తెల్ల మరగుజ్జు అనేది మన అంతరిక్షంలో చాలా సాధారణమైన నక్షత్రం. శాస్త్రవేత్తలు దీనిని ఫలితం అని పిలుస్తారు నక్షత్రాల పరిణామం, అభివృద్ధి యొక్క చివరి దశ. మొత్తంగా, నక్షత్ర శరీరం యొక్క మార్పు కోసం రెండు దృశ్యాలు ఉన్నాయి, ఒక సందర్భంలో చివరి దశ న్యూట్రాన్ నక్షత్రం, మరొకదానిలో బ్లాక్ హోల్ ఉంది. మరుగుజ్జులు చివరి పరిణామ దశ. వాటి చుట్టూ గ్రహ వ్యవస్థలు ఉన్నాయి. శాస్త్రవేత్తలు మెటల్-సుసంపన్నమైన నమూనాలను అధ్యయనం చేయడం ద్వారా దీనిని గుర్తించగలిగారు.
నేపథ్య
వైట్ డ్వార్ఫ్‌లు 1919లో ఖగోళ శాస్త్రవేత్తల దృష్టిని ఆకర్షించిన నక్షత్రాలు. మొదటి సారి, అలాంటి విషయం కనుగొనబడింది స్వర్గపు శరీరంనెదర్లాండ్స్ మానెన్ నుండి శాస్త్రవేత్తకు. అతని కాలానికి, నిపుణుడు చాలా విలక్షణమైన మరియు ఊహించని ఆవిష్కరణ చేసాడు. అతను చూసిన మరగుజ్జు నక్షత్రం లాగా ఉంది, కానీ అసాధారణంగా చిన్న పరిమాణం కలిగి ఉంది. స్పెక్ట్రమ్, అయితే, అది ఒక భారీ మరియు పెద్ద ఖగోళ శరీరం వలె ఉంది.
దీనికి కారణాలు విచిత్రమైన దృగ్విషయంచాలా కాలం పాటు శాస్త్రవేత్తలను ఆకర్షించాయి, కాబట్టి తెల్ల మరగుజ్జుల నిర్మాణాన్ని అధ్యయనం చేయడానికి చాలా ప్రయత్నాలు జరిగాయి. ఖగోళ శరీరం యొక్క వాతావరణంలో వివిధ లోహ నిర్మాణాలు సమృద్ధిగా ఉన్నాయని ఊహ తయారు చేయబడినప్పుడు మరియు నిరూపించబడినప్పుడు ఒక పురోగతి సంభవించింది.
ఖగోళ భౌతిక శాస్త్రంలో లోహాలు హైడ్రోజన్ మరియు హీలియం కంటే భారీగా ఉండే అన్ని రకాల మూలకాలు అని స్పష్టం చేయడం అవసరం మరియు వాటి రసాయన కూర్పు ఈ రెండు సమ్మేళనాల కంటే చాలా అధునాతనమైనది. హీలియం మరియు హైడ్రోజన్, శాస్త్రవేత్తలు స్థాపించినట్లుగా, మన విశ్వంలో ఇతర పదార్ధాల కంటే విస్తృతంగా ఉన్నాయి. దీని ఆధారంగా మిగతావన్నీ లోహాలుగా పేర్కొనాలని నిర్ణయించారు.
థీమ్ అభివృద్ధి
తెల్ల మరుగుజ్జులు, సూర్యుడి నుండి చాలా భిన్నమైన పరిమాణంలో, ఇరవైలలో మొదటిసారిగా గుర్తించబడినప్పటికీ, నక్షత్ర వాతావరణంలో లోహ నిర్మాణాల ఉనికి సాధారణ దృగ్విషయం కాదని అర్ధ శతాబ్దం తర్వాత మాత్రమే ప్రజలు కనుగొన్నారు. ఇది ముగిసినట్లుగా, వాతావరణంలో చేర్చబడినప్పుడు, రెండు అత్యంత సాధారణ పదార్ధాలతో పాటు, భారీ పదార్థాలు లోతైన పొరలుగా స్థానభ్రంశం చెందుతాయి. హీలియం మరియు హైడ్రోజన్ అణువుల మధ్య భారీ పదార్థాలు, చివరికి నక్షత్రం యొక్క ప్రధాన భాగంలోకి వెళ్లాలి.
ఈ ప్రక్రియకు అనేక కారణాలు కనుగొనబడ్డాయి. తెల్ల మరగుజ్జు యొక్క వ్యాసార్థం చిన్నది, అటువంటి నక్షత్ర శరీరాలు చాలా కాంపాక్ట్‌గా ఉంటాయి - అవి వాటి పేరు వచ్చింది. సగటున, వ్యాసార్థం భూమితో పోల్చవచ్చు, అయితే బరువు మన గ్రహ వ్యవస్థను ప్రకాశించే నక్షత్రం వలె ఉంటుంది. ఈ పరిమాణం-బరువు నిష్పత్తి అనూహ్యంగా పెద్ద గురుత్వాకర్షణ ఉపరితల త్వరణాన్ని కలిగిస్తుంది. పర్యవసానంగా, హైడ్రోజన్ మరియు హీలియం వాతావరణంలో భారీ లోహాల అవపాతం అణువు సాధారణ వాయువు ద్రవ్యరాశిలోకి ప్రవేశించిన కొద్ది భూమి రోజులలో సంభవిస్తుంది.
