Blanka nano

El Vikipedio, la libera enciklopedio
Saltu al: navigado, serĉo

Marko sur bildo

Blankaj nanoj


En astronomio, blanka nano priskribas la finan staton de steloj same grandaj kiel nia Suno. La stelo estas subtenata kontraŭ gravita kolapso per elektrona degenereca premo.

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

Malkovro[redakti | redakti fonton]

Observante la stelon Siriuso, Friedrich Bessel ekrimarkis najbaran lumetan punkton. Post analizo oni rimarkis, ke ĝi rondiras dum 50 Teraj jaroj ĉirkaŭ la brilega nudokule videbla stelo, ĝi formas do duopan stelon. Sed preskaŭ tuj la astronomoj rimarkis ke, kvankam treege proksima de la Tero, tiu najbarulo estis egege varma (giganta stelo) kaj treege malluma (malgiganta stelo). Por kongruigi tiujn observadojn kun la prikonsentitaj 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: ĉ. 15 000 km da diametro. Ĝia denseco estas ĉ. milobla ol tiu de akvo. Sed la surfaca temperaturo altiĝas ĝis ĉ. 7 000 kelvinoj.

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