ננס לבן

מתוך אסטרופדיה
גרסה מ־09:08, 10 בדצמבר 2008 מאת Smadar (שיחה | תרומות) (דף חדש: '''ננס לבן''' (באנגלית:''' White Dwarf''') הוא סוג של כוכב הנוצר בסוף ימיו של כוכב נורמלי שמסתו ההתחלתית קטנה מכ- 8 ...)
(הבדל) → הגרסה הקודמת | הגרסה האחרונה (הבדל) | הגרסה הבאה ← (הבדל)
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.

תאורית הווצאות

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 יכול להיות חור שחור (או עצמים אקזוטים אחרים), כוכב נויטרונים, או ננס לבן. ננס לבן נוצר כאשר המסה של הכוכב המתכווץ איננה עולה על מסת צנדרסקר, 1.4 מסות שמש (מאחר וכוכבים מאבדים מסה במהלך חייהם בעיקר ע"י רוחות כוכבים, מסתו ההתחלתית של כוכב שיהפוך לננס לבן יכולה להגיע עד לכ- 8 מסות שמש). במצב זה, 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.

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 האופיינית בליבה של ננס לבן צעיר היא כמה עשרות מיליוני קלוין והמסה הממוצעת של אוכלוסיית הננסים הלבנים בשביל החלב הינה כחצי מסת השמש.

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.

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?