सफेद बौना: विशेषताओं, संरचना, गठन, प्रकार - आर्टे - 2025

एक सफेद बौना अपने विकास के अंतिम चरणों में एक तारा है, जिसने पहले से ही अपने कोर में सभी हाइड्रोजन का उपयोग किया है, साथ ही साथ इसके आंतरिक रिएक्टर में ईंधन भी। इन परिस्थितियों में, तारा ठंडा हो जाता है और अपने गुरुत्वाकर्षण के कारण आश्चर्यजनक रूप से सिकुड़ जाता है।

इसमें केवल अपने अस्तित्व के दौरान ही गर्मी जमा होती है, इसलिए एक तरह से सफेद बौना उस अंगारे की तरह होता है जो एक विशालकाय अलाव के बाहर रखने के बाद रहता है। इसकी गर्मी की आखिरी सांस आने से लाखों साल पहले ही इसे ठंडी और अंधेरी वस्तु में बदल देगी।

चित्रा 1. बाइनरी सिस्टम सिरियस ए (मुख्य स्टार) और चंद्रा द्वारा ली गई एक्स-रे में सिरियस बी (सफेद बौना)। स्रोत: विकिमीडिया कॉमन्स

खोज

हालाँकि अब उन्हें प्रचुर मात्रा में जाना जाता है, वे कभी भी आसान नहीं होते क्योंकि वे बहुत छोटे होते हैं।

पहला सफेद बौना 1783 में विलियम हर्शेल द्वारा खोजा गया था, एरिडानी स्टार सिस्टम 40 के हिस्से के रूप में, नक्षत्र एरिडानो में, जिसका सबसे चमकीला सितारा अचर्नार है, जो सर्दियों के दौरान दक्षिण (उत्तरी गोलार्ध में) को दिखाई देता है।

४० एरिडानी तीन तारों से बनी है, उनमें से एक ४० एरिडेन ए नग्न आंखों को दिखाई देती है, लेकिन ४० एरिडानी बी और ४० एरिडानी सी बहुत छोटी हैं। B एक सफेद बौना है, जबकि C एक लाल बौना है।

40 साल बाद, 40 एरिडानी प्रणाली की खोज के बाद, जर्मन खगोलशास्त्री फ्रेडरिक बेसेल ने 1840 में पता लगाया कि कैनिस मेजर के सबसे चमकीले सितारे सिरियस के पास एक विवेकशील साथी है।

बेसेल ने सीरियस के प्रक्षेपवक्र में छोटे साइनुसाइट्स का अवलोकन किया, जिसका स्पष्टीकरण एक और छोटे स्टार की निकटता नहीं हो सकता है। इसे शानदार सीरियस ए की तुलना में लगभग 10,000 गुना डिमरियस सीरियस बी कहा जाता था।

यह पता चला कि सिरियस बी नेप्च्यून की तुलना में छोटा या छोटा था, लेकिन अविश्वसनीय रूप से उच्च घनत्व और 8000 K की सतह के तापमान के साथ। और चूंकि सीरियस बी का विकिरण सफेद स्पेक्ट्रम से मेल खाता है, इसलिए इसे "सफेद बौना" के रूप में जाना जाता है।

और तब से, इन विशेषताओं वाले प्रत्येक स्टार को कहा जाता है, हालांकि सफेद बौने भी लाल या पीले हो सकते हैं, क्योंकि उनके पास विभिन्न प्रकार के तापमान होते हैं, सफेद सबसे आम है।

विशेषताएँ

तिथि करने के लिए, सफेद बौनों के रूप में वर्गीकृत किए गए कुछ 9000 सितारों को प्रलेखित किया गया है, स्लोन डिजिटल स्काई सर्वे (एसडीएसएस) के अनुसार, एक परियोजना जिसे ज्ञात ब्रह्मांड के विस्तृत तीन-आयामी नक्शे बनाने के लिए समर्पित किया गया है। जैसा कि हमने कहा है, उनकी कमजोर चमक के कारण उन्हें खोजना आसान नहीं है।

सन के आसपास के क्षेत्र में काफी कुछ सफ़ेद बौने हैं, उनमें से कई की खोज 1900 के दशक के प्रारंभ में खगोलशास्त्री जी। कुपर और डब्ल्यू लुटेन ने की थी। इसलिए, इसकी मुख्य विशेषताओं को उपलब्ध तकनीक के अनुसार, आसानी के साथ अध्ययन किया गया है।

सबसे बकाया हैं:

