ננס לבן

תמונה מ[[טלסקופ 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. תאורטית, בעתיד הרחוק מאוד ננס לבן צפוי להתקרר לננס שחור, אך היקום צעיר מכדי ששינוי זה יתרחש.

== היווצרות ==
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. לעיתים 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.

== טמפרטורה וכבידה ==
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.

== סוף של ננס לבן ==
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, אדוארד צ'ארלס פיקרינג ווילמינה 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.

==הרכב ומבנה==

על אף שקיימים ננסים לבנים בתחום מסות רחב של 0.17-1.33 מסות שמש, למרבית הננסים הלבנים מסה של בין 0.5 ל-0.7 מסות שמש. לפי הערכות המבוססות על תצפיות, הרדיוס של ננסים לבנים נע בין 0.008 ל-0.02 רדיוסי שמש (לשם השוואה, רדיוס כדור הארץ הוא כ-0.009 רדיוסי שמש). לכן, מסת ננס לבן היא בקירוב כמסת השמש ונפח הקטן פי מיליון מנפח השמש. מכאן, שצפיפות הננס הלבן גבוהה פי מיליון מצפיפות השמש - כ-10<sup>6</sup> גרם לסנטימטר מעוקב. ננס לבן הוא אחד הגופים הדחוסים ביותר ביקום - אחרי חורים שחורים וכוכבי נייטרונים.
זמן קצר לאחר גילוי הננסים הלבנים, נמצא כי יש להם צפיפות גדולה ביותר. ניתן להעריך את מסתו של כוכב, כאשר הוא נמצא במערכת של כוכב זוגי, על ידי מדידת שינויים מחזוריים בספקטרום הבליעה של המערכת. מדידה שכזו נעשתה ב-1910 במערכת הזוגית של הכוכבים סיריוס B וארידאני 40 B. נמצא כי מסתו של סיריוס B היא 0.94 מסות שמש (לפי הערכה מאוחרת יותר - 1.00 מסות שמש). משום שגופים חמים יותר פולטים קרינה רבה יותר מגופים קרים, ניתן להעריך את עוצמת הקרינה על פני הכוכב על ידי מדידת הספקטרום שלו. אם בנוסף לזאת ידוע המרחק אל הכוכב, ניתן להעריך אף את בהירותו המוחלטת של הכוכב. על ידי השוואה בין בהירותו המוחלטת לבהירות פני הכוכב, ניתן להעריך את רדיוסו. שיקולים אלו הובילו למסקנה שהצפיפות של סיריוס B וארידאני 40 B גבוהה ביותר. אסטרונומים באותה העת לא ידעו כיצד להסביר את התופעה. נמצא כי לארידאני 40 B צפיפות הגבוהה פי 25,000 מצפיפות השמש. ארתור אדינגטון חזה בשנת 1924, בהסתמך על תורת היחסות הכללית, כי צפיפויות מסדר גודל שכזה יובילו לכך שהאור מארידאני 40 B יוסח לאדום באופן גרוויטציוני. ההסחה לאדום בארידאני 40 B אכן נמדדה בשנת 1925 על ידי האסטרונום האמריקאי וולטר סידני אדמס.

===חומר מנוון===
צפיפויות מסדר גודל שכזה ייתכנו משום שננסים לבנים אינם עשויים אטומים הקשורים בקשר כימי, כי אם מפלזמה של גרעיני אטומים ואלקטרונים. לכן, משום שהחומר בננס הלבן אינו ארוז באטומים, הפרוטונים והנייטרונים יכולים לשכון בסמיכות, ללא הגבלה של רדיוס האורביטלים האטומיים. לעומת זאת, בחומר אטומי, האלקטרונים משכנים את רמות האנרגיה השונות, והגרעינים לא יכולים להיות סמוכים. אדינגטון תהה מה עתיד לקרות כשהפלזמה תתקרר, האטומים לא יהיו מיוננים (כלומר, האלקטרונים ישובו למסלוליהם במעטפת האטום) והחומר לכאורה יסתדר מחדש באטומים. את התעלומה הזו פתר רלף האוורד פאולר על ידי שימוש של מכניקת הקוונטים, בשנת 1926. משום שאלקטרונים (מהיותם פרמיונים) פועלים לפי עקרון האיסור של פאולי, שני אלקטרונים לא יכולים להיות באותו מצב קוונטי. לכן, האלקטרונים פועלים לפי התפלגות פרמי-דיראק, שפותחה אף היא בשנת 1926, במטרה לתאר את ההתפלגויות הסטטיסטיות של חלקיקים הפועלים לפי עקרון האיסור של פאולי - כלומר, פרמיונים. מכאן נובע שבאפס המוחלט לא כל האלקטרונים יוכלו לשכן את רמת האנרגיה הנמוכה ביותר. חלק מהאלקטרונים ישכנו את רמות האנרגיה הגבוהות יותר - מצב הקרוי "מנוון". לכן, ננס לבן יכול להתקרר לטמפרטורה של 0 קלווין, ועדיין החומר שבו ישכן רמות אנרגיה גבוהות יותר - כלומר, לאלקטרונים תהיה תמיד אנרגיה מסוימת.

