. das der Sonne auf weniger als ein Zehntel des Raumes zusammenpreßt, befinden sich mehr Magnetfeldlinien in einem Kubikzentimeter als vorher. 
 
 
 
 
 
 
Da der Stern sich in seinem Endstadium befindet, findet kaum noch Kernfusion statt, auch das Schalenbrennen ist fast erloschen. Es gibt nur noch eine sehr dünne Wasserstoffregion, ansonsten besteht der Stern aus Helium, Kohlenstoff oder sogar noch schwereren Metallen. Aufgrund dessen, daß die Startenergie (mindest Temperatur) zu klein ist, finden keine Energiegewinnungsprozesse mehr statt und somit kühlt der Stern nur noch aus, d.h. er gibt seine bis jetzt gespeicherte Energie ab und endet irgendwann als Schwarzer Stern (es wird keine Energie mehr abgegeben, dadurch ist er nicht mehr sichtbar).
Zum Aufbau kann ich nur sagen, daß sie nach wie vor mehrere Schalen mit verschiedenen Eigenschaften besitzen. 
1- sozusagen der Kern, er hat eine Dichte von ungefähr 100 bis 
    1000kg/cm3 und konstante Temperaturen im Bereich der 1000 Millionen 
    Kelvin, Helium ist zu etwa 0,05% anwesend 
2- thermonukleare Reaktionen nur sehr selten und nicht überall, deswegen 
     nur geringe Energiefreisetzung 
3- Dichte von ungefähr 1kg/cm3  und etwa 1000 bis eine Millionen Kelvin 
 

 

 
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