Valge kääbus

Allikas: Vikipeedia
Võrdlus valge kääbuse IK Pegasi B (keskel) ja A klassi IK Pegasi A (vasakul) ning Päikese (paremal) vahel. See valge kääbus omab pinnatemperatuuri umbes 35 500 K.

Valge kääbus (ka: valge kääbustäht) on väikeste mõõtmetega, väikese heledusega ja väga suure tihedusega nn. surnud täht, milles ei toimu enam termotuumareaktsioone ja mis jahtub aeglaselt kuni muutumiseni mustaks kääbuseks.

Tüüpilise valge kääbuse mass on 60% Päikese massist, kuid mõõtmed on vaid veidi suuremad Maa omadest. Suurema osa valgete kääbuste massid jäävad vahemikku 0,5...0,7 Päikese massi, kuid väike osa valgeid kääbuseid on massiga kuni 1,4 Päikese massi.

Kui evolutsiooni lõppfaasi jõudnud punane hiidtäht heidab ära oma vesinikurikkad välimised kihid ning tekib planetaarudu, jääb tähest järele väga kuum ja tihe tuum, mida nimetataksegi valgeks kääbuseks. Edaspidi kiirgab valge kääbus vaid oma sisemise soojuse arvelt. Esialgne valgete kääbuste pinnatemperatuur on väga kõrge: 100 tuhat kraadi ja enamgi. Selline kõrge pinnatemperatuur püsib vaid lühikest aega pärast tekkimist. Kõige kuumemad valged kääbused on ka kõige heledamad ja neid on kergem märgata.

Piisavalt kaua jahtudes saab valgest kääbusest külm must kääbus. Arvatakse, et neid ei ole Universumi eluea jooksul jõudnud tekkida, sest jahtumiseks ei ole olnud piisavalt aega. Kõige vanemate ja jahedamate vaadeldud valgete kääbuste temperatuur on u. 4000 K.

Sõltuvalt tähe arengust ja selle massist koosneb tuum kas hapnikust ja süsinikust või siis hapnikust, neoonist ja magneesiumist. Haruldasemad on juhtumid, kus täht on mitmest tähest koosnevas süsteemis massi kaotanud ja tuum koosneb heeliumist.

Valged kääbused on üsna tavalised, moodustades 10% kõigist Galaktika tähtedest, kuid ükski valge kääbus pole palja silmaga nähtav.

Meile lähim valge kääbus on Siirius B, mis asub 8,6 valgusaasta kaugusel ning on ühtlasi ka heledaim valge kääbus, tähesuurusega umbes 8,7. Kõige kergemini vaadeldav valge kääbus on Keid B, olles ka esimene avastatutest.

Huvitav on märkida, et kuulsaim Eesti astronoom, Ernst Julius Öpik määras oma 1916. aastal avaldatud töös valge kääbuse ο2 Eridani (e. 40 Eri B) tiheduse, saades tulemuseks 25 000 korda suurema tiheduse kui on Päikesel. Sel ajal levinud arusaamad tähtede evolutsioonist ei olnud veel piisavalt arenenud, võimaldamaks teha järeldust nagu tegu oleks täiesti uut tüüpi tähega ning Öpik võttis artikli viimasel leheküljel tulemuse kokku – võimatu.[1] Hilisemad tulemused näitasid, et Öpiku arvutused ja tulemused olid õiged.

Viited[muuda | redigeeri lähteteksti]