דחיסת החומר בננס לבן תוביל לעלייה במספר האלקטרונים ליחידת נפח. לפי עקרון האיסור של פאולי, האנרגיה הקינטית הממוצעת של האלקטרונים תעלה, וכך גם הלחץ. לחץ זה, הקרוי "לחץ ניוון של האלקטרונים" מונע את הקריסה הגרוויטציונית של הננס הלבן. לחץ זה תלוי בצפיפות האלקטרונים, ולא בטמפרטורה שלהם.

לחץ הניוון של האלקטרונים הוביל למסקנה כי קיים חסם עליון למסתו של ננס לבן. רעיונות אלו הוצגו על ידי וילהלם אנדרסון (1929) ועל ידי אדמונד סטונר (1930). הערך הידוע כיום לגבול זה נמצא על ידי סוברהמניאן צ'נדראסקאר בשנת 1931 במאמרו "המסה המרבית של ננס לבן אידיאלי". צ'נדראסקאר מצא כי מסתו המרבית של ננס לבן לא מסתובב היא <math>5.7/\mu^2_e</math>, כאשר <math>\mu_e</math> מייצג את היחס בין המשקל האטומי הממוצע למספר האטומי הממוצע. בעת שצ'נדראסקאר פרסם את מאמרו, רווחה הדעה שכוכבים מורכבים מיסודות כבדים, שבהם הערך הממוצע הוא <math>\mu_e=2.5</math>, ומכאן הוא קיבל כי הגבול למסת ננס לבן הוא 0.91 מסות שמש. כיום מקובל שננס לבן של פחמן-חמצן מורכב כמעט בלעדית מפחמן-12 ומחמצן-16. באיזוטופים אלו המספר האטומי הוא בדיוק מחצית מהמשקל האטומי, ולכן <math>\mu_e=2</math>, ומכאן שהמסה המרבית היא 1.44 מסות שמש. גבול זה קרוי כיום גבול צ'נדראסקאר. על תגליות אלה זכה צ'נדראסקאר בשנת 1983, יחד עם ויליאם אלפרד פוֹלֶר, בפרס נובל לפיזיקה.

אם מסתו של ננס לבן תעבור את גבול צ'נדראסקאר בו לא חלות ריאקציות מיזוג גרעיניות, אזי הלחץ שמפעילים האלקטרונים לא יאזן את כוח הכבידה, והננס יקרוס לכדי כוכב נייטרונים או לחור שחור. לעומת זאת, בננס לבן של פחמן-חמצן שאליו עוברת מסה מכוכב שכן תחול ראקציית מיזוג גרעינית, ותתרחש סופרנובה מסוג Ia במהלכה הננס הלבן יושמד, לפני הגעתו לגבול המסה.

לננסים לבנים יש בהירות מוחלטת נמוכה, ולכן הם ממוקמים באזור נפרד בדיאגרמת HR, המראה את הקשר בין בהירות הכוכב לטמפרטורת פני השטח שלו.

===הקשר בין המסה לרדיוס===
ניתן לפתח באופן גס את הקשר בין המסה לרדיוס של ננס לבן, על ידי שימוש בשיקול של מינימום אנרגיה. ניתן להעריך את האנרגיה של ננס הלבן כסכום של האנרגיה הפוטנציאלית והאנרגיה הקינטית שלו. האנרגיה הפוטנציאלית הכבידתית ליחידת מסה בננס הלבן, E<sub>g</sub>, תהיה מסדר הגודל של <math>\frac{-GM}{R}</math>, כאשר G הוא קבוע הכבידה, M היא מסת הננס הלבן ו-R הוא רדיוסו.

