Valkoinen kääpiö
 |
Tähän artikkeliin tai osioon ei ole merkitty lähteitä, joten tiedot kannattaa tarkistaa muista tietolähteistä. Voit auttaa Wikipediaa lisäämällä artikkeliin tarkistettavissa olevia lähteitä ja merkitsemällä ne ohjeen mukaan. |
O · B · A · F · G · K · M
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti
Valkoinen kääpiö on tiivis tähti, jonka koko on Maan suuruusluokkaa ja massa tähden suuruusluokkaa. Valkoisen kääpiötähden tiheys ja painovoima pinnalla ovat valtavia. Valkoinen kääpiö syntyy, kun Auringon massan luokkaa oleva punainen jättiläinen muuttuu epävakaaksi ja sinkoaa ulko-osansa pois planetaariseksi sumuksi. Jäljelle jää enimmäkseen heliumista ja ehkä myös hiilestä ja hapesta koostunut kuuma ydin, jossa ydinreaktiot ovat lakanneet. Ydin on luhistunutta eli degeneroitunutta ainetta, joissa atomit ovat romahtaneet kasaan, koska niiden elektroniverho on rikkoutunut suuressa paineessa. Jos valkeaan kääpiöön virtaa massaa (niin että sen massa ylittää Chandrasekharin rajan 1,4 Auringon massaa), koko kääpiötähti räjähtää supernovana.
Valkoisen kääpiön ominaisuuksista
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Valkoinen kääpiö saa alkunsa tähdestä, jonka massa on alle 8 (5–9) Auringon massaa. Ydinreaktioiden päättyessä tähden ytimessä kaasun paine laskee, jolloin painovoima vetää ytimen kasaan ja tiheys nousee. Lopulta tiheys on niin suuri (miljoonia kiloja kuutiometriä kohti), että atomien elektroniverhot valkoisen kääpiön sisäosissa särkyvät eli aine degeneroituu. Tunnettuja valkoisia kääpiöitä ovat muun muassa Sirius B, joka on läpimitaltaan noin 10 000 km ja Procyon B.
Raskaammissa, yli 1,44 Auringon massaisissa tähdissä degeneraatiosta aiheutuva paine ei riitä vastustamaan painovoimaa, vaan ne luhistuvat joko neutronitähdiksi tai mustiksi aukoiksi. 1,44 Auringon massaa sanotaan Chandrasekharin massaksi (tai rajaksi). Tämä massa, joka on valkoisen kääpiön massan maksimiraja, vaihtelee tähden kemiallisen koostumuksen mukaan ja voi olla niinkin alhainen kuin 1,2 Auringon massaa. Aurinko tulee muuttumaan valkoiseksi kääpiöksi noin 5–7 miljardin vuoden kuluttua.
Tyypillisen valkoisen kääpiön massa on noin 0,5–1,0 Auringon massaa ja säde noin 0,01 Auringon sädettä. Sen tiheys on silloin 109 kg/m3. Valkean kääpiön sisällä vaikuttaa niin sanottu degeneroituneen eli luhistuneen elektronikaasun paine. Suurissa tiheyksissä atomien elektroniverho painuu kasaan, mikä mahdollistaa aineen pakkautumisen hyvin tiheäksi. Tiedetäänhän, että atomeista suurin osa on tyhjää atomin ydinten ja elektronien välillä. Degeneroituneessa aineessa atomien ytimet ja elektronit ovat pakkautuneet puuroksi. Valkeassa kääpiössä eivät vaikuta ionien paine ja säteilypaine niin kuin normaaleissa tähdissä. Valkoiset kääpiöt eivät tuota energiaa, mutta jos ne tuottavat, silloin niissä tapahtuu räjähdys tai ne räjähtävät. Massan kasvaessa valkoisen kääpiön säde pienenee, niin että degeneroituneen tähden koko on kääntäen verrannollinen massan kuutiojuureen. Suurempi massa puristaa degeneroitunutta aihetta painovoimallaan enemmän kasaan. Valkeiden kääpiöiden spektriviivat ovat leventyneet voimakkaan painovoiman takia ja joskus myös nopean pyörimisen vuoksi. Joissain valkeissa kääpiöissä on satojen teslojen suuruisia, hyvin voimakkaita magneettikenttiä.
Aivan alussa valkoinen kääpiö on hyvin kuuma, yli 100 000 K. Se jäähtyy vähitellen kehityksensä aikana valkoisesta keltaiseen, oranssiin ja punaiseen, sillä se säteilee jäännöslämpöä pois. Lisäksi se menettää energiaa urca-prosessissa syntyvien neutriinojen mukana.[1] Lopulta sen lämpötila laskee niin alhaiseksi, ettei se enää lähetä näkyvää säteilyä. Tällaista sammunutta tähteä sanotaan mustaksi kääpiöksi (mikä ei ole sama asia kuin musta aukko). Tähän menee laskujen mukaan kuitenkin jopa biljoonia vuosia, ja koska maailmankaikkeuden ikä on noin 13,7 miljardia vuotta, ei mustia kääpiöitä tiettävästi ole vielä olemassa[2], vaan vanhimpienkin valkoisten kääpiöiden lämpötila on yhä useita tuhansia kelvinejä.
