ננס לבן

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש

ננס לבן (באנגלית: White Dwarf) הוא סוג של כוכב הנוצר בסוף ימיו של כוכב נורמלי שמסתו ההתחלתית קטנה מכ- 8 מסות שמש. הטמפרטורה האופיינית בליבה של ננס לבן צעיר היא כמה עשרות מיליוני קלוין והמסה הממוצעת של אוכלוסיית הננסים הלבנים בשביל החלב הינה כחצי מסת השמש. בקירוב, הנפח של ננסים לבנים מתכונתי הפוך למסה שלהם, כך שככל שהם מסיבים יותר הם קטנים יותר. קוטרו של ננס לבן, שמסתו כמסת השמש, הינו דומה לקוטר כדור הארץ (פי 100 קטן בקוטר מהשמש). על כן הצפיפות האופיינית של ננסים לבנים הינה כטון לסמ"ק.

הטמפרטורה האפקטיבית הנצפית של נסים לבנים נעה בין כ- 4000 קלווין לכ-150,000 קלוין. תאוצת הנפילה החופשית עליהם נעה בין 107 ל 109 ס"מ לשנייה בריבוע. הננסים הלבנים הבהירים ביותר, בהירותם מגיעה לכדי 1000 הארות שמש ואילו החלשים ביותר בהירותם נמוכה בכ-20,000 מבהירות השמש. סקלת הגובה האופיינית (מוגדרת כגובה מעל מישור הגלקסיה בה צפיפות הננסים הלבנים יורדת בפקטור e) של ננסים לבנים מעל מישור הגלקסיה היא כ-250 עד 300 פרסק. הצפיפות המקומית של ננסים לבנים בגלקסית שביל החלב הינה כ (5.5\pm 0.8)\times10^{-3}~{\rm pc}^{-3} .

היסטוריה

מסלולו הנראה של הננס לבן סיריוס B, סביב סיריוס A.

הננס הלבן הראשון שהתגלה הינו סיריוס B – בן לוויה לכוכב הבהיר ביותר בשמיים, סיריוס. עוצמת האור של סיריוס B קטנה בפקטור 10,000 מזה של סיריוס. סיריוס B, התגלה בצורה עקיפה באמצעות מדידת שינויים במיקומו של סיריוס ע"י האסטרונום בסל (Bessel) בשנת 1844. רק בשנת 1862, הצליח האסטרונום קלארק (Clark) לצפות בסיריוס B בצורה ישירה.

היווצרות

כוכב נורמלי נמצא בשווי משקל בין כוח הכבידה ששואף לכווץ אותו והלחץ הנוצר כתוצאה מהריאקציות התרמו-גרעיניות המתרחשות בליבה שלו ושואף לנפח אותו. כאשר כוכב מסיים את הדלק הגרעיני שלו, אין יותר כוח שיתנגד לכוח הכבידה ועל כן הכוכב מתכווץ. התוצר הסופי של התכווצות הכוכב תלוי במסתו ויכול להיות חור שחור, כוכב ניuטרונים, או ננס לבן. ננס לבן נוצר כאשר המסה הסופית של הכוכב המתכווץ איננה עולה על מסת צ'אנדרסאקר, כ 1.4 מסות שמש (מאחר וכוכבים מאבדים מסה במהלך חייהם בעיקר ע"י רוחות כוכביות, מסתו ההתחלתית של כוכב שיהפוך לננס לבן יכולה להגיע עד לכ- 8 מסות שמש). במצב של ננס לבן, התכווצות הכוכב נבלמת ע"י לחץ הקרוי: לחץ הניוון של האלקטרונים. הלחץ הנ"ל נובע מחוק קוונטי, הקרוי האיסור של פאולי, הקובע כי לא יתכנו שני אלקטרונים (פרמיונים באופן כללי) באותו מצב קוונטי.

בגלקסיית שביל החלב קצב יצירת הננסים הלבנים (במספר) מוערך בכ:

4.5-7.5\times10^{-13}~{\rm pc}^{-3}\,{\rm yr}^{-1}

סוגים של ננסים לבנים:

נהוג לסווג ננסים לבנים ע"פ הספקטרום שלהם למספר מחלקות. בנוסף לסווג השמי, נהוג לתת להם גם סיווג מספרי המלמד על הטמפרורה האפקטיבית שלהם. הסיווג המספרי הנ"ל הוא בין 0 ל 9

סוג DA

ננסים לבנים שבספקטרום שלהם נראים רק קווי בליעה של מימן. כ-75% מהננסים הלבנים בעלי טמפרורה אפקטיבית גדולה מ 10,000 מעלות משתייכים לקבוצה זו. הסיבה לכך שבספקטרום של כוכבים אלו מופיעים רק קווי מימן היאנובעת משקיעה של מתכות כבדות.