- छोटे आकार, किसी ग्रह के समतुल्य।

- उच्च घनत्व।

- कम चमक।

- 100000 और 4000 K की सीमा में तापमान।

- उनके पास एक चुंबकीय क्षेत्र है।

- उनके पास हाइड्रोजन और हीलियम का वातावरण है।

- गहन गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र।

- विकिरण के कारण कम ऊर्जा हानि, यही वजह है कि वे बहुत धीरे-धीरे शांत होते हैं।

तापमान और चमक के लिए धन्यवाद, यह ज्ञात है कि उनकी रेडी बहुत छोटी हैं। एक सफेद बौना जिसकी सतह का तापमान सूर्य के समान है, अपनी चमक के एक हजारवें हिस्से को बमुश्किल से बाहर निकालता है। इसलिए, बौने की सतह बहुत छोटी होनी चाहिए।

चित्रा 2. सिरियस बी और शुक्र ग्रह का व्यास लगभग समान है। टैग

उच्च तापमान और छोटे त्रिज्या का यह संयोजन स्टार को सफेद दिखाई देता है, जैसा कि ऊपर बताया गया है।

उनकी संरचना के बारे में, यह अनुमान लगाया जाता है कि उनके पास एक क्रिस्टलीय प्रकृति का एक ठोस नाभिक है, जो गैसीय अवस्था में पदार्थ से घिरा हुआ है।

यह एक स्टार के परमाणु रिएक्टर में होने वाले क्रमिक परिवर्तनों के कारण संभव है: हाइड्रोजन से हीलियम तक, हीलियम से कार्बन तक और कार्बन से भारी तत्वों तक।

यह एक वास्तविक संभावना है, क्योंकि इस तरह के ठोस कोर के अस्तित्व के लिए बौने के कोर में तापमान काफी कम है।

वास्तव में, एक सफेद बौना माना जाता है कि हाल ही में एक 4000 किमी व्यास का हीरा कोर खोजा गया था, जो पृथ्वी से 53 प्रकाश वर्ष दूर नक्षत्र अल्फा सेंटॉरी में स्थित है।

सफेद बौनों का घनत्व

श्वेत बौनों के घनत्व का प्रश्न 19 वीं सदी के अंत और 20 वीं सदी की शुरुआत में खगोलविदों के बीच भारी अड़चन था। गणना बहुत उच्च घनत्व की ओर इशारा करती है।

एक सफेद बौना हमारे सूरज के 1.4 गुना तक बड़े पैमाने पर हो सकता है, जो पृथ्वी के आकार के लिए संकुचित होता है। इस तरह, इसका घनत्व पानी की तुलना में एक लाख गुना अधिक है और ठीक वही है जो सफेद बौने को बनाए रखता है। यह कैसे संभव है?

क्वांटम यांत्रिकी का दावा है कि इलेक्ट्रॉनों जैसे कण केवल कुछ ऊर्जा स्तरों पर कब्जा कर सकते हैं। एक सिद्धांत भी है जो परमाणु नाभिक के आसपास इलेक्ट्रॉनों की व्यवस्था को सीमित करता है: पाउली अपवर्जन सिद्धांत।

पदार्थ की इस संपत्ति के अनुसार, दो इलेक्ट्रॉनों के लिए एक ही सिस्टम के भीतर एक ही क्वांटम स्थिति होना असंभव है। और इसके अलावा, आम तौर पर सभी अनुमत ऊर्जा स्तरों पर आमतौर पर कब्जा नहीं किया जाता है, केवल कुछ ही होते हैं।

यह बताता है कि क्यों स्थलीय पदार्थों के घनत्व केवल कुछ ग्राम प्रति घन सेंटीमीटर के क्रम पर हैं।

पतित बात

प्रत्येक ऊर्जा स्तर एक निश्चित मात्रा में होता है, ताकि एक स्तर पर रहने वाला क्षेत्र दूसरे के साथ ओवरलैप न हो। इस तरह, एक ही ऊर्जा के साथ दो स्तर समस्या के बिना सह-अस्तित्व में आ सकते हैं, जब तक कि वे ओवरलैप नहीं करते हैं, क्योंकि इसमें अध: पतन का एक बल होता है जो इसे रोकता है।

यह एक प्रकार का क्वांटम अवरोध पैदा करता है जो किसी तारे में पदार्थ के संकुचन को सीमित करता है, एक दबाव बनाता है जो गुरुत्वाकर्षण के पतन की भरपाई करता है। यह सफेद बौने की अखंडता को बनाए रखता है।

