Kansallinen ilmailu- ja avaruushallinto

• Edistynyt
• Perustiedot

Mistä valkoiset kääpiöt tulevat?

Mihin tähti pääsee elämänsä lopussa, riippuu massa, jolla tähti syntyi. Tähdet, joilla on paljon massaa, voivat lopettaa elämänsä mustina aukkoina tai neutronitähteinä. Matalasta tai keskisuuresta tähdestä (jonka massa on alle noin 8 kertaa aurinkomme massa) tulee valkoinen kääpiö. Tyypillinen valkoinen kääpiö on suunnilleen yhtä massiivinen kuin Aurinko, mutta vain hieman isompi kuin Maa. Tämä tekee valkoisista kääpiöistä yhden aineen tiheimmistä muodoista, jonka ylittävät vain neutronitähdet ja mustat aukot.

Musta reikä	Neutronitähti	Valkoinen kääpiö

Keskisuuret tähdet, kuten aurinkomme, elävät sulauttamalla ytimissään olevan vetyä heliumiin. Tätä aurinkomme tekee nyt. Auringon tuottama lämpö veteen ydinfuusion avulla heliumiin luo ulkoisen paineen. Viiden miljardin vuoden kuluttua aurinko on käyttänyt kaiken ytimen vedyn.

Tämä tilanne tähdessä on samanlainen kuin painekattila. Lämmittäminen suljetussa astiassa aiheuttaa paineen muodostumisen. Sama tapahtuu auringossa. Vaikka aurinko ei välttämättä ole tiiviisti suljettu säiliö, painovoima saa sen toimimaan kuin yksi vetämällä tähti sisäänpäin, kun taas ytimen kuuman kaasun tuottama paine työntyy ulos. Paineen ja painovoiman välinen tasapaino on erittäin herkkä.

Kun vedyn loppuessa vety sulaa, tasapaino kääntyy painovoiman hyväksi ja tähti alkaa romahtaa. Tähden tiivistäminen aiheuttaa sen taas lämpenemisen ja se pystyy sulauttamaan pienen vetyä sen ytimen ympärille kiedottuun kuoreen.

(Betelgeuse)
15. tammikuuta 1996, Hubble-avaruusteleskooppi sieppaa ensimmäisen suoran kuvan tähdestä, A. Dupree (CfA) ja NASA.

Tämä palava vetykuori laajentaa tähden ulkokerroksia. Kun tämä tapahtuu, Aurinkoomme tulee punainen jättiläinen; se on niin suuri, että elohopea niellään kokonaan!

Kun tähti kasvaa, sen lämpö leviää, jolloin sen kokonaislämpötila on viileämpi. Mutta punaisen jättimäisen aurinkomme ydinlämpötila nousee, kunnes se on vihdoin tarpeeksi kuuma sulamaan vetyfuusiosta muodostuneen heliumin. Lopulta se muuttaa heliumin hiileksi ja muiksi raskaammiksi alkuaineiksi. Aurinko viettää vain miljardi vuotta punainen jättiläinen, toisin kuin melkein 10 miljardia, jonka se käytti vilkkaasti polttamalla vetyä.

Tiedämme jo, että keskisuurista tähdistä, kuten Auringostamme, tulee punaisia jättiläisiä. Mutta mitä tapahtuu sen jälkeen? silti kuluttaa heliumia ja käynnistää hiiltä. Mutta kun se on lopettanut heliuminsa, se ei ole tarpeeksi kuuma voidakseen polttaa luomansa hiili. Mitä nyt?

Koska aurinko voitti ” Älä ole tarpeeksi kuuma sytyttämään sen ytimessä olevan hiilen, se alistuu taas painovoimaan. Kun tähtiydin supistuu, se vapauttaa energiaa, joka saa tähden verhon laajenemaan. Tähdestä on nyt tullut entistä suurempi jättiläinen! Auringomme säde tulee suuremmaksi kuin maapallon kiertorata!

Aurinko ei ole tässä vaiheessa kovin vakaa ja menettää massaansa. Tämä jatkuu, kunnes tähti puhaltaa lopulta ulkokerroksensa, mutta tähtiydin pysyy ehjänä ja siitä tulee valkosääkä. Valkoista kääpiötä ympäröi laajeneva kaasukuori planeettasumuna tunnetussa objektissa. He kutsuvat tätä, koska varhaiset tarkkailijat luulivat näyttävän Uranuksen ja Neptunuksen planeetoilta. On joitain planeettasumuja, joita voidaan tarkastella takapihan kaukoputken kautta. Noin puolessa niistä keskikokoinen kääpiö näkyy kohtalaisen kokoisella kaukoputkella.