లక్షణాలు మరియు వ్యవధి
కొన్నిసార్లు తెల్ల మరగుజ్జుల లక్షణాలు అణువులను స్థిరపరిచే ప్రక్రియగా ఉంటాయి భారీ పదార్థాలుచాలా సమయం పట్టవచ్చు. అత్యంత అనుకూలమైన ఎంపికలు, భూమి నుండి పరిశీలకుడి దృక్కోణం నుండి, మిలియన్ల, పదిలక్షల సంవత్సరాలు పట్టే ప్రక్రియలు. ఇంకా నక్షత్ర శరీరం యొక్క ఉనికి యొక్క వ్యవధితో పోల్చితే అలాంటి సమయ వ్యవధి చాలా తక్కువగా ఉంటుంది.
తెల్ల మరగుజ్జు పరిణామం అలాంటిది చాలా వరకులో మానవులు గమనించారు ప్రస్తుతంనిర్మాణాలు ఇప్పటికే అనేక వందల మిలియన్ల భూమి సంవత్సరాల క్రితం ఉన్నాయి. మేము కోర్ ద్వారా లోహాల శోషణ యొక్క నిదానమైన ప్రక్రియతో దీనిని పోల్చినట్లయితే, వ్యత్యాసం ముఖ్యమైనది కంటే ఎక్కువగా ఉంటుంది. పర్యవసానంగా, ఒక నిర్దిష్ట గమనించిన నక్షత్రం యొక్క వాతావరణంలో లోహాన్ని గుర్తించడం, మొదట శరీరానికి అలాంటి వాతావరణ కూర్పు లేదని నమ్మకంగా నిర్ధారించడానికి అనుమతిస్తుంది, లేకుంటే అన్ని లోహ చేరికలు చాలా కాలం క్రితం అదృశ్యమయ్యేవి.
సిద్ధాంతం మరియు అభ్యాసం
పైన వివరించిన పరిశీలనలు, అలాగే తెల్ల మరగుజ్జులు, న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు మరియు కాల రంధ్రాలపై అనేక దశాబ్దాలుగా సేకరించిన సమాచారం, వాతావరణం నుండి లోహ చేరికలను పొందుతుందని సూచించింది. బాహ్య మూలాలు. ఇది నక్షత్రాల మధ్య మాధ్యమం అని శాస్త్రవేత్తలు మొదట నిర్ణయించారు. ఒక ఖగోళ శరీరం అటువంటి పదార్థం ద్వారా కదులుతుంది, మాధ్యమాన్ని దాని ఉపరితలంపైకి చేరుస్తుంది, తద్వారా భారీ మూలకాలతో వాతావరణాన్ని సుసంపన్నం చేస్తుంది. కానీ తదుపరి పరిశీలనలు అటువంటి సిద్ధాంతం ఆమోదయోగ్యం కాదని తేలింది. నిపుణులు స్పష్టం చేసినట్లుగా, వాతావరణం ఈ విధంగా మారితే, మరగుజ్జు ప్రధానంగా బయటి నుండి హైడ్రోజన్‌ను స్వీకరిస్తుంది, ఎందుకంటే నక్షత్రాల మధ్య వాతావరణం ప్రధానంగా హైడ్రోజన్ మరియు హీలియం అణువుల ద్వారా ఏర్పడుతుంది. పర్యావరణంలో కొద్ది శాతం మాత్రమే భారీ సమ్మేళనాలను కలిగి ఉంటుంది.
తెల్ల మరగుజ్జులు, న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు మరియు కాల రంధ్రాల ప్రాథమిక పరిశీలనల నుండి ఏర్పడిన సిద్ధాంతం సమర్థించబడితే, మరుగుజ్జులు హైడ్రోజన్‌ను తేలికైన మూలకం వలె కలిగి ఉంటాయి. ఇది హీలియం ఖగోళ వస్తువుల ఉనికిని కూడా అనుమతించదు, ఎందుకంటే హీలియం బరువుగా ఉంటుంది, అంటే హైడ్రోజన్ సంగ్రహణ బాహ్య పరిశీలకుడి కంటి నుండి పూర్తిగా దాచిపెడుతుంది. హీలియం మరుగుజ్జుల ఉనికి ఆధారంగా, శాస్త్రవేత్తలు నక్షత్ర శరీరాల వాతావరణంలో లోహాల యొక్క ఏకైక లేదా ప్రధాన వనరుగా ఇంటర్స్టెల్లార్ మాధ్యమం పనిచేయదని నిర్ధారణకు వచ్చారు.
