Baltais punduris (saukts arī par balto rūķi) ir kompakta zvaigzne, kas sastāv no ļoti saspiestas matērijas. Gravitācija ir savilkusi atomuselektronus ierobežo nevis kodolsintēze, bet elektronu degenerācijas spiediens, kas neļauj zvaigznei sabrukt tālāk. Baltā pundurzvaigznes masa parasti ir līdzīga Saules masai, bet tās tilpums ir aptuveni līdzīgs Zemes tilpumam — tāpēc to blīvums ir milzīgs.

Veidošanās un evolūcija

Baltie pundurzvaigznes ir daudzu zvaigžņu evolūcijas beigu stāvoklis, ja to masa nav pietiekami liela, lai sabrukt līdz neitronu zvaigznei. Pēc galvenās sekvences zvaigznes, kura spējēja dedzināt ūdeņradi, dzīves beigām tā izplešas par sarkano milzi. Sarkana milža kodolā hēlijs var saplūst, veidojot oglekli un skābekli; ja zvaigznei nav pietiekamas masas, lai turpinātu kodolsintēzi uz oglekļa apvienošanos, tās centrā uzkrājas sausa, neaktīva oglekļa–skābekļa kodola masa.

Pēc tam, kad sarkanā milža ārējie slāņi tiek izmesti, veidojot planetāro miglāju, paliek kompakts kodols — baltais punduris. Šo procesu piedzīvos arī mūsu Saule — tā kļūs par balto rūķīti, kad iztērēs savu degvielu un zaudēs ārējos gāzu slāņus.

Fizikālās īpašības

  • Masa: tipiski 0,5–0,7 Saules masas, bet var būt līdz ~1,4 Saules masas (Chandrasekhar limits) — virs šīs robežas baltais punduris vairs nevar pretoties sabrukumam un var pārvērsties par neitronu zvaigzni vai eksplodēt.
  • Rādiuss: aptuveni Zemes izmēra, kas nozīmē, ka blīvums ir ļoti liels (vidēji kārtībā 10^6 g/cm^3; kodola blīvums var būt vēl lielāks).
  • Enerģijas avots: balto punduru iekšienē vairs nenotiek ilgstošas kodolsintēzes reakcijas, tāpēc tie laika gaitā lēnām atdziest un zust.
  • Sastāvs: visbiežāk ogleklis un skābeklis (C–O balti rūķi), mazākās masās vērojami He (helija) baltie rūķi; masīvākos progenitoros var būt O–Ne (skābeklis–neons).
  • Temperatūra: jauni balti punduri var būt ļoti karsti (līdz vairāk nekā 100 000 K virsmas temperatūra), bet laika gaitā atdziest līdz dažiem tūkstošiem K.
  • Magnētisms un rotācija: daudziem baltiem rūķiem ir stipri magnētiskie lauki (līdz ~10^9 G) un rotācijas periodi no sekunžu līdz dienu skalai.

Spektroskopija un klasifikācija

Balti rūķi tiek klasificēti pēc to spektra — piemēram, DA klase ar spēcīgu ūdeņraža spektru, DB ar dominējošu heliju utt. Augsts gravitācijas lauks izkropļo spektrālās līnijas (starp citu, tās ir ļoti plata), kas palīdz noteikt zvaigznes virsmas gravitāciju un masu.

Īpaši procesi un nozīme bifurcētās sistēmās

Balti rūķi spēlē nozīmīgu lomu binārajās sistēmās. Ja notiek materiāla piesaistīšana no blakusmātes, uz virsmas var uzkrāties ūdeņradis līdz temperatūrai, kur izveidojas termonukleāra eksplozija — nove. Ja baltais punduris iegūst pietiekami daudz masas un tuvojas Chandrasekhar limitam, iespējama termonukleāra sabrukuma eksplozija — Tipa Ia supernova, kas ir svarīgs attāluma mērs kosmoloģijā.

Aukšana, kristalizācija un ilgtermiņa liktenis

Pēc tam, kad baltais punduris zaudē sākotnējo siltumu, tas lēnām aukst un tumst. Procesa laikā iekšienē var notikt kristalizācija (piemēram, oglekļa kristalizācija), kas atbrīvo latentās siltumu un uz brīdi palēnina atdzišanu. Visbeidzot, hipotētiski, pēc ļoti ilga laika — ilgāk nekā Visuma pašreizējais vecums — tas kļūs par praktiski aukstu, neredzamu objektu, ko sauc par melno rūķi (black dwarf).

Statistika un novērojumi

Vairāk nekā 97 % zvaigžņu Piena Ceļā kļūs par baltajiem rūķīšiem.§1 Mūsdienu teleskopi un debess aptaujas (piem., Gaia) ir atklājušas simtiem tūkstošu balto rūķu un ļāvušas precīzāk noteikt to masu, rādiusu un dzesēšanās likumus. Novērojumi palīdz saprast zvaigžņu evolūciju, bināro mijiedarbību un kosmoloģiskas attāluma skalas, izmantojot Tipa Ia supernovas kā standarta spuldzes.

Baltais punduris ir tas, kas paliek no zvaigznes pēc ārējo slāņu atmešanas un kodola sablīvēšanās; tas ir kompakts, ilgi dzīvotspējīgs un gravitācijas dēļ pilns ar ekstrēmām fizikālām parādībām, ko pēta astrofiziķi visā pasaulē.