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About: Weißer Zwerg

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Ein Weißer Zwerg ist ein kleiner, sehr kompakter alter Stern. Er hat trotz seiner durch die Spektralklasse angezeigten hohen Oberflächentemperatur nur eine sehr kleine Leuchtkraft, liegt also im Hertzsprung-Russell-Diagramm weit unterhalb der Hauptreihe. Der hohen Temperatur verdankt er seine weiße Farbe, der geringen Leuchtkraft – die auf eine entsprechend kleine Sternoberfläche hinweist – die Bezeichnung „Zwerg“.

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  • Ein Weißer Zwerg ist ein kleiner, sehr kompakter alter Stern. Er hat trotz seiner durch die Spektralklasse angezeigten hohen Oberflächentemperatur nur eine sehr kleine Leuchtkraft, liegt also im Hertzsprung-Russell-Diagramm weit unterhalb der Hauptreihe. 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 typische Radien von 1.000.000 km haben, beträgt der Radius eines Weißen Zwerges nur etwa 10.000 km, was dem Anderthalbfachen des Erdradius entspricht. Dennoch haben Weiße Zwerge die Masse eines Sterns. Sie bestehen im Normalfall aus einem Kern aus heißer entarteter Materie von extrem hoher Dichte, umgeben von einer dünnen, leuchtenden Photosphäre. Weiße Zwerge sind das Endstadium der Entwicklung eines relativ massearmen Sterns, dessen nuklearer Energievorrat versiegt ist. Sie sind der heiße Kern Roter Riesen, die übrig bleiben, wenn jene ihre äußere Hülle abstoßen. Voraussetzung dafür ist, dass die Restmasse unterhalb eines Schwellenwertes von 1,44 Sonnenmassen (M☉) bleibt, der sogenannten Chandrasekhar-Grenze. Anderenfalls entsteht nach einem Supernova-Ausbruch ein Neutronenstern oder (bei einer Kernmasse von mehr als 2½ M☉) gar ein Schwarzes Loch. (de)
  • Ein Weißer Zwerg ist ein kleiner, sehr kompakter alter Stern. Er hat trotz seiner durch die Spektralklasse angezeigten hohen Oberflächentemperatur nur eine sehr kleine Leuchtkraft, liegt also im Hertzsprung-Russell-Diagramm weit unterhalb der Hauptreihe. 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 typische Radien von 1.000.000 km haben, beträgt der Radius eines Weißen Zwerges nur etwa 10.000 km, was dem Anderthalbfachen des Erdradius entspricht. Dennoch haben Weiße Zwerge die Masse eines Sterns. Sie bestehen im Normalfall aus einem Kern aus heißer entarteter Materie von extrem hoher Dichte, umgeben von einer dünnen, leuchtenden Photosphäre. Weiße Zwerge sind das Endstadium der Entwicklung eines relativ massearmen Sterns, dessen nuklearer Energievorrat versiegt ist. Sie sind der heiße Kern Roter Riesen, die übrig bleiben, wenn jene ihre äußere Hülle abstoßen. Voraussetzung dafür ist, dass die Restmasse unterhalb eines Schwellenwertes von 1,44 Sonnenmassen (M☉) bleibt, der sogenannten Chandrasekhar-Grenze. Anderenfalls entsteht nach einem Supernova-Ausbruch ein Neutronenstern oder (bei einer Kernmasse von mehr als 2½ M☉) gar ein Schwarzes Loch. (de)
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  • The Formation of DA White Dwarfs with Thin Hydrogen Envelopes. In:Astronomy and Astrophysics440 Letter, S. 1ff (de)
  • The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics. In: Astronomical Journal 138/6, S. 1681ff (de)
  • Sakurai’s Object, V605 Agl and FG Sge. An Evolutionary Sequence Revealed. In: Astrophysical Journal 583, S. 913ff (de)
  • The Astrophysics of Cool White Dwarfs. In: Physics Report 399, S. 1ff (de)
  • The Evolution of the Final Helium Shall Flash Star V605 Aql from 1917 to 1997. In: Astronomical Journal 114/6, S. 2679 ff (de)