ఎలా వివరించాలి?
గత శతాబ్దపు 70వ దశకంలో కాల రంధ్రాలు మరియు తెల్ల మరగుజ్జులను అధ్యయనం చేసిన శాస్త్రవేత్తలు ఖగోళ శరీరం యొక్క ఉపరితలంపై తోకచుక్కల పతనం ద్వారా లోహ చేరికలను వివరించవచ్చని సూచించారు. నిజమే, ఒక సమయంలో ఇటువంటి ఆలోచనలు చాలా అన్యదేశంగా పరిగణించబడ్డాయి మరియు మద్దతు పొందలేదు. ఇతర గ్రహ వ్యవస్థల ఉనికి గురించి ప్రజలకు ఇంకా తెలియకపోవడమే దీనికి కారణం - మన “హోమ్” సౌర వ్యవస్థ మాత్రమే తెలుసు.
బ్లాక్ హోల్స్ మరియు వైట్ డ్వార్ఫ్‌ల అధ్యయనంలో ఒక ముఖ్యమైన ముందడుగు గత శతాబ్దపు తదుపరి, ఎనిమిదవ దశాబ్దం చివరిలో జరిగింది. అంతరిక్షంలోని లోతులను పరిశీలించడానికి శాస్త్రవేత్తలు తమ వద్ద ప్రత్యేకంగా శక్తివంతమైన పరారుణ పరికరాలను కలిగి ఉన్నారు, ఇది ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలకు తెలిసిన తెల్ల మరగుజ్జుల్లో ఒకదాని చుట్టూ ఉన్న పరారుణ వికిరణాన్ని గుర్తించడం సాధ్యపడింది. వాతావరణంలో లోహ చేరికలు ఉన్న ఒక మరగుజ్జు చుట్టూ ఇది ఖచ్చితంగా కనుగొనబడింది.
తెల్ల మరగుజ్జు యొక్క ఉష్ణోగ్రతను అంచనా వేయడానికి శాస్త్రవేత్తలను అనుమతించిన పరారుణ వికిరణం, నక్షత్ర వికిరణాన్ని గ్రహించగల కొన్ని పదార్థాలతో నక్షత్ర శరీరం చుట్టూ ఉందని శాస్త్రవేత్తలకు చెప్పారు. ఈ పదార్ధం ఒక నిర్దిష్ట ఉష్ణోగ్రత స్థాయికి వేడి చేయబడుతుంది, ఇది నక్షత్రంలో అంతర్లీనంగా ఉంటుంది. ఇది గ్రహించిన శక్తిని క్రమంగా దారి మళ్లించడానికి అనుమతిస్తుంది. రేడియేషన్ పరారుణ శ్రేణిలో సంభవిస్తుంది.
సైన్స్ ముందుకు సాగుతోంది
తెల్ల మరగుజ్జు యొక్క వర్ణపటం ఖగోళ శాస్త్రవేత్తల ప్రపంచంలోని ప్రముఖ మనస్సులచే అధ్యయన వస్తువుగా మారింది. ఇది ముగిసినప్పుడు, వారి నుండి మీరు ఖగోళ వస్తువుల లక్షణాల గురించి చాలా సమాచారాన్ని పొందవచ్చు. అదనపు ఇన్‌ఫ్రారెడ్ రేడియేషన్‌తో నక్షత్ర శరీరాల పరిశీలనలు ప్రత్యేకంగా ఆసక్తికరంగా ఉన్నాయి. ప్రస్తుతం, ఈ రకమైన మూడు డజన్ల వ్యవస్థలను గుర్తించడం సాధ్యమైంది. వాటిలో ఎక్కువ భాగం శక్తివంతమైన స్పిట్జర్ టెలిస్కోప్‌ను ఉపయోగించి అధ్యయనం చేయబడ్డాయి.
శాస్త్రవేత్తలు, ఖగోళ వస్తువులను గమనిస్తూ, తెల్ల మరగుజ్జుల సాంద్రత జెయింట్స్ యొక్క ఈ పరామితి లక్షణం కంటే గణనీయంగా తక్కువగా ఉందని కనుగొన్నారు. శక్తి రేడియేషన్‌ను గ్రహించగల నిర్దిష్ట పదార్ధం ద్వారా ఏర్పడిన డిస్కుల ఉనికి ద్వారా అదనపు ఇన్‌ఫ్రారెడ్ రేడియేషన్ వివరించబడిందని కూడా వెల్లడైంది. ఇది శక్తిని విడుదల చేస్తుంది, కానీ వేరే తరంగదైర్ఘ్యం పరిధిలో ఉంటుంది.
డిస్క్‌లు చాలా దగ్గరగా ఉంటాయి మరియు తెల్ల మరుగుజ్జుల ద్రవ్యరాశిని కొంత వరకు ప్రభావితం చేస్తాయి (ఇది చంద్రశేఖర్ పరిమితిని మించకూడదు). బయటి వ్యాసార్థాన్ని డెబ్రిస్ డిస్క్ అంటారు. ఇది కొంత శరీరాన్ని నాశనం చేసే సమయంలో ఏర్పడిందని సూచించబడింది. సగటున, వ్యాసార్థం పరిమాణంలో సూర్యుడితో పోల్చవచ్చు.
