What is White Dwarf | सफेद बौना क्या है?
एक सफेद बौना, जिसे एक पतित बौना भी कहा जाता है, एक तारकीय कोर अवशेष है जो ज्यादातर इलेक्ट्रॉन-पतित पदार्थ से बना है। एक सफेद बौना बहुत घना है: इसका द्रव्यमान सूर्य के समान है, जबकि इसकी मात्रा पृथ्वी की तुलना में है। एक सफेद बौने की बेहोश चमक संग्रहीत थर्मल ऊर्जा के उत्सर्जन से आती है; सफ़ेद बौने में कोई संलयन नहीं होता है। निकटतम ज्ञात सफेद बौना Sirius B है, 8.6 प्रकाश वर्ष में, Sirius बाइनरी स्टार का छोटा घटक है। वर्तमान में सूर्य के सबसे पास के सौ तारे प्रणालियों में से आठ श्वेत बौने हैं। सफेद बौनों की असामान्य मूर्तिकला को पहली बार 1910 में पहचाना गया था। सफेद बौने का नाम 1922 में विलेम ल्यूटेन द्वारा रखा गया था।
सफेद बौनों को सितारों का अंतिम विकासवादी राज्य माना जाता है, जिनका द्रव्यमान न्यूट्रॉन स्टार बनने के लिए पर्याप्त नहीं है, लगभग 10 सौर द्रव्यमान। इसमें मिल्की वे में अन्य सितारों के 97% से अधिक शामिल हैं। कम या मध्यम द्रव्यमान वाले एक मुख्य-अनुक्रम तारे के हाइड्रोजन-फ़्यूज़िंग अवधि के बाद, ऐसा तारा एक लाल विशाल में विस्तारित होगा, जिसके दौरान यह ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया द्वारा अपने मूल में हीलियम से कार्बन और ऑक्सीजन तक फ़्यूज़ करता है। यदि एक लाल विशाल कार्बन (लगभग 1 बिलियन केल्विन) को फ्यूज करने के लिए आवश्यक कोर तापमान उत्पन्न करने के लिए अपर्याप्त द्रव्यमान है, तो कार्बन और ऑक्सीजन का एक निष्क्रिय द्रव्यमान इसके केंद्र में निर्मित होगा। इस तरह के एक तारे के बाद इसकी बाहरी परतें बनती हैं और एक ग्रह नीहारिका बनाती हैं, यह एक कोर को पीछे छोड़ देगी, जो अवशेष सफेद बौना है। आमतौर पर, सफेद बौने कार्बन और ऑक्सीजन से बने होते हैं। यदि पूर्वज का द्रव्यमान 8 और 10.5 सौर द्रव्यमान के बीच है, तो कोर तापमान कार्बन फ्यूज करने के लिए पर्याप्त होगा, लेकिन नियॉन नहीं, जिस स्थिति में ऑक्सीजन-नीयन-मैग्नीशियम सफेद बौना बन सकता है। बहुत कम द्रव्यमान वाले तारे हीलियम को फ्यूज नहीं कर पाएंगे, इसलिए, बाइनरी सिस्टम में बड़े पैमाने पर हानि से हीलियम सफ़ेद बौना बन सकता है।
एक सफेद बौने में सामग्री अब संलयन प्रतिक्रियाओं से गुजरती है, इसलिए स्टार में ऊर्जा का कोई स्रोत नहीं है। नतीजतन, यह गुरुत्वाकर्षण पतन के खिलाफ संलयन द्वारा उत्पन्न गर्मी से खुद का समर्थन नहीं कर सकता है, लेकिन केवल इलेक्ट्रॉन पतित दबाव द्वारा समर्थित है, जिससे यह अत्यधिक घना हो सकता है। अध: पतन की भौतिकी एक गैर-घूर्णन सफेद बौने के लिए एक अधिकतम द्रव्यमान पैदा करती है, चंद्रशेखर की सीमा - सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 1.44 गुना - जिसके परे इसे इलेक्ट्रॉन अध: पतन दबाव द्वारा समर्थित नहीं किया जा सकता है। एक कार्बन-ऑक्सीजन सफेद बौना, जो इस बड़े पैमाने पर पहुंचता है, आमतौर पर एक साथी तारे से बड़े पैमाने पर स्थानांतरण के द्वारा, कार्बन विस्फोट के रूप में जाना जाने वाली प्रक्रिया के माध्यम से एक प्रकार Ia सुपरनोवा के रूप में फट सकता है; एसएन 1006 एक प्रसिद्ध उदाहरण माना जाता है।
एक सफेद बौना जब बनता है तो बहुत गर्म होता है, लेकिन क्योंकि इसमें ऊर्जा का कोई स्रोत नहीं होता है, इसलिए यह धीरे-धीरे ठंडा हो जाएगा क्योंकि यह अपनी ऊर्जा बिखेरता है। इसका मतलब है कि इसका विकिरण, जिसमें शुरू में एक उच्च रंग का तापमान होता है, समय के साथ कम और फिर से हो जाएगा। बहुत लंबे समय से, एक सफेद बौना ठंडा होगा और इसकी सामग्री क्रिस्टलीकृत होने लगेगी, जो कोर से शुरू होगी। तारे के कम तापमान का मतलब है कि यह अब महत्वपूर्ण ऊष्मा या प्रकाश का उत्सर्जन नहीं करेगा, और यह एक ठंडा काला बौना बन जाएगा। क्योंकि इस राज्य तक पहुंचने के लिए एक सफेद बौने के लिए समय की लंबाई ब्रह्मांड की वर्तमान आयु (लगभग 13.8 बिलियन वर्ष) से अधिक होने की गणना की जाती है, यह माना जाता है कि अभी तक कोई भी काला बौना मौजूद नहीं है। सबसे पुराने सफेद बौने अभी भी कुछ हज़ार केल्विन के तापमान पर विकीर्ण होते हैं।