האנרגיה הקינטית ליחידת מסה בננס הלבן, E<sub>k</sub>, מקורה בתנועת האלקטרונים כך שהיא תהיה מסדר הגודל של <math>\frac{Np^2}{2m}</math>, כאשר p הוא התנע הממוצע האלקטרונים, m היא מסת האלקטרון, ו-N הוא מספר האלקטרונים ליחידת מסה. משום שהחומר בננס הלבן מנוון - כלומר הלחץ שבו נובע מקרבת הפרמיונים ומעקרון האיסור של פאולי, ניתן להעריך כי p הוא מסדר הגודל של האי-ודאות בתנע, Δp; כעת, לפי עקרון אי הוודאות, מכפלת אי-הוודאות במיקומו של חלקיק באי-הוודאות בתנע שלו גדולה מקבוע פלאנק המצומצם (&#295;). אי-הוודאות במקום, Δx תהיה מסדר הגודל של המרחק הממוצע בין האלקטרונים - n<sup>-1/3</sup> (כאשר n הוא מספר האלקטרונים ליחידת נפח). משום שיש N×M אלקטרונים בננס הלבן, והנפח פרופורציוני ל- R³, מספר האלקטרונים ליחידת נפח יהיה פרופורציוני ל- <math>\frac{NM}{R^3}</math>.

אם כן, האנרגיה הקינטית ליחידת מסה, E<sub>k</sub> היא:

::<math>E_k \approx \frac{N (\Delta p)^2}{2m} \approx \frac{N \hbar^2 n^{2/3}}{2m} \approx \frac{M^{2/3} N^{5/3} \hbar^2}{2m R^2}</math>

הננס הלבן יהיה בשיווי משקל כאשר האנרגיה הכוללת שלו, E<sub>p</sub>+E<sub>k</sub> תהיה מינימלית. בשלב זה, האנרגיה הקינטית והאנרגיה הפוטנציאלית תהיינה מאותו סדר גודל. לכן:

::<math>E_k \approx \frac{N (\Delta p)^2}{2m} \approx \frac{N \hbar^2 n^{2/3}}{2m} \approx \frac{M^{2/3} N^{5/3} \hbar^2}{2m R^2}</math>

כאשר מבודדים את R, רדיוס הננס הלבן, מקבלים:

::<math> R \approx \frac{N^{5/3} \hbar^2}{2m GM^{1/3}}</math>

לכן, הקשר בין רדיוס הננס הלבן למסתו הוא:

::<math>R \sim \frac{1}{M^{1/3}}</math>

דהיינו, הרדיוס פרופורציוני ביחס הפוך לחזקה השלישית של מסת הננס הלבן.

הפתרון משתמש בנוסחה הלא יחסותית <math>E_k=p^2/2m</math>, ולכן היחס המתקבל אינו יחסותי. על מנת לנתח את המערכת עבור אלקטרונים הנעים במהירות הקרובה למהירות האור, האנרגיה הקינטית של האלקטרונים תהיה בקירוב <math>pc</math> (מכפלת התנע במהירות האור). לכן:

::<math>E_{k\ {\rm relativistic}} \approx \frac{M^{1/3} N^{4/3} \hbar c}{R}</math>

אם משווים את גודל זה לאנרגיה הפוטנציאלית, מתקבל ש-R מצטמצם ויוצא שהמסה חייבת להיות:

::<math>M_{\rm limit} \approx N^2 \left(\frac{\hbar c}{G}\right)^{3/2}</math>

גרפים של הרדיוס כתלות במסה של ננס לבן. העקום הכחול מתאר מודל לא יחסותי, והעקום הירוק מתאר מודל יחסותי. הקו האדום מייצג את גבול צ'נדראסקאר, שבו הרדיוס מתאפס. μ<sub>e</sub> נקבע ל-2

על מנת לפרש תוצאה זו, יש לשים לב לכך שכאשר מסת הננס הלבן גדלה, רדיוסו קטן. לכן, לפי עקרון אי הוודאות, התנע גדל, כלומר המהירות של האלקטרונים גדלה. כאשר המהירות הזו מתקרבת למהירות האור, הביטוי הנ"ל מדויק יותר, כלומר המסה של הננס הלבן מגיעה למסתו הגבולית. על כן, מסתו המרבית של ננס לבן היא M<sub>limit</sub> - מסה גבוהה מזו פירושה שהאלקטרונים ינועו במהירות העולה למהירות האור, בניגוד לעקרונות תורת היחסות.

