Redaktsioon: 21. september 2016, kell 11:33 redigeeri Metsavend (arutelu \| kaastöö) Administraatorid 127 262 muudatust P HC: eemaldatud Kategooria:Tähed; lisatud Kategooria:Tähetüübid ← Vanem muudatus		Redaktsioon: 5. veebruar 2018, kell 20:10 redigeeri eemalda Kruusamägi (arutelu \| kaastöö) Administraatorid 74 899 muudatust PResümee puudub Uuem muudatus →
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 nn. 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 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. 6. rida: Kui evolutsiooni lõppfaasi jõudnud [[Punane hiid\|punane hiidtäht]] heidab ära oma [[vesinik]]urikkad välimised kihid ning tekib [[planetaarudu]], jääb tähest järele 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, sest jahtumiseks ei ole olnud piisavalt aega. Kõige vanemate ja jahedamate vaadeldud valgete kääbuste temperatuur on u. 4000 K. Sõltuvalt tähe arengust ja selle massist koosneb tuum kas [[hapnik]]ust ja [[süsinik]]ust või siis hapnikust, [[neoon]]ist ja [[magneesium]]ist. Haruldasemad on juhtumid, kus täht on mitmest tähest koosnevas süsteemis massi kaotanud ja tuum koosneb [[heelium]]ist. 14. 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~~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 [[täheareng\|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 \|year=1916 \|title=The Densities of Visual Binary Stars

Valge kääbus: erinevus redaktsioonide vahel