Co to jest biały karzeł?

Biały karzeł jest stosunkowo małą, gęstą gwiazdą, która powstaje, gdy gwiazda o głównej sekwencji pali cały swój wodór i paliwo helowe, ale brakuje mu ciśnienia i ciepła niezbędnych do stopienia węgla i tlenu. Biały karzeł ma masę między 0,5 a 0,7 razy większą niż Słońce, ale objętość porównywalną z ziemską. Białe karłowactwo jest końcowym stanem gwiezdnej ewolucji 97% znanych gwiazd.

Transformacja gwiazdy w białego karła rozpoczyna się, gdy gwiazda o głównej sekwencji, wokół masy naszego Słońca, spala całe swoje paliwo wodorowe i zaczyna być zmuszana do stopienia helu z węglem i tlenem. Ponieważ jego rdzeń zaczyna gromadzić się z węglem i tlenem, których nie można stopić, fuzja musi odbywać się na powłoce na zewnątrz rdzenia. Ogromna grawitacja rdzenia spycha wodór razem i powoduje jego stopienie się znacznie szybciej niż poprzednio, zwiększając jasność gwiazdy o współczynnik 1000–10 000 i zwiększając jej promień do czegoś porównywalnego z orbitą Marsa.

Kiedy cały wodór w stopie zostanie stopiony, grawitacja przejmuje i gwiazda zaczyna spadać na siebie. Jeśli gwiazda jest wystarczająco masywna, może wystąpić supernowa. W przeciwnym razie nadmiar materiału po prostu odpłynie, tworząc mgławicę planetarną, i pozostanie tylko bardzo gęsty rdzeń, którym jest biały karzeł. Ponieważ biały karzeł nie ma własnego źródła energii, jedynym wytwarzanym przez niego ciepłem jest pozostałość z czasów, w których nastąpił stop helu. Przewiduje się, że po miliardach lat białe karły ostygną i staną się czarnymi karłami, pozbawionymi życia gwiezdnymi łupinami, chociaż epoka wszechświata (13,7 miliarda lat) nie była jeszcze wystarczająca, aby do tego doszło.

Białe karły stanowią 6% wszystkich gwiazd w naszym słonecznym sąsiedztwie. Ponieważ w jądrze nie występują żadne reakcje jądrowe, nie są one zbyt jasne, chociaż można je zaobserwować za pomocą potężnych teleskopów. Syriusz B, towarzysz jego bardziej znanego partnera, Syriusza A, znanego również jako Gwiazda Psa, jest białym karłem. Pierwszy biały karzeł zaobserwował Friedrich Herschel 31 stycznia 1783 r. W układzie podwójnym Eridani B i C.