Valge kääbus: erinevus redaktsioonide vahel
Eemaldatud sisu Lisatud sisu
P robot lisas: id:Katai putih |
Resümee puudub |
||
1. rida:
'''Valge kääbus''' (ka: ''valge kääbustäht'') on
Tüüpilise valge kääbuse [[mass]] on 60% [[Päike]]se [[mass]]ist, kuid mõõtmed on vaid veidi suuremad [[Maa (planeet)|Maa]] omadest.
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.
10. rida:
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 tiheduse, tulemus oli 25000 korda suurem Päikese tihedusest. 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. Hilisemad tulemused näitasid, et Öpiku arvutused ja tulemused olid õiged.
{{täienda}}
==Viited==
* [http://adsabs.harvard.edu/abs/1916ApJ....44..292O Öpik, E., 1916, The Densities of Visual Binary Stars, Astrophysical Journal, vol. 44, p. 292]
[[Kategooria:Astronoomia]]
[[Category:Tähed]]
|