ננס לבן

ננס לבן הוא שלב אחרון בחיי כוכב מסדרה ראשית בעל מסה קטנה או בינונית. כוכב כזה מפסיק להיתך (להפיק אנרגיה דרך היתוך גרעיני) אחרי שהוא שורף את המימן בליבתו. אז הוא מתנפח לענק אדום, מאבד שכבות חיצוניות שיוצרות ערפילית פלנטרית, והליבה החמה שנותרת היא הננס הלבן. בדרך כלל הליבה מורכבת מפחמן וחמצן. חלק קטן מהננסים הלבנים עשויים בעיקר הליום או מפחמן-חמצן-חמצן-ניאון במקרים של התכת פחמן.

המצב הזה נוצר אחרי שרצף ההיתוכים בכוכב נפסק. בליבת הענק האדום ממשיכים להתרחש היתוכים של יסודות כבדים יותר, אך אם המסה לא מספיקה לתגובה של פחמן, הליבה נגמרת כפחמן-חמצן. השכבות החיצוניות מתפשטות ומתפזרות, והשארית היא הננס הלבן.

לרוב ננסים לבנים יש מסה טיפוסית של 0.5, 0.7 מסות שמש. הרדיוס שלהם קטן מאוד: כ-0.008, 0.02 רדיוסי שמש, כלומר ממד בסדר גודל של כדור הארץ. לכן צפיפותם עצומה, בערך מיליון פעמים צפיפות המים, ועקומת הצפיפות עושה אותם לאחת מהמערכות הכי דחוסות אחרי כוכבי נייטרונים וחורים שחורים.

בננס לבן אין היתוך גרעיני פעיל שיספק אנרגיה. למרות שהוא חם בתחילתו, מקור הקרינה הוא החום הפנימי שמקרין החוצה. החום הזה דועך בהדרגה והכוכב מתקשה להתקרר כי שטח הפנים הקטן מפחית את קצב הפליטה.

מה שמונע את הקריסה הגרוויטציונית של הננס הלבן הוא לחץ מנוון של אלקטרונים. זהו לחץ קוונטי שלא תלוי בטמפרטורה. לפי עקרון האיסור של פאולי, אלקטרונים לא יכולים לשתוק באותו מצב קוונטי, ולכן הם יוצרים "לחץ" שמונע כיווץ מלא.

לחץ הניוון מוגבל, ולכן יש גבול עליון למסת ננס לבן שאינו מסתובב. הגבול הזה נקרא גבול צ'נדראסקאר, והוא כ-1.44 מסות שמש (לננסים מבוססי פחמן-חמצן). אם מסה נוספת מצטברת על ננס לבן וגורמת לו לחצות את הגבול הזה, התמיכה של האלקטרונים מתמוטטת.

בקצה הזמן הננס הלבן מקרין את חומו ומתקרר לאט. תאורטית הוא יהפוך לשחור, ננס שחור, אך היקום צעיר מדי כדי שיתכן זאת כעת. תצפיות מראות שרוב ננסים לבנים הנצפים היום חמים יחסית (בין כ-8,000 ל-40,000 קלווין), והננסים הוותיקים ביותר עדיין חמים יותר מ-4,000 קלווין. תהליכים פנימיים שקופים ועמוקים כמו התגבשות גרעינית (הפיכת החומר למוצק גבישי) עשויים לקרות בליבה כשהכוכב מתקרר.

דוגמאות היסטוריות חשובות הן סיריוס B ו-40 ארידאני B. סיריוס B היה הננס הלבן השני שהתגלתה קיומו, אחרי שראו שסיריוס "מרוסק" במחזוריות. 40 ארידאני B זוהה כאובייקט לבן אך צפוף, והמדידות של היסטיית קרינתו והעתקה האדומה הגרוויטציונית הראו צפיפות גבוהה במיוחד.

כדי להסביר צפיפויות כה גבוהות השתמשו במכניקת הקוונטים ותורת סטטיסטיקה של פרמיונים. עקרון פאולי מונע מאלקטרונים לשתוק באותו מצב קוונטי, ולכן גם בטמפרטורה נמוכה חלק מהאלקטרונים ישארו ברמות אנרגיה גבוהות. זה יוצר לחץ ניוון של אלקטרונים, שמאזן את המשיכה. צ'נדראסקאר חישב את הגבול התאורטי למסת ננס לבן ב-1931. על עבודתו זו הוענק לו פרס נובל בפיזיקה בשנת 1983, יחד עם וויליאם פולר.

קשר פשוט בין מסה לרדיוס מראה שהרדיוס קטן כאשר המסה גדלה. בקירוב, R פרופורציוני ל-1/M^{1/3}. כשמסה גדלה מספיק, האלקטרונים הופכים לרלטיביסטיים (מהירותם מתקרבת למהירות האור) וזה מוביל לגבול המסה של צ'נדראסקאר.