మీరు మా గ్రహ వ్యవస్థపై శ్రద్ధ వహిస్తే, సాపేక్షంగా “ఇంటికి” దగ్గరగా మనం ఇలాంటి ఉదాహరణను గమనించవచ్చని స్పష్టమవుతుంది - ఇవి శని చుట్టూ ఉన్న వలయాలు, వీటి పరిమాణం మన నక్షత్రం యొక్క వ్యాసార్థంతో కూడా పోల్చబడుతుంది. కాలక్రమేణా, శాస్త్రవేత్తలు ఈ లక్షణం మరుగుజ్జులు మరియు సాటర్న్‌లకు ఉమ్మడిగా ఉన్న ఏకైక లక్షణం కాదని నిర్ధారించారు. ఉదాహరణకు, గ్రహం మరియు నక్షత్రాలు రెండూ చాలా సన్నని డిస్క్‌లను కలిగి ఉంటాయి, ఇవి కాంతికి గురైనప్పుడు పారదర్శకంగా ఉండవు.
తీర్మానాలు మరియు సిద్ధాంత అభివృద్ధి
తెల్ల మరగుజ్జుల వలయాలు శని చుట్టూ ఉన్న వాటితో పోల్చదగినవి కాబట్టి, ఈ నక్షత్రాల వాతావరణంలో లోహాల ఉనికిని వివరించడానికి కొత్త సిద్ధాంతాలను రూపొందించడం సాధ్యమైంది. ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలకు శని చుట్టూ ఉన్న వలయాలు దాని గురుత్వాకర్షణ క్షేత్రం ద్వారా ప్రభావితమయ్యే గ్రహానికి దగ్గరగా ఉండే కొన్ని శరీరాల అలల అంతరాయం వల్ల ఏర్పడతాయని తెలుసు. అటువంటి పరిస్థితిలో, బాహ్య శరీరం దాని స్వంత గురుత్వాకర్షణను నిర్వహించదు, ఇది సమగ్రత ఉల్లంఘనకు దారితీస్తుంది.
దాదాపు పదిహేనేళ్ల క్రితం దీన్ని పరిచయం చేశారు కొత్త సిద్ధాంతం, ఇది తెల్ల మరగుజ్జుల వలయాల ఏర్పాటును ఇదే విధంగా వివరించింది. మరగుజ్జు వాస్తవానికి గ్రహ వ్యవస్థ మధ్యలో ఉన్న నక్షత్రం అని భావించబడింది. ఖగోళ శరీరం కాలక్రమేణా పరిణామం చెందుతుంది, ఇది బిలియన్ల సంవత్సరాలు పడుతుంది, ఉబ్బుతుంది, దాని షెల్ కోల్పోతుంది మరియు ఇది మరగుజ్జు ఏర్పడటానికి కారణమవుతుంది, ఇది క్రమంగా చల్లబరుస్తుంది. మార్గం ద్వారా, తెల్ల మరగుజ్జుల రంగు వారి ఉష్ణోగ్రత ద్వారా ఖచ్చితంగా వివరించబడింది. కొందరికి ఇది 200,000 Kగా అంచనా వేయబడింది.
అటువంటి పరిణామ సమయంలో గ్రహాల వ్యవస్థ మనుగడ సాగించగలదు, ఇది నక్షత్రం యొక్క ద్రవ్యరాశిలో తగ్గుదలతో ఏకకాలంలో వ్యవస్థ యొక్క బయటి భాగం యొక్క విస్తరణకు దారితీస్తుంది. ఫలితంగా, ఒక పెద్ద గ్రహశకలం వ్యవస్థ ఏర్పడుతుంది మరియు అనేక ఇతర అంశాలు పరిణామం నుండి బయటపడతాయి.
తరవాత ఏంటి?
వ్యవస్థ యొక్క పురోగతి దాని అస్థిరతకు దారి తీస్తుంది. ఇది గ్రహం చుట్టూ ఉన్న అంతరిక్షంలోకి రాళ్ల బాంబు దాడికి దారితీస్తుంది మరియు గ్రహశకలాలు వ్యవస్థ నుండి పాక్షికంగా బయటకు వస్తాయి. అయితే, వాటిలో కొన్ని కక్ష్యల్లోకి వెళతాయి, త్వరగా లేదా తరువాత మరగుజ్జు యొక్క సౌర వ్యాసార్థంలో ముగుస్తాయి. ఘర్షణ లేదు, కానీ అలల శక్తులు శరీరం యొక్క సమగ్రతకు అంతరాయం కలిగిస్తాయి. అటువంటి గ్రహశకలాల సమూహం శని చుట్టూ ఉన్న వలయాలకు సమానమైన ఆకారాన్ని తీసుకుంటుంది. ఇది నక్షత్రం చుట్టూ శిధిలాల డిస్క్‌ను సృష్టిస్తుంది. తెల్ల మరగుజ్జు (సుమారు 10^7 g/cm3) మరియు దాని శిధిలాల డిస్క్ యొక్క సాంద్రత గణనీయంగా భిన్నంగా ఉంటుంది.