  • Photometric and Spectroscopic Analysis of Cool White Dwarfs with Trigonometric Parallax Measurements, in: Astrophysical Journal Supplement Series 133, S. 413ff (de)
  • New DA White Dwarf Evolutionary Models and their Pulsational Properties. In: Astronomy and Astrophysics 380 Letter, S. 17ff (de)
  • Physik der Sterne und der Sonne (de)
  • Weiße Zwerge – Schwarze Löcher (de)
  • The Onset of Photoionization in Sakurai’s Object. In: Astronomy and Astrophysics 471, L9ff (de)
  • Cooling Sequences and Color-Magnitude Diagrams for Cool White Dwarfs with Hydrogen Atmospheres, in: Astrophysical Journal 543, S. 216 ff (de)
  • Hubble Space Telescope Spectroscopy of the Balmer Lines in Sirius B. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 362, S. 1134ff (de)
  • Sakurai’s Object – a Possible Final Helium Flash in a Planetary Nebula Nucleus. In: Astrophysical Journal 468, L111ff (de)
  • Nova Aquilae No.4. In: Proceedings of the Astronomical Society of the Pacific 33, S. 314ff (de)
  • On the Formation of Hot DQ White Dwarfs. In:Astrophysical Journal693 Letter, S.23ff (de)
  • Effective Temperature, Radius, and Gravitational Redshift of Sirius B. In: Astrophysical Journal 169, 1971, S. 563ff (de)
  • White Dwarf Stars with Carbon Atmospheres. In: Nature 450, S. 522ff (de)
  • Grids of Massive Stars with High Mass Loss Rates. In: Astronomy and Astrophysics Supplement Series 103, S. 97ff (de)
  • Cooling Models for Old White Dwarfs. In: Astrophysical Journal 520, S. 680ff (de)
  • The Formation Rate and Mass and Luminosity Functions of DA White Dwarfs from Palomar Green Survey, in: Astrophysical Journal Supplement Series 156, S. 47ff (de)
  • SDSS J142625.71 +575218.3: A Prototype for a New Class of Variable White Dwarfs. In: Astrophysical Journal 678 Letter, S. 51ff (de)
  • Bayesian approach to the study of white dwarf binaries in LISA data: The application of a reversible jump Markov chain MonteCarlo method. In: Physical Review 80/6 (de)
  • The Final Helium Flash Object V4334 – An Overview. In: Astronomical Society of the Pacific Conference Series 256, S. 237ff (de)
  • The Double-layered Chemical Structure in DB White Dwarfs. In: Astronomy and Astrophysics 417, S. 1115ff (de)
  • Observations of Sakurai’s Object in 1997 and its Evolution in 1996–1997. In: Astronomy Letters 24/2, S. 248ff (de)
  • The Formation of DA White Dwarfs with Thin Hydrogen Envelopes. In:Astronomy and Astrophysics440 Letter, S. 1ff (de)
  • The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics. In: Astronomical Journal 138/6, S. 1681ff (de)
  • Sakurai’s Object, V605 Agl and FG Sge. An Evolutionary Sequence Revealed. In: Astrophysical Journal 583, S. 913ff (de)
  • The Astrophysics of Cool White Dwarfs. In: Physics Report 399, S. 1ff (de)
  • The Evolution of the Final Helium Shall Flash Star V605 Aql from 1917 to 1997. In: Astronomical Journal 114/6, S. 2679 ff (de)
  • Photometric and Spectroscopic Analysis of Cool White Dwarfs with Trigonometric Parallax Measurements, in: Astrophysical Journal Supplement Series 133, S. 413ff (de)
  • New DA White Dwarf Evolutionary Models and their Pulsational Properties. In: Astronomy and Astrophysics 380 Letter, S. 17ff (de)
  • Physik der Sterne und der Sonne (de)
  • Weiße Zwerge – Schwarze Löcher (de)
  • The Onset of Photoionization in Sakurai’s Object. In: Astronomy and Astrophysics 471, L9ff (de)
