Valkoinen kääpiö – tähden määritelmä, ominaisuudet ja synty
Valkoinen kääpiö on kompakti tähti. Niiden aine on puristettu yhteen niin tiheäksi, että gravitaatio on vetänyt atomit hyvin lähelle toisiaan ja osittain vienyt niiltä elektronit. Valkoisen kääpiön massa on yleensä samankaltainen kuin Auringon massa, mutta sen tilavuus on verrattavissa maapallon tilavuuteen — siksi tiheys on valtava ja pinta‑gravitaatio erittäin korkea.
Mitä valkoinen kääpiö on ja miksi se pysyy koossa
Valkoiset kääpiöt ovat kaikkien niiden tähtien viimeinen kehitysvaihe, joiden massa ei riitä muuttumaan neutronitähdeksi. Yli 97 % Linnunradan tähdistä muuttuu valkoisiksi kääpiötähdiksi. §1 Kun pääjaksotähden vetyä käyttävä elinikä päättyy, tähti laajenee punaiseksi jättiläiseksi. Tällöin se fuusioi heliumia hiileksi ja hapeksi ytimessään. Jos punaisella jättiläisellä ei ole tarpeeksi massaa hiilen fuusioimiseksi eteenpäin, sen keskukseen kertyy inaktiivista hiiltä ja happea. Kun uloimmat kerrokset irtoavat ja muodostavat planetaarisumun, jäljelle jäävä tiivis ydin on valkoinen kääpiö.
Valkoisen kääpiön aineessa ei enää tapahdu fuusioreaktioita, joten tähdellä ei ole pysyvää energianlähdettä. Fuusiolämpö ei enää tuet sitä painovoiman romahdusta vastaan – sen sijaan kääpiön tukena toimii elektronidegeneraatio, eli elektronien kvanttimekaaninen paine (Pauli‑periaatteen seurauksena). Kun massa ylittää noin 1,4 Auringon massaa (Chandrasekharin raja), elektronien degeneraatio ei enää riitä ja seurauksena voi olla esimerkiksi supernova tai muuntautuminen neutronitähdeksi.
Mitat, tiheys ja lämpötila
Tyypillisen valkoisen kääpiön massa on noin 0,6 Auringon massaa, mutta se voi vaihdella ~0,2–1,4 M☉. Sen säde on luokkaa maapallon säteen suuruusluokkaa (noin 0,008–0,02 R☉), joten suurempi massa tarkoittaa pienempää säteen arvoa — massan ja säteen välillä vallitsee käänteinen riippuvuus. Keskimääräinen tiheys on valtava, tyypillisesti ~10^6–10^9 g/cm^3 (~10^9–10^12 kg/m^3) riippuen massasta ja koosta. Pinta‑gravitaatiot ovat erittäin suuria (log g ≈ 7–9 cgs‑yksiköissä).
Pinnat voivat olla hyvinkin kuumia heti syntyessään: nuoren valkoisen kääpiön pintalämpötila voi ylittää 100 000 K. Ajallaan ne jäähtyvät ja himmenevät — prosessi kestää miljardeja vuosia. Lopulta teoreettisesti syntyy niin kutsuttu musta kääpiö, mutta alkuräjähdyksen ikäinen maailmankaikkeus ei ole vielä riittävän vanha, jotta mustia kääpiöitä olisi syntynyt.
Koostumus ja tyypit
Useimmat valkoiset kääpiöt ovat hiili‑hapekoostumuksen ytimellä (C–O), syntyneitä keskikokoisista tähdistä. Erittäin kevyet valkoiset kääpiöt voivat olla heliumpohjaisia (He) ja massiivimmat (~8–10 M☉ progenitorit) voivat muodostaa oksidi‑neon‑magnesium (O–Ne–Mg) ytimisiä kääpiöitä. Monet tähtienväliset prosessit ja kaksoistähtitapahtumat tuottavat poikkeavia kokoonpanoja.
Havaintoluokitus perustuu spektrin ominaisuuksiin: yleisimpiä luokkia ovat muun muassa
- DA – näkyy vahvat vety‑linjat (usein yleisin)
- DB – heliumdominoitu spektri
- DQ – hiililinjoja
- DZ – metallilinjoja (synteettisiä tai akretiosta johtuvia)
- DC – ominaisuudetonta, lähes jatkuva spektri
Elinkaari, jäähdytys ja ilmiöt
Aurinkomme kaltaisesta tähdestä tulee valkoinen kääpiö, kun sen polttoaine on loppunut. Lähellä elämänsä loppua se käy läpi punaisen jättiläisen vaiheen ja menettää sen jälkeen suurimman osan kaasustaan, kunnes jäljelle jäänyt kaasu supistuu ja siitä tulee nuori valkoinen kääpiö.