వివరించిన సిద్ధాంతం సిరీస్ యొక్క పూర్తి మరియు తార్కిక వివరణగా మారింది ఖగోళ దృగ్విషయాలు. దాని ద్వారా, డిస్క్‌లు ఎందుకు కాంపాక్ట్‌గా ఉన్నాయో అర్థం చేసుకోవచ్చు, ఎందుకంటే ఒక నక్షత్రం దాని ఉనికిలో ఉన్న మొత్తం సమయాన్ని డిస్క్‌తో చుట్టుముట్టదు, దీని వ్యాసార్థం సౌరతో పోల్చవచ్చు, లేకపోతే అలాంటి డిస్క్‌లు మొదట దాని శరీరం లోపల ఉండేవి. .
డిస్కుల ఏర్పాటు మరియు వాటి పరిమాణాన్ని వివరించడం ద్వారా, లోహాల యొక్క విచిత్రమైన సరఫరా ఎక్కడ నుండి వస్తుందో అర్థం చేసుకోవచ్చు. ఇది నక్షత్ర ఉపరితలంపై ముగుస్తుంది, లోహ అణువులతో మరగుజ్జును కలుషితం చేస్తుంది. వివరించిన సిద్ధాంతం, తెల్ల మరగుజ్జుల సగటు సాంద్రత (సుమారు 10^7 g/cm3) యొక్క గుర్తించబడిన సూచికలకు విరుద్ధంగా లేకుండా, నక్షత్రాల వాతావరణంలో లోహాలు ఎందుకు గమనించబడుతున్నాయో, రసాయన కూర్పు యొక్క కొలత ఎందుకు సాధ్యమవుతుందో రుజువు చేస్తుంది. ప్రజలకు అందుబాటులో ఉంటుందిమూలకాల పంపిణీ మన గ్రహం మరియు ఇతర అధ్యయనం చేయబడిన వస్తువుల లక్షణాన్ని పోలి ఉంటుంది.
సిద్ధాంతాలు: ఏదైనా ప్రయోజనం ఉందా?
వివరించిన ఆలోచన అందుకుంది విస్తృత ఉపయోగంనక్షత్రాల పెంకులు లోహాలతో ఎందుకు కలుషితం అయ్యాయో మరియు శిధిలాల డిస్క్‌లు ఎందుకు కనిపించాయో వివరించడానికి ఆధారంగా. అదనంగా, దాని నుండి ఒక ఉంది అని అనుసరిస్తుంది గ్రహ వ్యవస్థ. ఈ ముగింపులో చాలా ఆశ్చర్యం లేదు, ఎందుకంటే చాలా మంది నక్షత్రాలు ఉన్నాయని మానవత్వం స్థాపించింది సొంత వ్యవస్థలుగ్రహాలు. ఇవి సూర్యునితో సమానంగా ఉంటాయి మరియు పరిమాణంలో చాలా పెద్దవి కాబట్టి ఇది లక్షణం - మరియు వాటి నుండి తెల్ల మరగుజ్జులు ఏర్పడతాయి.
టాపిక్‌లు అయిపోలేదు
పైన వివరించిన సిద్ధాంతం సాధారణంగా ఆమోదించబడినట్లు మరియు నిరూపించబడినట్లు మేము పరిగణించినప్పటికీ, ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలకు కొన్ని ప్రశ్నలు ఈనాటికీ తెరిచి ఉన్నాయి. ప్రత్యేక ఆసక్తి ఏమిటంటే డిస్కులు మరియు ఖగోళ శరీరం యొక్క ఉపరితలం మధ్య పదార్థం యొక్క బదిలీ యొక్క విశిష్టత. దీనికి కారణం అని కొందరి అంచనా రేడియేషన్ ఎక్స్పోజర్. ఈ విధంగా పదార్థం యొక్క బదిలీని వివరించడానికి పిలుపునిచ్చే సిద్ధాంతాలు పోయింటింగ్-రాబర్ట్‌సన్ ప్రభావంపై ఆధారపడి ఉంటాయి. ఇది ఒక దృగ్విషయం, దీని ప్రభావంతో కణాలు నెమ్మదిగా ఒక యువ నక్షత్రం చుట్టూ కక్ష్యలో కదులుతాయి, క్రమంగా కేంద్రం వైపు తిరుగుతాయి మరియు ఖగోళ శరీరంలోకి అదృశ్యమవుతాయి. బహుశా, ఈ ప్రభావం నక్షత్రాల చుట్టూ ఉన్న శిధిలాల డిస్క్‌లలో వ్యక్తమవుతుంది, అనగా డిస్క్‌లలో ఉండే అణువులు త్వరగా లేదా తరువాత మరగుజ్జుకు అసాధారణమైన సామీప్యతలో ముగుస్తాయి. ఘనపదార్థాలుబాష్పీభవనానికి లోబడి ఉంటాయి, వాయువు ఏర్పడుతుంది - అటువంటి డిస్కుల రూపంలో అనేక గమనించిన మరుగుజ్జుల చుట్టూ నమోదు చేయబడింది. ముందుగానే లేదా తరువాత, వాయువు మరగుజ్జు యొక్క ఉపరితలం చేరుకుంటుంది, ఇక్కడ లోహాలను రవాణా చేస్తుంది.
