Valkoinen kääpiö

Valkoinen kääpiö on tiivis tähti, jonka koko on planeetan suuruusluokkaa ja massa tähden suuruusluokkaa. Valkoisen kääpiötähden tiheys ja painovoima pinnalla ovat valtavia. Valkea kääpiö syntyy, kun Auringon massan luokkaa oleva punainen jättiläinen muuttuu epävakaaksi singoten 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

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 mm. Sirius B joka on läpimitaltaan noin 10000 km ja Procyon B. Raskaammissa, yli 1,44 auringon massaissa tähdissä degeneraatiosta aiheutuva paine ei riitä vastustamaan painovoimaa, vaan ne luhistuvat joko neutronitähdiksi tai mustiksi aukoiksi. 1,44 auringon massaa sanotaan Chandrasekharin massaksi. 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 viiden 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·m⁻³. Valkean kääpiön sisällä vaikuttaa ns 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, jos 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 miljoonien gaussien suuruisia hyvin voimakkaita magneettikenttiä. Aivan alussa valkoinen kääpiö on hyvin kuuma, yli 100000 K. Valkea kääpiö jäähtyy vähitellen kehityksensä aikana valkoisesta keltaiseen, oranssiin ja punaiseen, sillä se säteilee jäännöslämpöä pois. Valkea kääoiö häipyy näkyvistä vasta 10000 miljardin vuoden kuluttua. Lopulta valkea kääpiö sammuu mustaksi kääpiöksi, mitä ei pidä sekoittaa mustaan aukkoon.

Ns. lähekkäisessä kaksoistähdessä valkoisen kääpiön ympärille virtaa massaa jolloin syntyy novamainen purkautuva muuttuja. näissä valkean kääpiön pinnalla tapahtuu aika ajoin räjähdysmäistä fuusioreaktiota.

Sirius B, valkoisen kääpiön prototyyppi

Sirius.jpg 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 11700 kilometriä eli 92% Maasta.
Tähden pintalämpötila on 24790 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 17000 kilometriä sekä spektrityyppi A4VII.

Valkoisten kääpiöiden luokittelu

Valkoiset kääpiöt on vanhemmissa lähteissä merkitty kirjaimilla wd (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

Nimi, tähtikuvio, rektaskensio, deklinaatio,etäisyys valovuosina, läpimitta kilometreina.

Sirius B CMa 0645,1 -16,7 8,3 8,6 10300 
40 Eri B Eri 0415,4 -07,7 9,5 15,7 17000 
Procyon B CMi 0739,3 +05.2 10,7 11,4 17500 
Feige 34 UMa 1039,6 +43,1 11,1 55 ? 
W1346 Cyg 2034,4 +25,1 11,5 45 17000 
EG247 Cam 0505,5 +52,8 11,8 140 23000 
EG62 (LP 532-81) Pyx 0841,5 -32,9 12,0 30 22000 
He3 (EG50) Aur 0647,6 +37,5 12,0 60 13000 
EG368 Dra 1648,4 +59,1 12,2 40 17000 
EG180 Cam 0431,2 +59,0 12,4 18 16000 
van Maanenin tähti PSC 0049,2 +05,4 12,4 14 17000 
AC +70 5824 UMi 1338,9 +70,3 12,8 100  ?
EG15 Ari 0208,8 +25,2 13,2 100 18000

Tähden kehitys

Gourt Home::Gourt :: Valkoinen kääpiö

Valkoisen kääpiön ominaisuuksista

Sirius B, valkoisen kääpiön prototyyppi

Valkoisten kääpiöiden luokittelu

Valkoisia kääpiöitä