Planeettasumut näyttävät merkitsevän keskipitkän massan tähden siirtymistä punaisesta jättiläisestä valkoiseen kääpiöön. Tähdistä, joiden massa on verrattavissa Aurinkoomme, tulee valkoisia kääpiöitä 75 000 vuoden kuluessa kirjekuorien puhaltamisesta. Lopulta ne, kuten aurinkomme, jäähtyvät, säteilevät lämpöä avaruuteen ja haalistuvat mustiksi hiilihöyryiksi. Se voi viedä 10 miljardia vuotta, mutta Aurinkomme saavuttaa jonain päivänä jonon lopun ja siitä tulee hiljaa musta kääpiö.

Valkoiset kääpiöt voivat kertoa meille maailmankaikkeuden iästä. Jos voimme arvioida, kuinka kauan valkoinen kääpiö jäähtyy mustaksi kääpiöksi, se antaisi meille alarajan maailmankaikkeuden ja galaksimme ikälle, mutta koska valkoisten kääpiöiden jäähtyminen vie miljardeja vuosia, me älä usko, että maailmankaikkeus on vielä tarpeeksi vanha, jotta monista, jos sellaisia on, valkoisista kääpiöistä olisi tullut mustia kääpiöitä.Mustien kääpiöiden löytäminen muuttaisi varmasti käsitystämme valkoisten kääpiöiden jäähdytysprosessista.

Valkoisten kääpiöiden havainnot

Nuoli osoittaa valkoista kääpiötä, Sirius B: tä, suuren Sirius A: n vieressä.

Valkoisia kääpiötähtiä voi tarkkailla usealla tavalla. Ensimmäinen löydetty valkoinen kääpiö löydettiin, koska se on seurustähti Siriukselle, kirkkaalle tähdelle Canis Majorin tähdistössä. Vuonna 1844 tähtitieteilijä Friedrich Bessel huomasi, että Siriuksella oli lievä edestakaisin liike, ikään kuin se kiertäisi näkymättömän kohteen ympärillä. Vuonna 1863 optikko ja teleskooppivalmistaja Alvan Clark huomasi tämän salaperäisen kohteen. Tämän saatetähden todettiin myöhemmin olevan valkoinen kääpiö. Tätä paria kutsutaan nyt nimellä Sirius A ja B, B: n ollessa valkoinen kääpiö. Tämän järjestelmän kiertorata on noin 50 vuotta.

Koska valkoiset kääpiöt ovat hyvin pieniä ja siten erittäin vaikeasti havaittavia, binaarijärjestelmät ovat hyödyllinen tapa löytää ne. Kuten Sirius-järjestelmässä, jos tähdellä näyttää olevan jonkinlainen selittämätön liike, saatamme huomata, että yksi tähti on todella moninkertainen järjestelmä. Tarkkaan tarkasteltuna voimme havaita, että sillä on valkoinen kääpiökumppani.

Hubble-avaruusteleskooppi on 2,4 metrin peilinsä ja edistyneellä optiikallaan katsellut menestyksekkäästi valkoisia kääpiöitä Wide Field and Planetary -kameralla. Elokuussa 1995 tämä kamera havaitsi yli 75 valkoista kääpiötä pallomaisessa M4-ryhmässä Scorpius-tähdistössä. Nämä valkoiset kääpiöt olivat niin heikkoja, että kirkkain niistä ei ollut valaisevampi kuin 100 watin hehkulamppu, joka nähtiin kuun etäisyydellä. M4 sijaitsee 7000 valovuoden päässä, mutta on maapalloa lähin pallomainen tähti. Se on myös noin 14 miljardia vuotta vanha , minkä vuoksi niin monet sen tähdistä ovat lähellä elämänsä loppua.

HOS 43: n ROSAT-kuva

Optiset teleskoopit eivät ole ainoa tapa katsella valkoisia kääpiöitä. Valkoinen kääpiö HZ ROSAT-satelliitti havaitsi 43. Röntgensäteet tulevat valkoisen kääpiön näkyvän pinnan sisäpuolelta. Tämä alue on hyvin tiheä ja voi olla jopa 100 000 astetta hyvin nuorella valkoisella kääpiöllä. Valkoinen kääpiö ”s ulkokerrokset sisältävät vain heliumia ja vetyä, joten ne ovat välttämättömiä y läpinäkyvä paljon kuumempien sisäkerrosten lähettämille röntgensäteille.

Muokattu viimeksi: joulukuu 2006