Valge kääbus

Valge kääbus on väikeste mõõtmetega, väikese heledusega ja väga suure tihedusega nn surnud täht, milles ei toimu enam termotuumareaktsioone ja mis jahtub aeglaselt kuni muutumiseni mustaks kääbuseks.

Tüüpilise valge kääbuse mass on 60% Päikese massist, kuid mõõtmed on vaid veidi suuremad 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.

Kui evolutsiooni lõppfaasi jõudnud punane hiidtäht heidab ära oma vesinikurikkad 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: 100 000 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 Universumi 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 hapnikust ja süsinikust või hapnikust, neoonist ja magneesiumist. Haruldasemad on juhtumid, kus täht on mitmest tähest koosnevas süsteemis massi kaotanud ja tuum koosneb heeliumist.

Valged kääbused on üsna tavalised, moodustades 10% kõigist Galaktika tähtedest, kuid ükski valge kääbus pole palja silmaga nähtav.

Esimese valge kääbuse avastas William Herschel 31. jaanuaril 1783 kolmiktähesüsteemis 40 Eridani, mille moodustavad tiheda kaksiktähepaarina valge kääbus 40 Eridani B (ka nimedega ο₂ Eridani ja Keid B) ning punane kääbustäht 40 Eridani C, mille ümber tiirleb punane kääbustäht 40 Eridani A. 40 Eridani B ebatavaline olemus selgus 1910. aastal, kui leiti, et hoolimata tähe väga väikesest heledusest on selle spekter A-tüüpi tähtedele omane. Mõiste "valge kääbus" võeti kasutusele 1922. aastal.

Meile lähim valge kääbus on Siirius B, mis asub 8,6 valgusaasta kaugusel ning on ühtlasi ka heledaim valge kääbus, tähesuurusega umbes 8,7. Kõige kergemini vaadeldav valge kääbus ongi esimesena avastatud 40 Eridani B.

Kuulsaim Eesti astronoom Ernst Öpik määras oma 1916. aastal avaldatud töös valge kääbuse 40 Eridani B tiheduse, saades tulemuseks 25 000 korda suurema tiheduse kui on Päikesel. 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.^[1] Hilisemad tulemused näitasid, et Öpiku arvutused ja tulemused olid õiged.