ניתן להגיע לקשר מדויק יותר באמצעות פיתוח של משוואת מצב עבור הננס הלבן. ממשוואה זו עולה הקשר בין הצפיפות ללחץ בחומר של הננס הלבן. אם הלחץ והצפיפות קבועים כפונקציה של המרחק מהמרכז, אזי פתרון מערכת המשוואות של המשוואה ההידרוסטטית ושל משוואת המצב ייתן את מבנה הננס הלבן בשיווי משקל. לפי הפיתוח הלא יחסותי מקבלים שהרדיוס פרופורציוני ביחס הפוך לשורש השלישי של המסה. תיקונים יחסותיים מגלים שהרדיוס של הננס הלבן מתאפס בגבול מסה סופי. הגבול הזה הוא גבול צ'נדראסקאר - הגבול שבו הננס הלבן כבר לא נתמך על ידי לחץ הניוון של האלקטרונים.

כל החישובים הללו מתייחסים לננס לבן שאינו סב על צירו. אם הננס הלבן מסתובב, המשוואה ההידרוסטטית חייבת לקחת בחשבון את הכוח הצנטריפוגלי המדומה הנובע ממערכת הייחוס הלא אינרציאלית המסתובבת. עבור ננס לבן המסתובב במהירות אחידה וקצובה, גבול המסה המרבית גדל אך במעט. אם הננס הלבן מסתובב בקצב שאינו אחיד ומזניחים את השפעת הצמיגות, אזי, כפי שקבע פרד הויל ב-1947, לא קיים חסם עליון למסתו, כך שמתקיים שיווי משקל סטטי.

===קרינה והתקררות===
הקרינה הנצפית שנפלטת על ידי ננס לבן נעה בטווח צבעים (או אורכי גל) רחב. קרינה זו נעה בין אור כחול-לבן של כוכב סדרה ראשית מסוג O, לבין אור אדום של ננס אדום מסוג M. טמפרטורת פני השטח של ננס לבן יכולה לנוע בין 150,000 קלווין ל-4,000 קלווין. לפי חוק סטפן-בולצמן, עוצמת הקרינה גדלה עם הטמפרטורה (וליתר דיוק עם ריבוע הטמפרטורה). טמפרטורה זו מתאימה לעוצמת קרינה בתחום שבין פי 100 מזו של השמש, לבין פי 10<sup>-5</sup> מזו של השמש. ננסים לבנים חמים, עם טמפרטורה של 30,000 קלווין או יותר פולטים קרינת רנטגן "רכה", כלומר בעלת אנרגיה נמוכה. לכן ניתן לחקור את הרכבם של ננסים לבנים אלו באמצעות טכניקות של אסטרונומיה של קרינת UV או רנטגן.

השוואה בין הננס הלבן IK Pegasi B (במרכז) לבן זוגו IK Pegasi A (שמאל) ובין [[השמש. טמפרטורת פני השטח של הננס הלבן הזה היא כ-35,000 קלווין.]]

בהנחה שהננס הלבן לא סופח חומר מכוכבים שכנים, מקור הקרינה הזו הוא באנרגיית החום הפנימית שלו. אנרגיה זו דועכת עם הזמן, ויוצאת בצורה של קרינה אלקטרומגנטית. משום שלננסים לבנים שטח פנים קטן מאוד, הספק קרינת החום שלהם נמוך ביותר, והם נותרים חמים לאורך זמן. כאשר ננס לבן מתקרר, טמפרטורת פני השטח שלו יורדת, הקרינה הנפלטת הופכת לאדומה יותר (כלומר, אורך הגל שלה גדל) ובהירותו דועכת. משום שהממשק היחיד להוצאת האנרגיה של הננס הלבן הוא הקרינה, קצב ההתקררות דועך עם הזמן. לשם ההמחשה, ננס לבן בן 0.59 מסות שמש בטמפרטורה של 7140 קלווין יתקרר ב-500 מעלות תוך כ-0.3 מיליארד שנים. הוא ימשיך להתקרר ב-500 מעלות כעבור עוד 0.4 מיליארד שנים, וב-500 מעלות נוספות רק מקץ עוד 1.1 מיליארד שנים. על אף שבתחילת דרכו ננס לבן מורכב מפלזמה (כלומר, תערובת של גרעיני אטומים ואלקטרונים), מחקרים ניבאו בשנות ה-60 שננס לבן יהפוך בשלב מסוים לגביש, כאשר תהליך ההתגבשות יחל במרכזו. בשנת 1995 מדידות סייסמוגרפיות אסטרונומיות של ננסים לבנים אפשרו בחינה תצפיתית של השערת ההתגבשות. ב-2004 צוות של חוקרים מאוניברסיטת הרווארד העריך על סמך מדידות אלו שכ-90% מהמסה של הננס הלבן BPM 37093 התגבשה.

