Baltoji nykštukė yra kompaktiška žvaigždė. Jų medžiaga yra labai suspausta: Gravitacija priartino atomus taip arti vienas kito, kad branduoliams tapus beveik stacionariais, įvyksta elektronų degeneracija — elektronai užima visus prieinamus kvantinius būsenų lygius ir suteikia slėgį, kuris sustabdo tolimesnį žlugimą. Baltosios nykštukės masė dažnai būna panaši į Saulės masę, tačiau jų tūris yra panašus į Žemės tūrį, todėl jų vidutinė tankis yra milžiniškas, o paviršinis sunkumas — tūkstančius ar net šimtus tūkstančių kartų didesnis nei Žemėje.

Susidarymas

Baltosios nykštukės yra galutinė visų žvaigždžių, kurių masė nėra pakankamai didelė, kad jos taptų neutroninėmis žvaigždėmis, evoliucijos stadija. Daugiau kaip 97 % žvaigždžių Pieno kelyje taps baltosiomis nykštukėmis.§1 Po to, kai vandenilį deginančios pagrindinės sekos žvaigždės šildymas blėsta, žvaigždė išsiplečia į raudonosiosmilžinės fazę: išoriniai sluoksniai atšoka ar yra išpūsti, o branduolyje helis lydosi ir susidaro anglis bei deguonis. Jei raudonoji milžinė neturės pakankamai masės angliai sulydyti, apie 1 mlrd. K jos centre susikaups neaktyvi anglis ir deguonis. Nuslinkus išoriniams sluoksniams ir susiformavus planetinei miglotei, liks branduolys — baltoji nykštukė.

Savybės

  • Parametrai: tipinė baltoji nykštukė turi masę iki maždaug 1,4 Saulės masių (Chandrasekharo riba) ir sparesnę — mažesnį už ~1,4 M☉. Didesnėms masėms elektronų degeneracinis slėgis nebepajėgia priešintis gravitacijai.
  • Sandara: daugumos baltųjų nykštukių branduolį sudaro anglis ir deguonis (progenitoriui panašios į Saulę), mažesnės masės žvaigždžių palikuonys gali turėti helio branduolį, o kiek masyvesnės baltosios nykštukės — deguonies/neono sluoksnius.
  • Energetika: baltosiose nykštukėse jau nevyksta branduolių sintezės reakcijos, todėl jose nėra nuolatinio vidinio energijos šaltinio; jos palaiko išorinę spinduliuotę skaidoje išeikvodamos sukauptą šilumą ir palaipsniui vėsdamos.
  • Paviršiaus atmosfera: dauguma baltųjų nykštukių pastebimos pagal jų spektrą; pvz., DA tipas turi vandenilio atmosferą, kiti — helio arba be akivaizdaus kiekio lengvųjų elementų.

Evoliucija ir likimas

Po to, kai žvaigždė praeina raudonosios milžinės fazę ir netenka didžiąją dalį dujų, likęs branduolys susitrauks ir taps jauna balta nykštuke. Iš pradžių ji būna labai karšta (keliolika tūkstančių ar net >100 000 K), tačiau netekusi sintezės šilumos laikui bėgant atvėsta. Per milijardus ar dešimtis milijardų metų ji taps vis tamsesnė — teorinis paskutinis etapas vadinamas „juodąja nykšte“.

Kiti svarbūs aspektai

  • Chandrasekharo riba ir sprogimai: jei baltoji nykštukė kaupiasi medžiagos iš drauge esančio žvaigždės partnerio ar susilieja su kita nykštuke, ir jos masė pasiekia ~1,4 M☉, gali įvykti nestabili kaita — karbono užsidegimas ir Type Ia supernova (vienas iš svarbių Visatos atstumo matavimo šaltinių).
  • Kietėjimas (krystalizacija): vėsdamos, baltosios nykštukės branduoliai gali kristalizuotis — atskiri atomų tinklai susidėlioja į kietą būseną; ši fazė išskiria latentą šilumą ir sulėtina vėsimą procesą.
  • Binariškumas ir reiškiniai: artimi dvejetai gali sukelti novų, akreciją, masės pernašą, o taip pat formuoti neįprastas baltąsias nykštukes (pvz., labai mažos masės helio nykštukes, kurių vienguliu taku būtų būtina masės praradimas per kepiančio žvaigždės etapą arba dvejetai).
  • Stebėjimas: baltosios nykštukės yra silpnos, bet jas galima aptikti įvairiuose bangų ruožuose: optiniame, ultravioletiniame ir rentgeno, ypač kai vyksta akrecija ar kai jos yra jaunos ir karštos.

Trumpai apibendrinant: baltoji nykštukė yra labai tanki, degalių nebeturinti žvaigždės liekana, kurią laiko stabili elektronų degeneracinis slėgis. Jos atsiradimas, kompozicija ir vėlesnė evoliucija priklauso nuo pradinės žvaigždės masės bei nuo to, ar ji dalyvavo dvejetų sąveikose.