ננס לבן

תמונה מטלסקופ החלל האבל של Sirius A ו-Sirius B. ‏ Siruis B הננס הלבן, נראה כנקודה חלשה (יחסית) מתחת ומשמאל ל-Sirius A הזוהר.

ננס לבן הוא גרם שמיים המהווה את השלב האחרון במחזור החיים של כוכב הסדרה הראשית בעל מסה קטנה או בינונית.

ככלל, מקור האנרגיה של כוכב הוא בהיתוך גרעיני שמתבצע בליבתו. בהיתוך זה אטומים של יסוד קל, לדוגמה מימן, מתמזגים ויוצרים יסוד מסיבי יותר. התהליך כרוך בשחרור כמות גדולה של אנרגיה. לאחר שמלאי המימן שבכוכב הותך להליום, הכוכב גדל לענק אדום שבו מתבצע היתוך תרמו-גרעיני מהליום לפחמן ולחמצן. אם מסת הענק האדום נמוכה מכדי לאפשר היתוך גרעיני של פחמן, תיווצר במרכזו ליבת פחמן וחמצן. השכבות החיצוניות הקרות של הענק האדום ייצרו ערפילית פלנטרית. ליבת הענק האדום היא הננס הלבן. לכן, על פי רוב ננסים לבנים מורכבים מפחמן וחמצן. חלק קטן מהננסים הלבנים עשויים הליום, כתוצאה מאובדן מסה במערכות של כוכבים זוגיים. לעתים הטמפרטורה בליבת הענק האדום מספיקה לשם התכת פחמן, אך לא לשם התכת ניאון. במקרים אלו נוצרת ליבת חמצן-ניאון-מגנזיום. היות שננס לבן הוא השלב האחרון בהתפתחותו של כוכב בעל מסה ממוצעת, כ-97% מכוכבי הסדרה הראשית, שאינם ננסים אדומים, שבגלקסיית שביל החלב יסיימו חייהם כננסים לבנים.

הטמפרטורה הגבוהה בכוכבים לא גורמת רק לפליטת קרינה ואנרגיה מן הכוכב, אלא מונעת את קריסת החומר שבכוכב אל תוך ליבתו. החומר שמרכיב את הננס הלבן אינרטי, ולא עובר מיזוג תרמו-גרעיני. לננס הלבן אין כל מקור אנרגיה, ולכן הטמפרטורה שלו אינה מספיקה לשם איזון הקריסה הגרוויטציונית. לחלופין, הקריסה הגרוויטציונית של הכוכב מאוזנת על ידי לחץ הניוון של האלקטרונים. על כן, צפיפות הננס הלבן גבוהה ביותר, פי מיליון מצפיפותם של מים. משום שלחץ הניוון של האלקטרונים מוגבל בגודלו, לננסים לבנים תיתכן מסה מרבית מסוימת. המסה המרבית של ננס לבן שאינו מסתובב (תנועה סיבובית פועלת אף היא כנגד הקריסה הכבידתית) נקראת גבול צ'נדראסקאר – כ-1.44 מסות שמש. כאשר עוברת מסה נוספת אל ננס לבן (לרוב מכוכב שכן), הוא עשוי להתפוצץ בסופרנובה מסוג Ia.

בשל הקריסה המהירה של הננס הלבן, הוא חם מאוד כשהוא נוצר, אך הוא מקרין בהדרגה אנרגיה ומתקרר. קרינה זו היא המקור לבהירותו העמומה. בחלוף הזמן, תדירות הקרינה תרד בהדרגה, עד אשר הוא ייעשה אפל. בשלב זה הננס הלבן יהיה לננס שחור. אך בשלב חיים זה של היקום, אפילו הננסים הלבנים העתיקים ביותר עדיין קורנים בטמפרטורה של כמה אלפי קלווין. לכן, ככל הנראה, לא קיימים ננסים שחורים כיום.

גילוי הננס הלבן

מערכת הכוכבים המשולשת של 40 ארידאני כוללת את כוכב הסדרה הראשית 40 ארידאני A, את הננס הלבן 40 ארידאני B, ואת הננס האדום 40 ארידאני C. הזוג 40 ארידאני B ו-C התגלה על ידי ויליאם הרשל ב-31 בינואר 1783. ב-1910 גילו הנרי נוריס ראסל, אדווארד צארלס פיקרינג ו וילאמינה פלמינג כי חרף היותו כוכב עמום 40 ארידאני B שייך למחלקת הבהירות A, כלומר, הוא לבן. הסיווג הספקטרלי של 40 ארידאני B נקבע רשמית על ידי וולטר אדמס ב-1914. בן זוגו של סיריוס, סיריוס B, היה הננס הלבן השני שהתגלה. פרידריך בסל גילה כי הכוכב סיריוס משנה את מיקומו באופן מחזורי. התגלה שלסיריוס יש בן זוג קטן, אך בעל אותו סיווג ספקטרלי.