వెల్లడైన వాస్తవాలను ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలు అంచనా వేస్తారు ముఖ్యమైన సహకారంగ్రహాలు ఎలా ఏర్పడతాయో వారు సూచిస్తున్నందున శాస్త్రంలోకి ప్రవేశించారు. నిపుణులను ఆకర్షించే పరిశోధనా సైట్‌లు తరచుగా అందుబాటులో ఉండవు కాబట్టి ఇది చాలా ముఖ్యం. ఉదాహరణకు, సూర్యుని కంటే పెద్ద నక్షత్రాల చుట్టూ తిరిగే గ్రహాలు చాలా అరుదుగా అధ్యయనం చేయబడతాయి - మన నాగరికతకు అందుబాటులో ఉన్న సాంకేతిక స్థాయిలో ఇది చాలా కష్టం. బదులుగా, నక్షత్రాలు మరుగుజ్జులుగా మారిన తర్వాత ప్రజలు గ్రహ వ్యవస్థలను అధ్యయనం చేయగలిగారు. ఈ దిశలో అభివృద్ధి చేయడం సాధ్యమైతే, గ్రహ వ్యవస్థల ఉనికి మరియు వాటి విలక్షణమైన లక్షణాలపై కొత్త డేటాను గుర్తించడం ఖచ్చితంగా సాధ్యమవుతుంది.
వైట్ డ్వార్ఫ్స్, దీని వాతావరణంలో లోహాలు గుర్తించబడ్డాయి, తోకచుక్కలు మరియు ఇతర కాస్మిక్ బాడీల రసాయన కూర్పు గురించి ఒక ఆలోచనను అందిస్తాయి. వాస్తవానికి, శాస్త్రవేత్తలకు కూర్పును అంచనా వేయడానికి వేరే మార్గం లేదు. ఉదాహరణకు, జెయింట్ గ్రహాలను అధ్యయనం చేసేటప్పుడు, బయటి పొర గురించి మాత్రమే ఒక ఆలోచనను పొందవచ్చు, కానీ అంతర్గత కంటెంట్ గురించి నమ్మదగిన సమాచారం లేదు. ఇది మా "హోమ్" వ్యవస్థకు కూడా వర్తిస్తుంది, ఎందుకంటే రసాయన కూర్పును భూమి యొక్క ఉపరితలంపై పడిపోయిన ఖగోళ శరీరం నుండి మాత్రమే అధ్యయనం చేయవచ్చు లేదా పరిశోధనా ఉపకరణాన్ని ల్యాండ్ చేయడం సాధ్యమైంది.
అంతా ఎలా జరుగుతోంది?
త్వరలో లేదా తరువాత, మన గ్రహ వ్యవస్థ కూడా తెల్ల మరగుజ్జు యొక్క "ఇల్లు" అవుతుంది. శాస్త్రవేత్తలు చెప్పినట్లుగా, నక్షత్ర కోర్ శక్తిని పొందటానికి పరిమిత పరిమాణాన్ని కలిగి ఉంటుంది మరియు ముందుగానే లేదా తరువాత థర్మోన్యూక్లియర్ ప్రతిచర్యలు అయిపోయాయి. వాయువు వాల్యూమ్‌లో తగ్గుతుంది, సాంద్రత క్యూబిక్ సెంటీమీటర్‌కు ఒక టన్నుకు పెరుగుతుంది, బయటి పొరలలో ప్రతిచర్య ఇప్పటికీ జరుగుతుంది. నక్షత్రం విస్తరిస్తుంది, ఎరుపు దిగ్గజం అవుతుంది, దీని వ్యాసార్థం సూర్యునికి సమానమైన వందల నక్షత్రాలతో పోల్చవచ్చు. బయటి షెల్ "బర్నింగ్" ఆగిపోయినప్పుడు, 100,000 సంవత్సరాలలో పదార్థం అంతరిక్షంలో వెదజల్లుతుంది, ఇది నిహారిక ఏర్పడటంతో పాటుగా ఉంటుంది.
