Erinevus lehekülje "Valge kääbus" redaktsioonide vahel

resümee puudub
P (robot lisas: id:Katai putih)
'''Valge kääbus''' (ka: ''valge kääbustäht'') on väike,väikeste nõrkmõõtmetega, tihe,väikese heledusega ja väga surevsuure [[tihedus]]ega surnud [[täht (astronoomia)|täht]], mismilles onei ammendanudtoimu omaenam tuumakütusetermotuumareaktsioone ja mis jahtub aeglaselt kuni muutumiseni mustaks kääbuseks.
 
Tüüpilise valge kääbuse [[mass]] on 60% [[Päike]]se [[mass]]ist, kuid mõõtmed on vaid veidi suuremad [[Maa (planeet)|Maa]] omadest. SuuremSuurema hulkosa valgeidvalgete kääbuseidkääbuste on massigamassid vahemikusjäävad 50vahemikku 0,5...70%0,7 Päikese massi, kuid väike osa valgeid kääbuseid on massiga kuni 140 %1,4 Päikese massi.
 
PärastKui tekkimistevolutsiooni lõppfaasi jõudnud [[punane hiid|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. MõnedeEsialgne valgete kääbuste pinnatemperatuur on siiski üprisväga kõrge: 100 tuhat kraadi ja enamgi. SeeSelline onkõrge siiski haruldane japinnatemperatuur püsib vaid lühikeselühikest ajaaega pealepärast 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.
 
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]]