Valkoiset kääpiöt jäähdyvät ja menettävät säteilyään: aluksi suurin energiahäviö tapahtuu photonien kautta, mutta nuorilla ja kuumilla kääpiöillä myös neutrino‑emissio voi viedä merkittävän osan energiasta. Jäähdytyksen myötä ytimen aine voi kiteytyä (kristallisoitua) — tämä ilmiö on todettu mm. Gaia‑satelliitin havainnoissa, jotka paljastivat kääpiöiden jäähdytyksen hidastumisen kristallisoitumisen seurauksena.
Monet valkoiset kääpiöt esiintyvät kaksoistähtijärjestelmissä. Akkretoiva valkoinen kääpiö, joka saa massaa kumppaniltaan, voi saavuttaa kriittisen massan ja kärjistyä tyypin Ia supernovana — ilmiö, joka on tärkeä etäisyyksien mittaamisessa kosmologiassa.
Havaitseminen ja merkitys
Valkoiset kääpiöt ovat himmeitä verrattuna pääjaksotähtiin, mutta niiden tiheys ja korkea pintalämpö tekevät niistä kiinnostavia tutkimuskohteita. Niiden spektristä voidaan päätellä pinnan koostumus, lämpötila ja pinnalla vallitseva gravitaatiotiheys. Osaa kääpiöistä esiintyy pulsaatioina (esim. ZZ Ceti eli DAV‑luokka), mikä antaa tietoa tähden sisäisestä rakenteesta asteroseismologian avulla.
Yhteenvetona: valkoinen kääpiö on tähdellinen loppuvaihe, jossa elektronidegeneraatio tukee tiivistä ydintä, fuusioreaktiot ovat sammuneet ja tähti jäähtyy hitaasti miljardeiksi vuosiksi. Ne kertovat paljon tähtien evoluutiosta, nukleosynteesistä ja kosmologisista tapahtumista, kuten tyyppi Ia‑supernovien synnystä.
Hubble-avaruusteleskoopin ottama kuva Sirius A:sta ja Sirius B:stä. Sirius B, joka on valkoinen kääpiö, näkyy himmeänä valonpilkahduksena paljon kirkkaamman Sirius A:n vasemmalla puolella.
Valkoiset kääpiötähdet
Historia
Valkoiset kääpiöt löydettiin 1700-luvulla. Ensimmäisen valkoisen kääpiötähden, nimeltään 40 Eridani B, löysi William Herschel 31. tammikuuta 1783. p73 Se on osa kolmen tähden järjestelmää nimeltä 40 Eridani.
Toinen valkoinen kääpiö löydettiin vuonna 1862, mutta sitä pidettiin aluksi punaisena kääpiönä. Se oli pieni tähti lähellä Siriustähteä. Tämän Sirius B:ksi kutsutun seuralustähden pintalämpötila oli noin 25 000 kelviniä, joten sitä pidettiin kuumana tähtenä. Sirius B oli kuitenkin noin 10 000 kertaa himmeämpi kuin päätähti Sirius A. Tutkijat ovat havainneet, että Sirius B:n massa on lähes sama kuin Auringon massa. Tämä tarkoittaa, että Sirius B oli aikoinaan oman Aurinkomme kaltainen tähti.
Vuonna 1917 Adriaan van Maanen löysi valkoisen kääpiön, jota kutsutaan nimellä Van Maanen 2. Se oli kolmas löydetty valkoinen kääpiö. Se on Sirius B:tä lukuun ottamatta Maata lähin valkoinen kääpiö.
Säteily ja lämpötila
Valkoisella kääpiöllä on alhainen luminositeetti (valon kokonaismäärä) mutta erittäin kuuma ydin. Ytimen lämpötila voi olla 107 K, kun taas pinta on vain 104 K.
