Schwarzer Zwerg

Ein Schwarzer Zwerg ist eine hypothetische Spätphase der Sternentwicklung. Ein Schwarzer Zwerg wäre das letzte Stadium eines Weißen Zwerges, wenn dessen Energie verbraucht bzw. die Oberflächentemperatur soweit gefallen ist, dass weder Wärme noch sichtbares Licht mehr abgestrahlt werden. Nach der vorherrschenden Meinung der Astrophysik ist das Universum mit seinen 13,7 Milliarden Jahren noch nicht alt genug, um Schwarze Zwerge hervorzubringen. Die Temperaturen der kühlsten Weißen Zwerge entsprechen der beobachtbaren Grenze des Alters des Universums.

Ein Weißer Zwerg ist der Überrest eines in der Hauptreihe verbleibenden Sternes von geringer oder mittlerer Anfangsmasse (unter 9 bis 10 Sonnenmassen), nachdem er alle chemischen Elemente, die er aufgrund einer genügend hohen Temperatur verschmelzen konnte, fusioniert oder abgestoßen hat. Die maximale Masse des Weißen Zwergs beträgt aufgrund der Chandrasekhar-Grenze 1,44 Sonnenmassen.^[1] Die übrig gebliebene Materie ist dann dicht und entartet und kühlt langsam durch Wärmestrahlung aus, um schließlich zum schwarzen Zwerg zu werden.^[2][3] Falls schwarze Zwerge existieren sollten, würde es durch die fehlende oder sehr geringe Strahlung extrem schwierig sein, sie aufzuspüren. Einer Theorie zufolge könnte man sie durch die Wirkung ihrer Schwerkraft nachweisen.^[4]

Da die ferne zukünftige Entwicklung von Weißen Zwergen von physikalischen Fragen wie der Natur der dunklen Materie und der Möglichkeit und des Ausmaßes des Protonenzerfalls abhängt, ist nicht genau bekannt, wie lange es dauern würde, bis die Weißen Zwerge zu ihrer Schwärze ausgekühlt wären.^{[5], § IIIE, IVA.} Barrow und Tipler schätzen, dass es für einen Weißen Zwerg 10¹⁵ Jahre dauern würde, um auf 5 K abzukühlen.^[6]; Falls jedoch WIMP („schwach wechselwirkende massereiche Teilchen“) existieren, könnten sich Weiße Zwerge durch Wechselwirkung mit diesen Partikeln viel länger, für einen Zeitraum von etwa 10²⁵ Jahre, warm halten.^{[5], § IIIE.} Wäre das Proton nicht stabil, würden die Weißen Zwerge aufgrund der Energieabgabe durch den Protonenzerfall ebenfalls warm gehalten werden. Mit einer angenommenen Lebenszeit eines Protons von 10³⁷ Jahren rechneten Adams und Laughlin aus, dass der Zerfall von Protonen die effektive Temperatur eines alten Weißen Zwerges mit etwa einer Sonnenmasse 0,06 K anheben würde. Obwohl das sehr kalt ist, wird vermutet, dass dies wärmer sein wird als die Temperatur der kosmischen Hintergrundstrahlung in 10³⁷ Jahren.^{[5], §IVB.}

Der Name „Schwarzer Zwerg“ wurde auch bei Objekten der Vorstufe zu Sternen, die nicht genügend Masse von etwa 0,08 Sonnenmassen aufweisen, um Wasserstoff zu verschmelzen, verwendet.^[7] Diese Objekte werden nun allgemein Braune Zwerge, ein Begriff, der in den 1970ern geschaffen wurde, genannt.^[8] Auch sollten schwarze Zwerge nicht mit schwarzen Löchern oder Neutronensternen verwechselt werden.

Siehe auch

• Brauner Zwerg
• Gelber Zwerg
• Roter Zwerg
• Wärmetod (Physik)

Einzelnachweise

1. ↑ §3, Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H.: How Massive Single Stars End Their Life. In: Astrophysical Journal. 591, Nr. 1, 2003, S. 288-300. Abgerufen am 14. August 2007.
2. ↑ Jennifer Johnson: Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars. Ohio State University. Abgerufen am 3. Mai 2007.
3. ↑ Michael Richmond: Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. Abgerufen am 4. August 2006.
4. ↑ Charles Alcock, Robyn A. Allsman, David Alves, Tim S. Axelrod, Andrew C. Becker, David Bennett, Kem H. Cook, Andrew J. Drake, Ken C. Freeman, Kim Griest, Matt Lehner, Stuart Marshall, Dante Minniti, Bruce Peterson, Mark Pratt, Peter Quinn, Alex Rodgers, Chris Stubbs, Will Sutherland, Austin Tomaney, Thor Vandehei, Doug L. Welch (1999): Baryonic Dark Matter: The Results from Microlensing Surveys. Abgerufen am 11. Februar 2011.
5. ↑ ^{a b c} A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects, Fred C. Adams and Gregory Laughlin, arXiv:astro-ph/9701131v1.
6. ↑ Table 10.2, The Anthropic Cosmological Principle, John D. Barrow and Frank J. Tipler, Oxford: Oxford University Press, 1986. ISBN 0-19-282147-4.
7. ↑ R. F. Jameson, M. R. Sherrington, and A. R. Giles (October, 1983): A failed search for black dwarfs as companions to nearby stars S. pp 39-41. Abgerufen am 11. Februar 2011.
8. ↑ brown dwarf, Eintrag in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, Zugriff online 5. Mai 2008.