Valkean kääpiön planeetat
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Valkealla kääpiöllä voi olla ympärillään eri kokoisista kappaleista koostuvia kiekkoja, joissa voi tiivistyä planeettoja.
Valkea kääpiö lähekkäisessä kaksoistähdessä
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Lähekkäisessä kaksoistähdessä valkoisen kääpiön ympärille virtaa massaa, jolloin syntyy novamainen purkautuva muuttuja. Näissä valkean kääpiön pinnalla tapahtuu aika ajoin räjähdysmäistä fuusioreaktiota. Valkeaa kääpiötä ympäröi silloin kaasukiekko. Monesti valkeasta kääpiöstä lähtee suunnilleen magneettikentän napojen suuntaisia suihkuja.
Sirius B, valkoisen kääpiön prototyyppi
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Sirius B on melko nuori valkea kääpiö, jonka ympärillä on kaasua ja pölyä.
- Sirius B:n massa on noin 1,03 Auringon massaa (0,98 – 1,05)
- Säde 0,008 Auringon sädettä. Läpimitta on 11 700 kilometriä eli 92 % Maasta.
- Tähden pintalämpötila on 24 790 K
- Kirkkaus 0.00024 aurinkoa
- Spektrityyppi on DA2
- Absoluuttinen kirkkaus 11,35
- Väri-indeksi B-V -0,03
- Väri-indeksi U-B 1,04
Väri-indeksi U-B on sinisempi kuin Sirius A:n, joka on alijättiläistähti ja B-V:ltä suunnilleen sama kuin valkea kääpiö Sirius B. Vertailun vuoksi kevyemmän Procyon B:n massa on 0,602 Auringon massaa ja läpimitta 17 000 kilometriä sekä spektrityyppi A4VII.
Valkoisten kääpiöiden luokittelu
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Valkoiset kääpiöt on vanhemmissa lähteissä merkitty kirjaimilla wd (engl. white dwarf) tai vk (valkea kääpiö).
- D?0 100000 K
- D?1 50400 K
- D?2 25200 K
- D?3 16800 K
- D?4 12600 K
- D?5 10080 K
- D?6 8400 K
- D?7 7200 K
- D?8 6300 K
- D?9 5600 K
?:n paikalla on kirjain A,B,Q,Z,C,X.
- DA: vetyrikas ulompi ilmakehä, voimakkaat vedyn Balmerin viivat
- DB: heliumrikas, neutraalin heliumin viivoja
- DQ: Hiilirikas ilmakehä ja ulkokerros, atomaarista tai molekulaarista hiiltä.
- DZ: metallirikas ulompi ilmakehä, kalsium II-viivoja
- DC: Ei mikään yllä olevista DA, DB, DQ ja DZ.
- DX: Ei mikään yllä olevista DA, DB, DQ ja DZ sekä DC.
Valkoisia kääpiöitä
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]| Nimi | tähtikuvio | rektaskensio | deklinaatio | näennäinen kirkkaus |
etäisyys valovuosina |
läpimitta kilometreinä |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Sirius B | CMa | 06 45,1 | –16,7 | 8,3 | 8,6 | 10 300 |
| 40 Eri B | Eri | 04 15,4 | –07,7 | 9,5 | 15,7 | 17 000 |
| Procyon B | CMi | 07 39,3 | +05.2 | 10,7 | 11,4 | 17 500 |
| Feige 34 | UMa | 10 39,6 | +43,1 | 11,1 | 55 | ? |
| W1346 | Cyg | 20 34,4 | +25,1 | 11,5 | 45 | 17 000 |
| EG247 | Cam | 05 05,5 | +52,8 | 11,8 | 140 | 23 000 |
| EG62 (LP 532-81) | Pyx | 08 41,5 | –32,9 | 12,0 | 30 | 22 000 |
| He3 (EG50) | Aur | 06 47,6 | +37,5 | 12,0 | 60 | 13 000 |
| EG368 | Dra | 16 48,4 | +59,1 | 12,2 | 40 | 17 000 |
| EG180 | Cam | 04 31,2 | +59,0 | 12,4 | 18 | 16 000 |
| van Maanenin tähti | Psc | 00 49,2 | +05,4 | 12,4 | 14 | 17 000 |
| AC +70 5824 | UMi | 13 38,9 | +70,3 | 12,8 | 100 | ? |
| EG15 | Ari | 02 08,8 | +25,2 | 13,2 | 100 | 18 000 |
Lähteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- ↑ The convective URCA process in white dwarfs mpa-garching.mpg.de. Arkistoitu 12.1.2010. Viitattu 29.4.2013.
- ↑ http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.pdf
Aiheesta muualla
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Valkoinen kääpiö Wikimedia Commonsissa