טמפרטורת פני השטח של רוב הננסים הלבנים שנצפו עד היום גבוהה יחסית, ונעה בין 8,000 ל-40,000 קלווין. אולם, משום שננס לבן מתקרר בהדרגה, פרק הזמן שבו לננס הלבן יש טמפרטורה גבוהה קצר יחסית. על כן, יש להניח שיש יותר ננסים לבנים קרים מאשר חמים. עם זאת, רק למעטים מהננסים הלבנים שנצפו עד היום יש טמפרטורת פני שטח נמוכה מ-4,000 קלווין. הסיבה לכך היא שגיל היקום הוא סופי. כלומר, הננסים הלבנים הזקנים ביותר לא הספיקו להתקרר לטמפרטורה של פחות מ-4,000 קלווין. על סמך זאת ניתן להעריך מתי החלו להיווצר ננסים לבנים. ההערכה הנוכחית עומדת על 8 מיליארד שנים.

באופן תאורטי, ננס לבן יתקרר לכדי ננס שחור, שנמצא בשיווי משקל תרמי עם סביבתו ועם קרינת הרקע הקוסמית; אולם בגלל קצב ההתקררות האיטי, לא ידוע על קיומם של ננסים שחורים כיום.

===אטמוספירה===
על אף שנהוג לחשוב שרוב הננסים הלבנים מורכבים מפחמן וחמצן, ספקטרוסקופיה של האטמוספירה מגלה שהיא מורכבת בעיקר ממימן או מהליום. היסוד השכיח ביותר באטמוספירה נמצא בשיעור הגבוה פי 1000 מכל יסוד אחר. הסיבה לכך נובעת מהכבידה החזקה הפועלת בפני השטח. הכבידה החזקה שבפני השטח מפרידה את האטומים שבאטמוספירה, כך שהיסודות הכבדים נמצאים מתחת ליסודות הקלים. האטמוספירה של ננס לבן עשויה להכיל שאריות משכבות הענק האדום וחומר בין כוכבי. האטמוספירה מהווה כ- 1/10,000 ממסת הננס הלבן.

{| class="wikitable" style="float: left"
|colspan="2" | מאפיינים ראשוניים ומשניים
|- 
| A
| קיימים קווי H, לא קיימים קווי He I או מתכת
|-
| B
| קווי He I, לא קיימים קווי מתכת
|-
| C
| ספקטרום רציף
|-
| O
| קווי He II, מלווים בקווי He I או H
|-
| Z
 | קווי מתכת
|-
| Q
 | קווי פחמן
|-
| X
| ספקטרום לא מוגדר
|-
|colspan="2" | מאפיינים משניים בלבד
|-
| P
| ננס לבן מגנטי עם אור מקוטב
|-
| H
 | ננס לבן מגנטי ללא קיטוב
|-
| E
| קווי פליטה ברורים
|-
| V
| משתנה
|- 
|colspan="2" style="text-align:center" | White dwarf spectral types
|}

אף על פי שהשכבות החיצוניות דקות, הן קובעות את ההתפתחות התרמית של הננס הלבן. החלק הפנימי של הננס הלבן, המורכב מאלקטרונים מנוונים, מוליך חום היטב. לכן, רוב המסה של הננס הלבן היא איזותרמית ובעלת טמפרטורה גבוהה מאוד. לננס לבן שטמפרטורת פני השטח שלו היא בין 8,000 ל-16,000 קלווין, תהיה ליבה בעלת טמפרטורה בתחום שבין 5,000,000 ל-20,000,000 קלווין. הננס הלבן נותר חם לאורך זמן הודות ל"אטימות" השכבות החיצוניות שלו לקרינה.

הניסיון הראשון למיין את ספקטרום הפליטה של ננסים לבנים נעשה על ידי ג'. פ. קויפר בשנת 1941. השיטה הנוכחית למיון ננסים לבנים על פי הספקטרום שלהם פותחה על ידי אדווארד סיון ב-1984. שיטת המיון מבוססת על רצף אותיות ומספרים. כל רצף מורכב מהאות D, ולאחריה אות המייצגת את המאפיין הראשי של הספקטרום (כפי שמופיע בטבלה). בהמשך מופיע מספר חסר יחידות המייצג את הטמפרטורה (50,400 קלווין, מחולק בטמפרטורת הננס הלבן).

