Valge kääbus
Valge kääbus on kompaktne täht. Nende aine on kokku surutud. Gravitatsioon on aatomid tihedalt kokku tõmmanud ja neilt elektronid ära võtnud. Valge kääbuse mass on sarnane Päikese massile, kuid tema ruumala on sarnane Maa omaga.
Valged kääbused on kõigi nende tähtede lõplik evolutsiooniline seisund, mille mass ei ole piisavalt suur, et muutuda neutrontäheks. Üle 97% Linnutee tähtedest muutuvad valgeteks kääbustähtedeks. §1 Pärast vesinikku sulandava põhiseeria tähe eluea lõppu paisub ta punasekshiiglaseks, mis sulatab oma tuumas heeliumi süsinikuks ja hapnikuks. Kui punasel hiiglasel ei ole piisavalt massi süsiniku sulatamiseks, koguneb umbes 1 miljardi K juures selle keskmesse mitteaktiivne süsinik ja hapnik. Pärast seda, kui ta on oma välimised kihid maha heitnud ja moodustanud planetaarse udukogu, jätab ta maha tuuma, mis on valge kääbus.
Valge kääbus ei läbi enam termotuumareaktsioone, seega puudub tähe energiaallikas. Seda ei toeta termotuumasünteesi soojus gravitatsioonikollapsi vastu.
Meie Päikese sarnane täht muutub valgeks kääbuseks, kui tema kütus on otsa saanud. Oma elu lõpu lähedal läbib ta punase hiiglase staadiumi ja kaotab seejärel suurema osa oma gaasist, kuni see, mis alles jääb, tõmbub kokku ja muutub nooreks valgeks kääbuseks.
Hubble'i kosmoseteleskoobi poolt tehtud pilt Sirius A-st ja Sirius B-st. Sirius B, mis on valge kääbus, on näha nõrga valguskiirena palju heledamast Sirius A-st vasakul allapoole.
Valged kääbustähed
Ajalugu
Valged kääbused avastati 18. sajandil. Esimese valge kääbustähe nimega 40 Eridani B avastas 31. jaanuaril 1783 William Herschel. p73 See on osa kolme tähe süsteemist nimega 40 Eridani.
Teine valge kääbus avastati 1862. aastal, kuid esialgu peeti seda punaseks kääbuseks. Tegemist oli väikese tähega Siriuse lähedal. Selle kaaslase, Sirius B, pinnatemperatuur oli umbes 25 000 kelvini, mistõttu seda peeti kuumaks täheks. Kuid Sirius B oli umbes 10 000 korda nõrgem kui põhitäht Sirius A. Teadlased on avastanud, et Sirius B mass on peaaegu sama suur kui Päikesel. See tähendab, et kunagi oli Sirius B meie Päikese sarnane täht.
1917. aastal avastas Adriaan van Maanen valge kääbuse, mida nimetatakse Van Maanen 2. See oli kolmas avastatud valge kääbus. See on Maale lähim valge kääbus, välja arvatud Sirius B.
Kiirgus ja temperatuur
Valge kääbus on madala heledusega (kogu kiirguse hulk), kuid väga kuuma tuumaga. Tuuma võib olla 107 K, kuid pind on ainult 104 K.
Valge kääbus on oma tekkimisel väga kuum, kuid kuna tal puudub energiaallikas, kiirgab ta järk-järgult oma energiat ära ja jahtub. See tähendab, et tema kiirgus, mis annab talle alguses sinise või valge värvi, väheneb aja jooksul. Väga pika aja jooksul jahtub valge kääbus temperatuurini, mille juures ta enam valgust ei kiirga. Kui valge kääbus ei saa ainet kaaslase tähest või mõnest muust allikast, pärineb tema kiirgus oma salvestatud soojusest. Seda ei asendata.
Valged kääbused jahtuvad aeglaselt kahel põhjusel. Neil on äärmiselt väike pindala, kust seda soojust välja kiirata, seega jahtuvad nad järk-järgult, jäädes pikaks ajaks kuumaks. Samuti on nad väga läbipaistmatud. Valge kääbus koosneb suures osas degeneratiivsest ainest, mis peatab valguse ja muu elektromagnetilise kiirguse, nii et kiirgus ei kanna palju energiat ära.
Lõpuks jahtuvad kõik valged kääbused mustadeks kääbusteks, mida nimetatakse nii, sest neil puudub energia valguse tekitamiseks. Mustad kääbused ei ole veel olemas, sest valge kääbuse jahtumine võtab kauem aega kui universumi praegune vanus. Must kääbus on see, mis jääb tähest järele, kui kogu selle energia (soojus ja valgus) on ära kasutatud.
Taassüttimine
Valged kääbused võivad uuesti süttida ja plahvatada supernoovana, kui nad saavad rohkem materjali. Valge kääbuse stabiilseks jäämiseks on olemas maksimaalne mass. Seda nimetatakse Chandrasekhar'i piiriks.
Näiteks võib kääbus tõmmata materjali kaaslase tähest, viies selle üle Chandrasekhar'i piiri. Lisamass käivitaks süsinikufusioonireaktsiooni. Astronoomid arvavad, et see uuesti süttimine võib olla Ia-tüüpi supernoovade põhjuseks.
Küsimused ja vastused
K: Mis on valge kääbus?
V: Valge kääbus on kompaktne täht, mille aine on gravitatsiooni mõjul kokku surutud ja mille elektronid on ära võetud.
K: Kuidas on valge kääbuse mass võrreldav Päikese omaga?
V: Valge kääbuse mass on sarnane Päikese omaga, kuid tema ruumala on sarnane Maa omaga.
K: Millist tüüpi tähtedest saavad valged kääbused?
V: Valged kääbused on kõigi nende tähtede lõplik evolutsiooniline seisund, mille mass ei ole piisavalt suur, et muutuda neutrontäheks. Üle 97% Linnutee tähtedest muutuvad valgeteks kääbustähtedeks.
K: Kuidas kujuneb punane hiiglane?
V: Kui põhiseeria tähe vesinikku sulandav eluiga lõpeb, paisub ta ja moodustab punase hiiglase, mille tuumas sulandub heelium süsinikuks ja hapnikuks. Kui tal ei ole piisavalt massi süsiniku sulatamiseks, koguneb selle keskmesse mitteaktiivne süsinik ja hapnik.
K: Mis juhtub pärast selle väliskihi irdumist, et moodustada planetaarne udukogu?
V: Pärast väliskihi eraldumist, et moodustada planetaarne udukogu, jääb alles tuum, millest saab valge kääbus.
K: Kas valge kääbus sisaldab materjali, milles toimuvad termotuumareaktsioonid?
V: Ei, valge kääbuse materjal ei läbi enam termotuumareaktsioone, nii et tal puudub energiaallikas ja ta ei saa end gravitatsioonikollapsi vastu soojuse abil toetada.
K: Kuidas saab meie Päikesest valge kääbus?
V: Meie Päike muutub valgeks kääbuseks, kui ta on oma elu lõpu lähedal kütus otsa saanud; kõigepealt läbib punase hiiglase staadiumi, seejärel kaotab enamiku gaasi, kuni see, mis on alles jäänud, tõmbub kokku nooreks valgeks kääbuseks.