סוג DB

ננסים לבנים שבספקטרום שלהם נראים רק קווי בליעה של הליום. כ 8% מהננסים הלבנים משתייכים למשפחה זו. ננסים לבנים אלו ככל הנראה עשויים הליום.

סוג DC

ננסים לבנים שבספקטרום שלהם אין שום קווי בליעה שעומקם משמעותי. כ 14% מהננסים הלבנים משתייכים לקבוצה זו.

סוג DO

בספקטרום מופיעים קווים חזקים של הליום מיונן פעם אחת. בנוסף מופיעים גם קוים של הליום ניטרלי או מימן. בנוסף הספקטרום שלהם עשיר בקווי פחמן או חמצן. ככל הנראה שכיחות המימן בכוכבים אלו נמוכה מאד ויתכן כי הם מורכבים בעיקר מפחמן, הליום ועוד מתכות.

סוג DZ

בספקטרום לא מופיעים קוים של מימן או הליום, אך מופיעים קווים של מתכות (לדוגמא סידן מינן פעם אחת). ככל הנראה מקורן של המתכות הנ"ל בספיחת חומר מהתווך הבין כוכבי. בעבר קבוצה זו נקראה גם סוג DF או סוג DG או סוג DK.

סוג DQ

בספקטרום מופיעים קווים ורצועות בליעה של פחמן אטומי או מולקולרי (C2). כוכבים אלו עניים במימן והטמפרטורה האפקטיבית שלהם נעה בין 6,000 ל 12,000 קלווין.


מבנה פנימי

המבנה הפנימי של ננסים לבנים משתנה עם הגיל שלהם. כאשר ננס לבן נוצר יש לו שכבת הסעה דקה יחסית שהולכת ומתעבה עם הגיל. למעשה שהננס מבוגר הסעה הופכת להיות הדרך היעילה ביותר להעברת אנרגיה במעטפת הכוכב. הליבה של הננס הלבן נמצאת במצב של נוזל קולומבי דחוס (באנגלית: Dense Coulomb Fluid) - משמעות העניין הוא שהאנרגיה האלקטרוסטטית בין החלקיקים גדולה מהאנרגיה הקינטית שלהם. גרעין זו של נוזל גדל לאיטו עם הזמן ומתחיל להתפתח לעבר השכבות החיצוניות של הכוכב כאשר שפת הננס הלבן מתקררת אל מתחת לכ-10,000 קלווין. לקרת סוף ימיו של הננס, כאשר הטמפרטורה על שפתו מגיעה לכמה אלפי קלווין הננס מתחיל לפתח גרעין קריסטלי (הנוזל בגרעין הכוכב הופך למוצק).


קירור של ננסים לבנים

הזמן שלוקח לננס לבן להתקרר תלוי במסה שלו. באופן גס זמן הקירור האופייני של ננסים לבנים הינו מתכונתי למסת הכוכב M ולהארתו L ע"פ הקשר הבא:

\tau_{cool}\propto \Big(\frac{M}{M_{\odot}}\Big)^{5/7} \Big(\frac{L}{L_{\odot}}\Big)^{-5/7}


יחס מסה-רדיוס

בננסים לבנים מתקיים קשר בין מסת הכוכב, M, ורדיוסו, R. ככל שננס לבן קל יותר כך רדיוסו גדול יותר. ניתן לחלץ גרסה מקורבת לקשר הנ"ל מהשוואת הארנרגיה הפוטנציאלית, U, של הננס הלבן:

U=\frac{-GM}{R}

והאנרגיה הקינטית, E, שלו שנשלטת ע"י האנרגיה של האלקטרונים המנוונים בננס הלבן:

E\propto\frac{M^{2/3}}{R^{2}}

ומכאן מתקבל יחס מסה-רדיוס מקורב:

R\propto M^{-1/3}

ננסים במערכות כפולות

ננסים לבנים במערכות כוכב כפולות עשויות לגרום לשלל תופעות. מערכות של ננסים לבנים וכוכבי סדרה ראשית המקיפים זה את זה במחזור של מספר שעות גורמים לתופעות כגון נובות ונובות ננסיות. מערכות של שני ננסים לבנים עם מחזורים קצרים מ 80 דקות שייכים למשפחת כוכבי AM CVn, שחלקם עשויים להיות מקורות גלי כבידה. בנוסף סופרנובות מסוג Ia נגרמות כתוצאה ממערכות שבהן יש ננס לבן אם כי לא ברור אם במערכות כאלו שני בני הזוג הם ננסים לבנים או רק אחד מהם.


ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית


מחברים


ערן אופק