  • Cooling Sequences and Color-Magnitude Diagrams for Cool White Dwarfs with Hydrogen Atmospheres, in: Astrophysical Journal 543, S. 216 ff (de)
  • Hubble Space Telescope Spectroscopy of the Balmer Lines in Sirius B. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 362, S. 1134ff (de)
  • Sakurai’s Object – a Possible Final Helium Flash in a Planetary Nebula Nucleus. In: Astrophysical Journal 468, L111ff (de)
  • Nova Aquilae No.4. In: Proceedings of the Astronomical Society of the Pacific 33, S. 314ff (de)
  • On the Formation of Hot DQ White Dwarfs. In:Astrophysical Journal693 Letter, S.23ff (de)
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  • White Dwarf Stars with Carbon Atmospheres. In: Nature 450, S. 522ff (de)
  • Grids of Massive Stars with High Mass Loss Rates. In: Astronomy and Astrophysics Supplement Series 103, S. 97ff (de)
  • Cooling Models for Old White Dwarfs. In: Astrophysical Journal 520, S. 680ff (de)
  • The Formation Rate and Mass and Luminosity Functions of DA White Dwarfs from Palomar Green Survey, in: Astrophysical Journal Supplement Series 156, S. 47ff (de)
  • SDSS J142625.71 +575218.3: A Prototype for a New Class of Variable White Dwarfs. In: Astrophysical Journal 678 Letter, S. 51ff (de)
  • Bayesian approach to the study of white dwarf binaries in LISA data: The application of a reversible jump Markov chain MonteCarlo method. In: Physical Review 80/6 (de)
  • The Final Helium Flash Object V4334 – An Overview. In: Astronomical Society of the Pacific Conference Series 256, S. 237ff (de)
  • The Double-layered Chemical Structure in DB White Dwarfs. In: Astronomy and Astrophysics 417, S. 1115ff (de)
  • Observations of Sakurai’s Object in 1997 and its Evolution in 1996–1997. In: Astronomy Letters 24/2, S. 248ff (de)
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  • Greenstein J.L., Oke J.B., Shipman J.B., Shipman H.L.
  • Althaus L.G., Corsico A.H.
  • Arkhipova V.P. et al.
  • Bergeron P., Legett S.K., Ruiz M.T
  • Clayton G.C., De Marco O.
  • Duerbeck H.W.
  • Duerbeck H.W., Benetti S.
  • Dufour P., Liebert J., Fontaine G., Behara N.
  • G. Chabrier, P. Brassard, G. Fontaine, D. Saumon
  • Hansen B.
  • Lawlor T.M., MacDonald J.
  • Liebert J., Bergeron P., Holberg J.P
  • Lundmark K.
  • Scheffler H., Elsässer H.
  • Sexl R. und H.
  • Stoerer A., Veitch J.
  • Althaus L.G., Miller Bertolami M.M., Corsico A.H., Garcia-Berro E., Gil-Pons P.
  • Van Hoof P.A.M. et al.
  • Montgomery M.H., Williams K.A., Winget D.E., Dufour P., De Gennaro S., Liebert J.
  • Althaus L.G., Garcia-Berro E., Corsico A.H., Miller Bertolami M.M., Romero A.D.
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  • Ein Weißer Zwerg ist ein kleiner, sehr kompakter alter Stern. Er hat trotz seiner durch die Spektralklasse angezeigten hohen Oberflächentemperatur nur eine sehr kleine Leuchtkraft, liegt also im Hertzsprung-Russell-Diagramm weit unterhalb der Hauptreihe. Der hohen Temperatur verdankt er seine weiße Farbe, der geringen Leuchtkraft – die auf eine entsprechend kleine Sternoberfläche hinweist – die Bezeichnung „Zwerg“. (de)
  • Ein Weißer Zwerg ist ein kleiner, sehr kompakter alter Stern. Er hat trotz seiner durch die Spektralklasse angezeigten hohen Oberflächentemperatur nur eine sehr kleine Leuchtkraft, liegt also im Hertzsprung-Russell-Diagramm weit unterhalb der Hauptreihe. Der hohen Temperatur verdankt er seine weiße Farbe, der geringen Leuchtkraft – die auf eine entsprechend kleine Sternoberfläche hinweist – die Bezeichnung „Zwerg“. (de)
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