Valkoinen kääpiö on syntyessään hyvin kuuma, mutta koska sillä ei ole energianlähdettä, se säteilee vähitellen energiansa pois ja jäähtyy. Tämä tarkoittaa, että sen säteily, joka antaa sille aluksi sinisen tai valkoisen värin, vähenee ajan myötä. Hyvin pitkän ajan kuluessa valkoinen kääpiö jäähtyy lämpötilaan, jossa se ei enää säteile valoa. Ellei valkoinen kääpiö saa ainetta seuralaiselta tähdeltä tai jostain muusta lähteestä, sen säteily tulee sen varastoimasta lämmöstä. Tätä ei korvata.
Valkoiset kääpiöt jäähtyvät hitaasti kahdesta syystä. Niiden pinta-ala, josta lämpö säteilee, on erittäin pieni, joten ne jäähtyvät vähitellen ja pysyvät kuumina pitkään. Lisäksi ne ovat hyvin läpinäkymättömiä. Valkoisen kääpiön pääosan muodostava rappeutunut aine pysäyttää valon ja muun sähkömagneettisen säteilyn, joten säteily ei kuljeta paljon energiaa.
Lopulta kaikki valkoiset kääpiöt jäähtyvät mustiksi kääpiöiksi, joita kutsutaan mustiksi kääpiöiksi, koska niissä ei ole valon tuottamiseen tarvittavaa energiaa. Mustia kääpiöitä ei ole vielä olemassa, koska valkoisen kääpiön jäähtyminen kestää kauemmin kuin maailmankaikkeuden nykyinen ikä. Musta kääpiö on se, mitä tähdestä jää jäljelle, kun kaikki sen energia (lämpö ja valo) on käytetty.
Uudelleensytytys
Valkoiset kääpiöt voivat syttyä uudelleen ja räjähtää supernoviksi, jos ne saavat lisää ainetta. Valkoisella kääpiöllä on maksimimassa, jonka pysyy vakaana. Tätä kutsutaan Chandrasekhar-raja-arvoksi.
Kääpiö saattaa esimerkiksi vetää materiaalia seuratähdestä, jolloin se ylittää Chandrasekhar-rajan. Lisämassa käynnistäisi hiilen fuusioreaktion. Tähtitieteilijät uskovat, että tämä uudelleen syttyminen saattaa olla syy Ia-tyypin supernoviin.
Kysymyksiä ja vastauksia
K: Mikä on valkoinen kääpiö?
A: Valkoinen kääpiö on pienikokoinen tähti, jonka aine on painautunut yhteen gravitaation vaikutuksesta ja jonka elektronit on irrotettu.
K: Miten valkoisen kääpiön massaa verrataan Aurinkoon?
V: Valkoisen kääpiön massa on samankaltainen kuin Auringon massa, mutta sen tilavuus on samankaltainen kuin maapallon tilavuus.
K: Minkä tyyppisistä tähdistä tulee valkoisia kääpiöitä?
V: Valkoiset kääpiöt ovat kaikkien niiden tähtien lopullinen kehitysvaihe, joiden massa ei ole tarpeeksi suuri neutronitähdeksi muuttumiseen. Yli 97 % Linnunradan tähdistä muuttuu valkoisiksi kääpiötähdiksi.
K: Miten punainen jättiläinen muodostuu?
V: Kun pääjaksotähden vetyä sulattavan tähden elinikä päättyy, se laajenee muodostaen punaisen jättiläisen, joka sulattaa heliumia hiileksi ja hapeksi ytimessään. Jos sillä ei ole tarpeeksi massaa hiilen fuusioimiseksi, sen ytimeen kertyy inaktiivista hiiltä ja happea.
Kysymys: Mitä tapahtuu sen jälkeen, kun sen uloimmat kerrokset ovat irronneet ja se on muodostanut planeettasumun?
V: Kun sen uloimmat kerrokset ovat irronneet planeettasumun muodostamiseksi, jäljelle jää ydin, josta tulee valkoinen kääpiö.
K: Käykö valkoisen kääpiön aine läpi fuusioreaktioita?
V: Ei, valkoisessa kääpiössä oleva materiaali ei enää käy läpi fuusioreaktioita, joten sillä ei ole energianlähdettä, eikä se voi ylläpitää lämpöä painovoimaista romahdusta vastaan.
K: Miten auringostamme tulee valkoinen kääpiö?
V: Auringostamme tulee valkoinen kääpiö, kun sen polttoaine on loppunut lähellä sen elämän loppua; ensin se käy läpi punaisen jättiläisen vaiheen, sitten se menettää suurimman osan kaasusta, kunnes se, mitä on jäljellä, supistuu nuoreksi valkoiseksi kääpiöksi.