నక్షత్రం యొక్క కోర్, దాని షెల్ నుండి విముక్తి పొందింది, దాని ఉష్ణోగ్రతను తగ్గిస్తుంది, ఇది తెల్ల మరగుజ్జు ఏర్పడటానికి దారితీస్తుంది. నిజానికి, అటువంటి నక్షత్రం అధిక సాంద్రత కలిగిన వాయువు. శాస్త్రంలో, మరుగుజ్జులు తరచుగా క్షీణించిన ఖగోళ వస్తువులు అని పిలుస్తారు. మన నక్షత్రం తగ్గిపోయి, దాని వ్యాసార్థం కొన్ని వేల కిలోమీటర్లు మాత్రమే ఉంటుంది, కానీ దాని బరువు పూర్తిగా సంరక్షించబడితే, అప్పుడు ఇక్కడ తెల్ల మరగుజ్జు కూడా ఉంటుంది.
లక్షణాలు మరియు సాంకేతిక అంశాలు
ప్రశ్నలోని కాస్మిక్ బాడీ రకం ప్రకాశించే సామర్థ్యాన్ని కలిగి ఉంటుంది, అయితే ఈ ప్రక్రియ ఇతర యంత్రాంగాల ద్వారా వివరించబడింది థర్మోన్యూక్లియర్ ప్రతిచర్యలు. గ్లో అవశేషంగా పిలువబడుతుంది, ఇది ఉష్ణోగ్రత తగ్గుదల ద్వారా వివరించబడింది. మరగుజ్జు పదార్ధం ద్వారా ఏర్పడుతుంది, దీని అయాన్లు కొన్నిసార్లు 15,000 K కంటే చల్లగా ఉంటాయి. మూలకాలు దీని ద్వారా వర్గీకరించబడతాయి ఆసిలేటరీ కదలికలు. క్రమంగా, ఖగోళ శరీరం స్ఫటికాకారంగా మారుతుంది, దాని గ్లో బలహీనపడుతుంది మరియు మరగుజ్జు గోధుమ రంగులోకి మారుతుంది.
శాస్త్రవేత్తలు అటువంటి ఖగోళ శరీరానికి ద్రవ్యరాశి పరిమితిని గుర్తించారు - సూర్యుని బరువు కంటే 1.4 రెట్లు, కానీ ఈ పరిమితి కంటే ఎక్కువ కాదు. ద్రవ్యరాశి ఈ పరిమితిని మించి ఉంటే, నక్షత్రం ఉనికిలో ఉండదు. సంపీడన స్థితిలో ఉన్న పదార్ధం యొక్క పీడనం ద్వారా ఇది వివరించబడింది - ఇది తక్కువగా ఉంటుంది గురుత్వాకర్షణ ఆకర్షణ, పదార్థాన్ని కుదించడం. చాలా బలమైన కుదింపు ఏర్పడుతుంది, ఇది న్యూట్రాన్ల రూపానికి దారితీస్తుంది, పదార్ధం న్యూట్రానైజ్ చేయబడింది.
కుదింపు ప్రక్రియ క్షీణతకు దారితీస్తుంది. ఈ సందర్భంలో, ఒక న్యూట్రాన్ నక్షత్రం ఏర్పడుతుంది. రెండవ ఎంపికను కుదింపు కొనసాగించడం, ముందుగానే లేదా తరువాత పేలుడుకు దారితీస్తుంది.
సాధారణ పారామితులు మరియు లక్షణాలు
సూర్యుని లక్షణానికి సంబంధించి పరిశీలనలో ఉన్న ఖగోళ వస్తువుల వర్గం యొక్క బోలోమెట్రిక్ ప్రకాశం సుమారు పది వేల రెట్లు తక్కువ. మరగుజ్జు యొక్క వ్యాసార్థం సూర్యుడి కంటే వంద రెట్లు చిన్నది, అయితే దాని బరువు మన గ్రహ వ్యవస్థలోని ప్రధాన నక్షత్రంతో పోల్చవచ్చు. మరుగుజ్జు కోసం ద్రవ్యరాశి పరిమితిని నిర్ణయించడానికి, చంద్రశేఖర్ పరిమితిని లెక్కించారు. అది మించిపోయినప్పుడు, మరగుజ్జు ఖగోళ శరీరం యొక్క మరొక రూపంగా పరిణామం చెందుతుంది. ఒక నక్షత్రం యొక్క ఫోటోస్పియర్ 105-109 g/cm3గా అంచనా వేయబడిన దట్టమైన పదార్థాన్ని సగటున కలిగి ఉంటుంది. ప్రధాన శ్రేణితో పోలిస్తే, ఇది దాదాపు మిలియన్ రెట్లు దట్టంగా ఉంటుంది.
కొంతమంది ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలు గెలాక్సీలోని అన్ని నక్షత్రాలలో కేవలం 3% మాత్రమే తెల్ల మరగుజ్జులు అని నమ్ముతారు మరియు కొందరు ప్రతి పదవ వంతు ఈ తరగతికి చెందినవారని నమ్ముతారు. ఖగోళ వస్తువులను గమనించడంలో ఇబ్బందికి కారణం గురించి అంచనాలు చాలా మారుతూ ఉంటాయి - అవి మన గ్రహం నుండి దూరంగా ఉన్నాయి మరియు చాలా మందంగా మెరుస్తాయి.