इस बीच, इलेक्ट्रॉन सभी संभव ऊर्जा पदों को भरते हैं, तेजी से सबसे कम लोगों को भरते हैं और केवल उन लोगों को जो उच्चतम ऊर्जा उपलब्ध हैं।

इन परिस्थितियों में, सभी ऊर्जा राज्यों के कब्जे के साथ, मामला ऐसी स्थिति में है कि भौतिकी में एक अध: पतन राज्य कहा जाता है। यह अपवर्जन सिद्धांत के अनुसार अधिकतम संभव घनत्व की स्थिति है।

लेकिन चूंकि इलेक्ट्रॉनों की स्थिति में अनिश्चितता of x कम से कम है, उच्च घनत्व के कारण, हेइज़ेनबर्ग अनिश्चितता सिद्धांत द्वारा, रैखिक क्षण में अनिश्चितता will p बहुत बड़ी होगी, △ x की लघुता की पूर्ति और पूर्ति करने के लिए इसलिए:

△ x △ पी ≥ ћ / २

जहां Plan h / 2π है, जहां h, प्लैंक की स्थिरांक है। इस प्रकार, इलेक्ट्रॉनों की गति प्रकाश की गति के करीब पहुंचती है और दबाव बढ़ता है, क्योंकि टकराव भी बढ़ता है।

यह क्वांटम दबाव, जिसे फर्मी दबाव कहा जाता है, तापमान से स्वतंत्र है। यही कारण है कि एक सफेद बौने में पूर्ण शून्य सहित किसी भी तापमान पर ऊर्जा हो सकती है।

क्रमागत उन्नति

खगोलीय टिप्पणियों और कंप्यूटर सिमुलेशन के लिए धन्यवाद, हमारे सूर्य की तरह एक विशिष्ट तारे का निर्माण निम्नानुसार किया जाता है:

- सबसे पहले, हाइड्रोजन और हीलियम धूल प्रचुर मात्रा में हाइड्रोजन और हीलियम कंडेन्स में गुरुत्वाकर्षण के लिए धन्यवाद, प्रोटोस्टार को बढ़ाने के लिए, एक युवा तारकीय वस्तु। प्रोटोस्टार एक तेजी से सिकुड़ता क्षेत्र है, जिसका तापमान लाखों वर्षों के दौरान धीरे-धीरे बढ़ता है।

- एक बार एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान पहुंच जाता है और तापमान बढ़ने के साथ, परमाणु रिएक्टर को तारे के अंदर चालू कर दिया जाता है। जब ऐसा होता है, तो हाइड्रोजन संलयन शुरू होता है और तारा तथाकथित मुख्य अनुक्रम में जुड़ जाता है (चित्र 3 देखें)।

- समय के बाद, नाभिक में हाइड्रोजन समाप्त हो जाता है और तारे की सबसे बाहरी परतों में हाइड्रोजन का प्रज्वलन शुरू होता है, साथ ही नाभिक में हीलियम की भी।

- तारा का विस्तार, चमक में वृद्धि, उसके तापमान में कमी और लाल हो जाना। यह लाल विशालकाय चरण है।

- तारे की सबसे बाहरी परतें तारकीय हवा की बदौलत अलग हो जाती हैं और एक ग्रह नीहारिका का निर्माण करती हैं, हालांकि इसमें कोई ग्रह नहीं हैं। यह निहारिका तारे के मूल (अधिक गर्म) को घेर लेती है, जो एक बार हाइड्रोजन आरक्षित समाप्त हो जाने के बाद, भारी तत्वों को बनाने के लिए हीलियम को जलाना शुरू कर देती है।

- नेबुला विघटित हो जाता है, जिससे मूल तारा का संकुचन कोर निकल जाता है, जो सफेद बौना बन जाता है।

हालांकि परमाणु संलयन अभी भी सामग्री होने के बावजूद बंद हो गया है, तारे में अभी भी गर्मी का एक अविश्वसनीय भंडार है, जो विकिरण द्वारा बहुत धीरे-धीरे निकलता है। यह चरण लंबे समय तक रहता है (लगभग 10 ¹⁰ वर्ष, ब्रह्मांड की अनुमानित आयु)।

- एक बार ठंडा होने पर, यह जो प्रकाश उत्सर्जित कर रहा था वह पूरी तरह से गायब हो जाता है और सफेद बौना एक काला बौना बन जाता है।

