Blanka nano

El Vikipedio, la libera enciklopedio
Jump to navigation Jump to search

En astronomio, blanka nano priskribas la finan staton de steloj kies maso estas inter triono kaj okoblo de la maso de la Suno. La stelo estas subtenata kontraŭ gravita kolapso pro elektrona degenereca premo.

Maksimuma ebla maso de blanka nano estas donita per la limigo de Chandrasekhar.

Malkovro[redakti | redakti fonton]

Analizante la stelon Siriuson, Bessel rimarkis, ke io rondiras dum 50 Teraj jaroj ĉirkaŭ la brilega nudokule videbla stelo, ĝi formas do duopan stelon. Siavice observante Siriuson Alvan Graham Clark ekrimarkis najbaran lumetan punkton. Sed preskaŭ tuj la astronomoj rimarkis ke, kvankam kvazaŭ same granda kiel la Tero, tiu najbarulo estis egege varma (giganta stelo) kaj treege malluma (malgiganta stelo). Por kongruigi tiujn observadojn per la nunaj teorioj, la sola solvo estis krei tute novan stelostaton: blankan nan(an stel)on.

Fizikaj ecoj[redakti | redakti fonton]

Blanka nano estas globo pli malpli tiom granda kiom Tero: ĉirkaŭ 15 000 km da diametro. Ĝia denseco estas ĉirkaŭ milionobla ol tiu de akvo. La surfaca temperaturo malkreskas de ĉirkaŭ 100 000 K ĝis la kosma temperaturo ĉirkaŭ 3 K. Tiu malkresko eblas doni aĝon al blanka nano: ekzemple Siriuso B havas hodiaŭ temperaturon je 25 000 K do havas aĝon ĉirkaŭ 124 milionojn da jaroj.

Ekesto[redakti | redakti fonton]

Laŭ la nunaj teorioj blanka nano ekestas post la "morto" de stelo pli malpli tiom granda kiom Suno. Tiaj steloj je la fino de sia vivo disiĝas en du partojn: nebulozo kaj densega kerno. Tiu kerno iĝas la tiel nomata "blanka nano".


kaj ankaŭ en la hispana: es:Enana blanca, kaj en la rusa: ru:Белый карлик