Blanka nano: Malsamoj inter versioj

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

 

Observante la stelon [[Sirius]]on, [[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 [[duopa stelo|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.

 

Tiu nova kategorio de steloj priskribitas jene: globo pli malpli tiom granda kiom nia [[Tero]]: ĉ. 15 000 km da [[diametro]]. Ĝia [[denseco]] estas ĉ. miloble tiu de akvo. Sed la surfaca [[temperaturo]] altiĝas ĝis ĉ. 7 000 [[kelvino]]j.

 

Laŭ la nunaj teorioj ĝi naskiĝus post la "morto" de stelo pli malpli tiom granda kiom nia 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".

 

{{tradukon|en|angla|White dwarf}}

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

 

 

{{LigoElstara|ca}}

[[mr:श्वेत बटू]]

[[ms:Kerdil putih]]

[[mzn:اسپه کوتوله]]

[[nl:Witte dwerg]]