चित्रा 3. सितारों का जीवन चक्र। स्रोत: विकिमीडिया कॉमन्स आरएन बेली

सूर्य का विकास

सबसे अधिक संभावना है, हमारे सूर्य, इसकी विशेषताओं के कारण, वर्णित चरणों से गुजरते हैं। आज सूर्य मुख्य क्रम में एक वयस्क तारा है, लेकिन सभी तारे इसे कुछ समय पहले या बाद में छोड़ देते हैं, हालांकि उनका अधिकांश जीवन वहीं व्यतीत होता है।

अगले लाल विशालकाय मंच में प्रवेश करने के लिए कई लाखों साल लगेंगे। जब ऐसा होता है, तो पृथ्वी और अन्य आंतरिक ग्रहों को उगते हुए सूर्य द्वारा उतारा जाएगा, लेकिन इससे पहले, महासागर सबसे अधिक वाष्पित हो जाएंगे और पृथ्वी एक रेगिस्तान बन गई होगी।

सभी सितारे इन चरणों से नहीं गुजरते हैं। यह उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। जो सूर्य की तुलना में बहुत अधिक विशाल हैं, उनका अधिक शानदार अंत है क्योंकि वे सुपरनोवा के रूप में समाप्त होते हैं। इस मामले में अवशेष एक अजीबोगरीब खगोलीय वस्तु हो सकती है, जैसे कि ब्लैक होल या न्यूट्रॉन स्टार।

चंद्रशेखर सीमा

1930 में, सुब्रह्मण्यन चंद्रशेखर नामक एक 19 वर्षीय हिंदू खगोल वैज्ञानिक ने सितारों में एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान के अस्तित्व को निर्धारित किया।

एक तारा जिसका द्रव्यमान इस महत्वपूर्ण मान से कम है, एक सफेद बौने के मार्ग का अनुसरण करता है। लेकिन अगर उसका द्रव्यमान शीर्ष पर है, तो उसके दिन एक भारी विस्फोट में समाप्त हो जाते हैं। यह चंद्रशेखर सीमा है और हमारे सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 1.44 गुना है।

इसकी गणना इस प्रकार की जाती है:

यहाँ N प्रति इकाई द्रव्यमान के इलेक्ट्रॉनों की संख्या है, ck प्लैंक की स्थिरांक 2π से विभाजित है, c निर्वात में प्रकाश की गति है और G सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण स्थिरांक है।

इसका मतलब यह नहीं है कि सूर्य से बड़े तारे सफेद बौने नहीं बन सकते। मुख्य अनुक्रम में अपने पूरे रहने के दौरान, तारा लगातार द्रव्यमान खो देता है। यह अपने लाल विशाल और ग्रह नीहारिका अवस्था में भी ऐसा करता है।

दूसरी ओर, एक बार सफेद बौने में तब्दील हो जाने के बाद, तारा का शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण दूसरे पास के तारे से द्रव्यमान को आकर्षित कर सकता है और अपनी वृद्धि कर सकता है। एक बार चंद्रशेखर की सीमा पार हो जाने के बाद, बौना का अंत - और दूसरा सितारा - यहाँ वर्णित के रूप में धीमा नहीं हो सकता है।

यह निकटता विलुप्त परमाणु रिएक्टर को फिर से शुरू कर सकती है और एक जबरदस्त सुपरनोवा विस्फोट (सुपरनोवा ईए) को जन्म दे सकती है।

रचना

जब किसी तारे के नाभिक में हाइड्रोजन को हीलियम में बदल दिया जाता है, तो यह कार्बन और ऑक्सीजन परमाणुओं को फ्यूज करने लगता है।

और जब हीलियम रिजर्व बदले में समाप्त हो जाता है, तो सफेद बौना मुख्य रूप से कार्बन और ऑक्सीजन से बना होता है, और कुछ मामलों में नियॉन और मैग्नीशियम, बशर्ते कि नाभिक में इन तत्वों को संश्लेषित करने के लिए पर्याप्त दबाव होता है।

चित्रा 4. तारा AE Aquarii एक स्पंदित सफेद बौना है। स्रोत: नासा विकिमीडिया कॉमन्स के माध्यम से।

संभवतः बौने में हीलियम या हाइड्रोजन का एक पतला वातावरण होता है, चूंकि तारे की सतह का गुरुत्वाकर्षण अधिक होता है, इसलिए भारी तत्व केंद्र में जमा हो जाते हैं, जो सतह पर हल्के होते हैं।

