הבדלים בין גרסאות בדף "ננס לבן"

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
(היווצרות)
שורה 5: שורה 5:
 
==היווצרות==
 
==היווצרות==
 
[[כוכב]] נורמלי נמצא בשווי משקל בין [[כוח הכבידה]] ששואף לכווץ אותו והלחץ הנוצר כתוצאה מ[[ראקציות גרעיניות|הריאקציות 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 נויטרונים]], או ננס לבן. ננס לבן נוצר כאשר המסה הסופית של הכוכב המתכווץ איננה עולה על [[מסת צנדראסאקר]], 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 [[אלקטרון|אלקטרונים]] ([[פרמיון|פרמיונים]] באופן כללי) באותו מצב קוונטי.
 
[[כוכב]] נורמלי נמצא בשווי משקל בין [[כוח הכבידה]] ששואף לכווץ אותו והלחץ הנוצר כתוצאה מ[[ראקציות גרעיניות|הריאקציות 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 נויטרונים]], או ננס לבן. ננס לבן נוצר כאשר המסה הסופית של הכוכב המתכווץ איננה עולה על [[מסת צנדראסאקר]], 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 [[אלקטרון|אלקטרונים]] ([[פרמיון|פרמיונים]] באופן כללי) באותו מצב קוונטי.
 
  
 
==יחס מסה-רדיוס==
 
==יחס מסה-רדיוס==

גרסה מ־19:45, 19 בדצמבר 2008

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.

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 נויטרונים, או ננס לבן. ננס לבן נוצר כאשר המסה הסופית של הכוכב המתכווץ איננה עולה על מסת צנדראסאקר, 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.

יחס מסה-רדיוס

מבנה פנימי

תכונות תצפיתיות של ננסים לבנים

סוגים של ננסים לבנים:

ננסים לבנים מסוג מסוג די-אי

ננסים לבנים שבספקטרום שלהם נראים רק קווי בליעה של מימן. כ 2/3 מהננסים הלבנים משתייכים למשפחה זו.

ננסים לבנים מסוג די-בי

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

ננסים לבנים מסוג די-סי

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

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 גןרמים 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.

היסטוריה

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.


ראו גם

הרצאות וידאו


קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים ראשיים של המאמר


מי כתב את זה?