טמפרטורת פני השטח של ננסים לבנים נעה מטווח רחב מאוד: 4,000, 150,000 קלווין. לפי חוק סטפן, בולצמן, הקרינה תלויה בחזקה של הטמפרטורה, ולכן כוכבים חמים פולטים הרבה יותר. ננסים חמים מאוד פולטים גם קרינת UV ורנטגן, מה שמאפשר לחקור את הרכבם.

ההתקררות איטית מאוד. לדוגמה, ננס לבן של 0.59 מסות שמש בטמפרטורה של כ-7,140 קלווין יתקרר ב-500 מעלות במשך כ-0.3 מיליארד שנים. לאחר מכן קצב ההתקררות יורד.

למרות שהליבה בנויה מפחמן וחמצן, האטמוספירה התצפיתית מורכבת בעיקר ממימן או הליום. הכבידה החזקה מפעילה הפרדה כימית: יסודות כבדים שוקעים פנימה וקלילים נשארים בחזית. מסת האטמוספירה קטנה מאוד, בערך עשירית האל-עשרת ממסת הכוכב.

לחלק מהננסים הלבנים יש שדות מגנטיים חזקים מאוד. תחום הערכים שנמדדו נע בין כמה אלפי גאוס עד מעל 10^9 גאוס. ההערכה היא שכמעט עשרה אחוז מהננסים הלבנים מציגים שדה חזק של מעל מיליון גאוס. דוגמה מוקדמת היא GJ742, שבו נמדד שדה של כ-300 מיליון גאוס.

יש ננסים לבנים שבהירותם משתנה בזמן. אלה מציגים תנודות שאינן רדיאליות, כלומר לא רק התכווצות והתרחבות פשוטה. HL Tau 76 היה אחד הראשונים שהתגלו עם תקופה של כ-12.5 דקות.

בננסים לבנים הזקוקים להוספת מסה, מסה יכולה לזרום מכוכב בן זוג. איסוף מסה יכול לדחוף את הננס הלבן מעבר לגבול צ'נדראסקאר.

אם ננס לבן צובר מספיק חומר ממסתו של כוכב שכן, הוא עלול לחצות את גבול צ'נדראסקאר. אז הלחץ של האלקטרונים לא יספיק עוד, והכוכב יקרוס ותשתחרר תגובת היתוך מואצת שתמוטט אותו בפיצוץ סופרנובה מסוג Ia. סופרנובות מסוג זה כמעט אחידות בעוצמתן, ולכן משמשות כנרות תקניים למדידת מרחקים בקנה מידה קוסמי. מדידות סופרנובות Ia הובילו בשנת 1998 לגילוי שהתפשטות היקום מואצת, תוצאה שהביאה פרס נובל לפיזיקה ב-2011 לחוקרים שהובילו את המדידות.

ננס לבן הוא כוכב קטן וסמיך. הכוכב הזה נותר אחרי שכוכב כמו השמש סיים לייצר אנרגיה בהיתוך. השכבות החיצוניות עפו, והליבה הקטנה נשארת.

כשהמימן בכוכב נגמר, הכוכב מתנפח ל"ענק אדום". ענק אדום זה הוא כוכב גדול ואדום בסוף חייו. השכבות החיצוניות של הענק נופלות החוצה. הליבה שנשארת היא ננס לבן.

ננס לבן שוקל כמו השמש, אבל קטן כמו כדור הארץ. לכן הוא מאוד צפוף. הצפיפות שלו גבוהה הרבה יותר ממים.

בתוכו אין היתוך פעיל. מה שמונע קריסה הוא "לחץ האלקטרונים". זה אומר שאלקטרונים (חלקיקי מיקרו) דוחקים אחד בשני, וזה עוצר את הכבידה.

הוא מאוד חם בהתחלה. עם הזמן הוא מקרין את חומו ונעשה קר וחשוך. זה לוקח זמן רב מאוד, יותר מגיל היקום.

על פני השטח יש שכבה דקה של גז. בגז יש בעיקר מימן או הליום. החומר הכבד יותר שוקע למטה בגלל כוח הכבידה.

אם ננס לבן שואב חומר מכוכב קרוב אליו, הוא עלול לקבל יותר מדי מסה. אז הוא יכול להתפוצץ בסופרנובה מסוג Ia. סופרנובות אלה חשובות למדענים. בעזרתן גילו שהיקום מתרחב ומואץ.

דוגמה מפורסמת היא סיריוס B. הוא ננס לבן שליד הכוכב הבהיר סיריוס. מדענים גילו גם ננסים לבנים אחרים בעשורים הקודמים.