कुछ बौनों में नियॉन परमाणुओं को फ्यूज़ करना और ठोस लौह नाभिक बनाना भी संभव है।

प्रशिक्षण

जैसा कि हमने पिछले पैराग्राफों में कहा है कि, सफेद बौना अपने हाइड्रोजन रिज़र्व को नष्ट करने के बाद बनता है। फिर यह सूज जाता है और फिर एक ग्रह नीहारिका के रूप में पदार्थ को बाहर निकालता है, जिससे नाभिक अंदर रह जाता है।

यह कोर, पतित पदार्थ से बना है, जिसे एक सफेद बौना तारा के रूप में जाना जाता है। एक बार जब इसका संलयन रिएक्टर बंद हो जाता है, तो यह अपनी सभी थर्मल ऊर्जा और इसकी चमक खो देता है, धीरे-धीरे सिकुड़ता है और ठंडा होता है।

सफेद बौनों के प्रकार

सफेद बौनों सहित सितारों को वर्गीकृत करने के लिए, वर्णक्रमीय प्रकार का उपयोग किया जाता है, जो बदले में तापमान पर निर्भर करता है। बौने सितारों का नाम लेने के लिए, एक राजधानी डी का उपयोग किया जाता है, इसके बाद इनमें से एक अक्षर: ए, बी, सी, ओ, जेड, क्यू, एक्स। ये अन्य अक्षर: पी, एच, ई और वी विशेषताओं की एक और श्रृंखला को दर्शाते हैं, बहुत कुछ अधिक विशेष रूप से

इनमें से प्रत्येक अक्षर स्पेक्ट्रम की एक प्रमुख विशेषता को दर्शाता है। उदाहरण के लिए, एक डीए तारा एक सफेद बौना है जिसके स्पेक्ट्रम में हाइड्रोजन रेखा होती है। और एक डीएवी बौने में हाइड्रोजन रेखा होती है और इसके अलावा, वी इंगित करता है कि यह एक चर या स्पंदित तारा है।

अंत में, तापमान सूचकांक n को इंगित करने के लिए अक्षरों की श्रृंखला में 1 और 9 के बीच एक संख्या जोड़ी जाती है:

n = 50400 / तारा का प्रभावी टी

सफेद बौनों का एक और वर्गीकरण उनके द्रव्यमान पर आधारित है:

- लगभग 0.5 M सूर्य

- औसत द्रव्यमान: 0.5 और 8 गुना एम सोल के बीच

- सूर्य के द्रव्यमान का 8 से 10 गुना के बीच।

सफेद बौनों के उदाहरण

- तारामंडल में सीरियस बी, रात के सबसे चमकीले तारे सिरियस ए के साथी कैन मेजर हैं। यह सभी का निकटतम सफेद बौना है।

- एई एक्वारि एक सफेद बौना है जो एक्स-रे दालों का उत्सर्जन करता है।

- 40 एरिडानी बी, 16 प्रकाश वर्ष दूर। यह दूरबीन से देखने योग्य है

- एचएल ताऊ 67 वृषभ के नक्षत्र से संबंधित है और एक चर सफेद बौना है, जिसकी खोज की गई है।

- DM Lyrae एक बाइनरी सिस्टम का हिस्सा है और एक सफेद बौना है जो 20 वीं शताब्दी में नोवा के रूप में फट गया।

- डब्लूडी बी १६२० एक सफेद बौना है जो एक बाइनरी सिस्टम से संबंधित है। साथी तारा एक स्पंदित तारा है। इस प्रणाली में एक ग्रह है जो उन दोनों की परिक्रमा करता है।

- प्रोसीजन बी, लेसन डॉग के नक्षत्र में प्रोसीओन ए के साथी।

चित्रा 5. प्रोसीओन बाइनरी सिस्टम, सफेद बौना दाईं ओर एक छोटा बिंदु है। स्रोत: फ़्लिकर के माध्यम से Giuseppe Donatiello

संदर्भ

1. कैरोल, बी। आधुनिक खगोल भौतिकी का एक परिचय। 2। संस्करण। पियर्सन।
2. मार्टिनेज, डी। तारकीय विकास। से पुनर्प्राप्त: Google पुस्तकें।
3. ओलीज़ोला, आई। सफ़ेद बौने। से पुनर्प्राप्त: telesforo.aranzadi-zientziak.org।
4. ओस्टर, एल। 1984. आधुनिक खगोल विज्ञान। संपादकीय रिवर्ट।
5. विकिपीडिया। सफेद बौना। से बरामद: तों। wikipedia.org।
6. विकिपीडिया। सफेद बौनों की सूची। En.wikipedia.org से पुनर्प्राप्त।