श्वेत बौनों को मुख्य अनुक्रम वाले सितारों के लिए तारकीय विकास के अंतिम बिंदु का प्रतिनिधित्व करने के लिए माना जाता है, जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से लगभग 0.07 से 10 गुना अधिक होता है। उत्पादित सफ़ेद बौने की संरचना तारे के प्रारंभिक द्रव्यमान पर निर्भर करेगी। वर्तमान गेलेक्टिक मॉडल का सुझाव है कि मिल्की वे आकाशगंगा में वर्तमान में लगभग दस बिलियन सफ़ेद बौने हैं।
यदि एक मुख्य-अनुक्रम तारे का द्रव्यमान लगभग आधे सौर द्रव्यमान से कम है, तो यह अपने मूल में हीलियम को फ्यूज करने के लिए पर्याप्त गर्म नहीं होगा। यह माना जाता है कि, एक जीवन काल के दौरान, जो ब्रह्मांड की आयु से काफी अधिक है, ऐसा तारा अंततः अपने सभी हाइड्रोजन को जला देगा, थोड़ी देर के लिए एक नीले रंग का बौना बन जाएगा, और हीलियम -4 के मुख्य रूप से रचित एक हीलियम सफ़ेद बौना के रूप में इसके विकास को समाप्त करेगा। नाभिक। इस प्रक्रिया में बहुत लंबा समय लगने के कारण, यह माना हीलियम सफेद बौनों की उत्पत्ति नहीं माना जाता है। बल्कि, उन्हें बाइनरी सिस्टम में बड़े नुकसान का उत्पाद माना जाता है या बड़े ग्रह साथी के कारण बड़े पैमाने पर नुकसान होता है।
यदि किसी मुख्य-अनुक्रम तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 0.5 और 8 गुना के बीच है, तो इसका कोर ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया के माध्यम से हीलियम को कार्बन और ऑक्सीजन में फ्यूज करने के लिए पर्याप्त रूप से गर्म हो जाएगा, लेकिन यह कभी भी पर्याप्त रूप से गर्म नहीं होगा। नियॉन में फ्यूज कार्बन। उस अवधि के अंत के पास जिसमें यह संलयन प्रतिक्रियाओं से गुजरता है, ऐसे तारे में एक कार्बन-ऑक्सीजन कोर होगा जो संलयन प्रतिक्रियाओं से नहीं गुजरता है, जो एक आंतरिक हीलियम-जलने वाले शेल और एक बाहरी हाइड्रोजन-जलते शेल से घिरा हुआ है। हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर, यह स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा पर पाया जाएगा। यह तब तक अपनी अधिकांश बाहरी सामग्री को निष्कासित कर देता है, जब तक कि केवल कार्बन-ऑक्सीजन कोर नहीं बचा है, एक ग्रह नीहारिका का निर्माण करता है। यह प्रक्रिया कार्बन-ऑक्सीजन सफेद बौनों के लिए ज़िम्मेदार है, जो कि बहुसंख्य मनाया सफेद बौनों का निर्माण करते हैं।
यदि एक तारा पर्याप्त रूप से पर्याप्त है, तो इसका कोर अंततः कार्बन से नियॉन तक फ्यूजन के लिए पर्याप्त गर्म हो जाएगा, और फिर लोहे से नियॉन को फ्यूज करने के लिए। ऐसा तारा एक सफेद बौना नहीं बन जाएगा, क्योंकि इसके केंद्रीय, गैर-फ़्यूज़िंग कोर का द्रव्यमान, जो शुरू में इलेक्ट्रॉन अध: पतन दबाव द्वारा समर्थित होता है, अंत में अध: पतन दबाव द्वारा सबसे बड़ा संभव जन समर्थन से अधिक होगा। इस बिंदु पर तारा का कोर ढह जाएगा और यह एक कोर-पतन सुपरनोवा में विस्फोट करेगा जो एक अवशेष न्यूट्रॉन स्टार, ब्लैक होल, या संभवतः कॉम्पैक्ट स्टार के अधिक विदेशी रूप को पीछे छोड़ देगा। कुछ मुख्य अनुक्रम सितारों, शायद सूर्य के द्रव्यमान का 8 से 10 गुना, हालांकि कार्बन से फ्यूजन के लिए पर्याप्त रूप से नियॉन और मैग्नीशियम के लिए बड़े पैमाने पर, फ्यूजन नियॉन के लिए अपर्याप्त रूप से बड़े पैमाने पर हो सकता है। ऐसा तारा एक मुख्य रूप से ऑक्सीजन, नियॉन और मैग्नीशियम से बना एक अवशेष सफेद बौना छोड़ सकता है, बशर्ते कि इसका कोर नहीं गिरता है, और बशर्ते कि संलयन एक सुपरनोवा में तारे को उड़ाने के रूप में इतनी हिंसक रूप से आगे नहीं बढ़ता है। यद्यपि कुछ सफेद बौनों की पहचान की गई है जो इस प्रकार के हो सकते हैं, इस तरह के अस्तित्व के लिए अधिकांश सबूत ओएनएमजी या नीयन नोवा नामक नोवा से आते हैं। इन नोवा का स्पेक्ट्रा नियोन, मैग्नीशियम और अन्य मध्यवर्ती-द्रव्यमान तत्वों की प्रचुरता को प्रदर्शित करता है, जो केवल ऑक्सीजन-नियॉन-मैग्नीशियम सफेद बौने पर सामग्री के अभिवृद्धि से पता चलता है।
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