Valge kääbus: erinevus redaktsioonide vahel
P Üleliigne sõna "on" |
Kruusamägi (arutelu | kaastöö) Resümee puudub |
||
| 1. rida: | 1. rida: | ||
[[Pilt:Size IK Peg.svg|thumb|320px|Võrdlus valge kääbuse [[IK Pegasi]] B (keskel) ja A klassi IK Pegasi A (vasakul) ning [[Päike]]se (paremal) vahel. See valge kääbus omab pinnatemperatuuri umbes 35 500 K.]] |
|||
'''Valge kääbus''' (ka: ''valge kääbustäht'') on väikeste mõõtmetega, väikese heledusega ja väga suure [[tihedus]]ega surnud [[täht (astronoomia)|täht]], milles ei toimu enam |
'''Valge kääbus''' (ka: ''valge kääbustäht'') on väikeste mõõtmetega, väikese heledusega ja väga suure [[tihedus]]ega surnud [[täht (astronoomia)|täht]], milles ei toimu enam [[termotuumareaktsioon]]e ja mis jahtub aeglaselt kuni muutumiseni [[must kääbus|mustaks kääbuseks]]. |
||
Tüüpilise valge kääbuse [[mass]] on 60% [[Päike]]se |
Tüüpilise valge kääbuse [[mass]] on 60% [[Päike]]se massist, kuid mõõtmed on vaid veidi suuremad [[Maa (planeet)|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 hiid|punane hiidtäht]] heidab ära oma |
Kui evolutsiooni lõppfaasi jõudnud [[punane hiid|punane hiidtäht]] heidab ära oma [[vesinik]]urikkad välimised kihid ning tekib [[planetaarudu]], jääb tähest järgi 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 [[Universum]]i eluea jooksul jõudnud tekkida, jahtumiseks ei ole olnud piisavalt aega. Kõige vanemate ja jahedamate valgete kääbuste temperatuur on u. 4000 K. |
Piisavalt kaua jahtudes saab valgest kääbusest külm must kääbus. Arvatakse, et neid ei ole [[Universum]]i eluea jooksul jõudnud tekkida, jahtumiseks ei ole olnud piisavalt aega. Kõige vanemate ja jahedamate valgete kääbuste temperatuur on u. 4000 K. |
||
Valged kääbused on üsna tavalised, moodustades 10% kõigist [[Galaktika]] tähtedest, kuid ükski valge kääbus pole [[paljas silm|palja silmaga]] nähtav. |
Valged kääbused on üsna tavalised, moodustades 10% kõigist [[Galaktika]] tähtedest, kuid ükski valge kääbus pole [[paljas silm|palja silmaga]] nähtav. |
||
Meile lähim valge kääbus on [[Siirius|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. |
Meile lähim valge kääbus on [[Siirius|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 Öpik|Ernst Julius Öpik]] määras oma 1916. aastal avaldatud töös valge kääbuse ο<sub>2</sub> Eridani (e. 40 Eri B) tiheduse, |
Huvitav on märkida, et kuulsaim Eesti astronoom, [[Ernst Öpik|Ernst Julius Öpik]] määras oma 1916. aastal avaldatud töös valge kääbuse [[40 Eridani|ο<sub>2</sub> 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.<ref>{{cite journal |
||
|last=Öpik |first=Ernst |authorlink=Ernst Öpik |
|last=Öpik |first=Ernst |authorlink=Ernst Öpik |
||
|year=1916 |title=The Densities of Visual Binary Stars |
|year=1916 |title=The Densities of Visual Binary Stars |
||
| 18. rida: | 19. rida: | ||
==Viited== |
==Viited== |
||
{{viited}} |
{{viited}} |
||
[[Kategooria:Astronoomia]] |
[[Kategooria:Astronoomia]] |
||
[[ |
[[Kategooria:Tähed]] |
||
{{Link FA|en}} |
{{Link FA|en}} |
||
Redaktsioon: 23. mai 2010, kell 15:43
Valge kääbus (ka: valge kääbustäht) on väikeste mõõtmetega, väikese heledusega ja väga suure tihedusega 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 järgi 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, jahtumiseks ei ole olnud piisavalt aega. Kõige vanemate ja jahedamate valgete kääbuste temperatuur on u. 4000 K.
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
- ↑ Öpik, Ernst (1916). "The Densities of Visual Binary Stars". ApJ. 44: 292–302. DOI:10.1086/142296.