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Sind Weiße Zwerge Neutronensterne?
Weißer Zwerg: Sirius B ist ein Stern, der zur Klasse der „weißen Zwerge“ gehört. Er hat eine Dichte von ca. Neutronenstern Neutronensterne sind Sterne, die nur aus Neutronen bestehen. Sie haben eine Dichte von ungefähr 1015gcm3.
Wie heiß ist ein Weißer Zwerg?
Doch ohne zündenden Funken im Inneren sacken alle Sterne von höchstens 1,46 Sonnenmassen am Ende in sich zusammen. Ihr Eigengewicht presst sie etwa auf Erdgröße – ein Weißer Zwerg. So extrem verdichtet haben Weiße Zwerge oft sehr hohe Temperaturen bis 100.000 Grad.
Wann wird die Sonne zu einem Weißen Zwerg?
5 Milliarden Jahren und wird nach weiteren 5 Milliarden Jahren – also nach insgesamt 10 Milliarden Jahren – zu einem weißen Zwerg. Es sei erwähnt, dass die „Lebensdauer“ eines Sterns (Sonne) stark mit dem Alter abnimmt.
Wie groß ist ein Weißer Zwerg?
Klein, aber oho: Astronomen haben einen in mehrerer Hinsicht außergewöhnlichen Weißen Zwerg entdeckt. Mit einem Radius von 2.140 Kilometern ist er der kleinste seiner Art – er ist kaum größer als der Mond. Gleichzeitig ist er jedoch extrem magnetisiert und mit 1,35 Sonnenmassen wahrscheinlich massereicher als jeder andere Weiße Zwerg.
Warum trägt der Weiße Zwerg die Bezeichnung „Zwerg“?
Der hohen Temperatur verdankt er seine weiße Farbe, der geringen Leuchtkraft – die auf eine entsprechend kleine Sternoberfläche hinweist – die Bezeichnung „Zwerg“. Während Hauptreihensterne wie die Sonne Radien in der Größenordnung von 10 6 km haben, beträgt der Radius eines Weißen Zwerges mit 7000 bis 14.000 km nur 1 bis 2 Erdradien.
Warum ist der Weiße Zwerg instabil?
Der Zwerg nimmt durch Akkretion immer mehr Sternplasma des Begleiters auf. Oberhalb der Chandrasekhar-Masse werden Weiße Zwerge instabil. Die katastrophale Folge ist die Explosion des Weißen Zwergs in einer Supernova vom Typ Ia (thermonukleare Supernova) – von ihm bleibt nichts übrig!
Was ist die Entstehung der Weißen Zwerge?
Entstehung Weißer Zwerge Weiße Zwerge bilden sich, wenn der Vorläuferstern seine äußeren Hüllen nach dem Rote-Riesen -Stadium als planetarischen Nebel abgestoßen hat, aus der Restmasse. Die kritische Obergrenze ist die Chandrasekhar-Masse von 1.46 Sonnenmassen (Chandrasekhar, 1930).