לדוגמה, ננסים לבנים בעלי סיווג ספקטרלי DA הם בעלי אטמוספירה המורכבת בעיקר ממימן. כוכבים אלו מהווים כ-75% מכלל הננסים הלבנים. ליתר הסיווגים (DB, DC, DO, DZ, DQ) יש אטמוספירה המורכבת בעיקר מהליום. בהיעדר מתכות ופחמן, הסיווג הספקטרלי של הננס הלבן תלוי רק בטמפרטורה שלו. בין 100,000 ל-45,000 קלווין, הסיווג יהיה DO, עם הליום מיונן חלקית. בין 30,000 ל-12,000 קלווין הסיווג יהיה DB, עם קווים של הליום נייטרלי. בטמפרטורה נמוכה מ-12,000 קלווין, הספקטרום יהיה נטול מאפיינים כלשהם - DC.

===שדה מגנטי===
פטריק בלאקט שיער ב-1947 את קיומם של שדות מגנטיים בעלי עוצמה של כמיליון גאוס בננסים לבנים, בעקבות חוק פיזיקלי שהציע, שלפיו גוף מסתובב, לא טעון, ייצור שדה מגנטי בעוצמה הפרופורציונית לתנע הזוויתי שלו. חוק זה מעולם לא התקבל, ובשנות ה-50 בלאקט דחה אותו. בשנות ה-60 הוצע כי לננסים לבנים יש שדה מגנטי בגלל שימור השטף המגנטי הכולל במהלך המעבר מכוכב רגיל לננס לבן. שדה מגנטי בגודל של כ-100 גאוס על פני השטח של הכוכב המקורי יהפוך לשדה מגנטי בגודל של כ-10<sup>6</sup> גאוס לאחר שהכוכב התכווץ ברדיוסו פי 100. הננס הלבן הראשון שאצלו נמדד שדה מגנטי הוא GJ742 ב-1970. השדה שלו בפני השטח הוא 300 מיליון גאוס. מאז נמדדו שדות מגנטיים ביותר מ-100 ננסים לבנים, בין 2,000 ל-10<sup>9</sup> גאוס. לפי הערכות, לכ-10% מכלל הננסים הלבנים יש שדה מגנטי בעוצמה של למעלה ממיליון גאוס.

==ננסים לבנים משתנים==
מחישובים מוקדמים עולה כי ייתכנו ננסים לבנים שבהירותם משתנה אחת לכ-10 שניות. חיפושים אחר ננסים לבנים שכאלו בשנות השישים לא העלו תוצאות. הננס הלבן המשתנה הראשון שנמדד היה HL Tau 76, וזמן המחזור שלו היה 12.5 דקות. הסיבה לזמן המחזור הארוך ביחס למצופה היא תנודות לא רדיאליות של גלי כבידה.

==ננסים לבנים במערכות מרובות כוכבים==
===סופרנובה מסוג Ia===
ציור של מערכת כוכב כפולה, בה ננס לבן (מימין, במרכזה של [[דיסקת ספיחה) סופח אליו חומר מכוכב שהגיע לשלב כוכב ענק]]
ננס לבן עשוי לספוח אליו חומר מסביבתו, עד שמסתו תעבור את גבול צ'נדראסקאר. בשלב זה לחץ הניוון של האלקטרונים לא יספיק כדי לאזן את כוח הכבידה והננס לבן יתחיל לקרוס. העלייה בטמפרטורה תתחיל תהליך היתוך מואץ אשר יוביל לפיצוץ סופרנובה, במהלכה הננס הלבן נהרס. מאחר שסופרנובות מסוג Ia מתרחשות קרוב לגבול צ'נדראסקאר, עוצמתן כמעט אחידה לגמרי, מה שמאפשר שימוש בהן כנר תקני. באמצעות שימוש כזה, גילה צוות בראשות בריאן שמידט בשנת 1998, שהתפשטות היקום מואצת. המחקר נערך על ידי אדם ריס, והגילוי הזה הוביל להנחה של קיום אנרגיה אפלה. הגילוי זיכה את שמידט, ריס וסול פרלמוטר בפרס נובל בפיזיקה לשנת 2011.

==קישורים חיצוניים==

* 
* 
* [http://astroclub.tau.ac.il/video_h.html#stars הרצאות וידאו בנושא ננסים לבנים וגופים קומפקטים], באתר [http://astroclub.tau.ac.il המועדון האסטרונומי]
* 
* 

*
קטגוריה:שלבים במחזור החיים של כוכבים
לבן