కథలు మరియు పేర్లు
1785లో జాబితా చేయబడింది డబుల్ స్టార్స్ఒక శరీరం కనిపించింది, దానిని హెర్షెల్ గమనిస్తున్నాడు. ఈ నక్షత్రానికి 40 ఎరిడాని బి అని పేరు పెట్టారు. ఇది తెల్ల మరగుజ్జుల వర్గం నుండి మానవులు చూసిన మొదటి నక్షత్రంగా పరిగణించబడుతుంది. 1910 లో, రస్సెల్ ఈ ఖగోళ శరీరం విపరీతమైన లక్షణాలను కలిగి ఉందని గమనించాడు కింది స్థాయిగ్లో, రంగు ఉష్ణోగ్రత చాలా ఎక్కువగా ఉన్నప్పటికీ. కాలక్రమేణా, ఈ తరగతికి చెందిన ఖగోళ వస్తువులను ప్రత్యేక వర్గంలో విభజించాలని నిర్ణయించారు.
1844లో, బెస్సెల్, ప్రోసియోన్ బి మరియు సిరియస్ బిలను ట్రాక్ చేయడం ద్వారా పొందిన సమాచారాన్ని పరిశీలిస్తూ, రెండూ ఎప్పటికప్పుడు సరళ రేఖ నుండి కదలాలని నిర్ణయించుకున్నాడు, అంటే అక్కడ దగ్గరగా ఉపగ్రహాలు ఉన్నాయి. ఈ ఊహ శాస్త్రీయ సంఘంఅనూహ్యంగా పెద్ద ద్రవ్యరాశి (సిరియస్, ప్రోసియోన్ లాగా) ఉన్న ఖగోళ శరీరం ద్వారా మాత్రమే వ్యత్యాసాలను వివరించడం వలన, ఉపగ్రహం కనిపించనందున, అసంభవం అనిపించింది.
1962లో క్లార్క్, చాలా మందితో కలిసి పనిచేశాడు పెద్ద టెలిస్కోప్ఆ సమయంలో ఉన్నవారిలో, సిరియస్ సమీపంలో చాలా మసకబారిన ఖగోళ శరీరం వెల్లడించింది. బెస్సెల్ చాలా కాలం క్రితం సూచించిన అదే ఉపగ్రహానికి సిరియస్ బి అని పేరు పెట్టారు. 1896లో, ప్రోసియోన్‌కు ఉపగ్రహం కూడా ఉందని అధ్యయనాలు చూపించాయి - దీనికి ప్రోసియోన్ బి అని పేరు పెట్టారు. తత్ఫలితంగా, బెస్సెల్ ఆలోచనలు పూర్తిగా ధృవీకరించబడ్డాయి.
మీరు రాత్రిపూట ఆకాశాన్ని నిశితంగా పరిశీలిస్తే, మన వైపు చూస్తున్న నక్షత్రాలు రంగులో విభిన్నంగా ఉన్నాయని గమనించడం సులభం. నీలం, తెలుపు, ఎరుపు, అవి సమానంగా మెరుస్తాయి లేదా క్రిస్మస్ చెట్టు దండలాగా మెరుస్తాయి. టెలిస్కోప్ ద్వారా, రంగు తేడాలు మరింత స్పష్టంగా కనిపిస్తాయి. అటువంటి వైవిధ్యానికి దారితీసిన కారణం ఫోటోస్పియర్ యొక్క ఉష్ణోగ్రతలో ఉంది. మరియు, తార్కిక ఊహకు విరుద్ధంగా, హాటెస్ట్ నక్షత్రాలు ఎరుపు కాదు, కానీ నీలం, నీలం-తెలుపు మరియు తెలుపు నక్షత్రాలు. కానీ మొదటి విషయాలు మొదటి.
వర్ణపట వర్గీకరణ
నక్షత్రాలు భారీ, వేడి వాయువు బంతులు. భూమి నుండి మనం వాటిని ఎలా చూస్తాము అనేది అనేక పారామితులపై ఆధారపడి ఉంటుంది. ఉదాహరణకు, నక్షత్రాలు నిజానికి మెరుస్తూ ఉండవు. దీన్ని ధృవీకరించడం చాలా సులభం: సూర్యుడిని గుర్తుంచుకోండి. కాస్మిక్ బాడీల నుండి మనకు వచ్చే కాంతి దుమ్ము మరియు వాయువుతో నిండిన ఇంటర్స్టెల్లార్ మాధ్యమాన్ని అధిగమిస్తుంది అనే వాస్తవం కారణంగా మినుకుమినుకుమనే ప్రభావం ఏర్పడుతుంది. మరొక విషయం రంగు. ఇది పెంకులను (ముఖ్యంగా ఫోటోస్పియర్) నిర్దిష్ట ఉష్ణోగ్రతలకు వేడి చేయడం యొక్క పరిణామం. అసలు రంగు స్పష్టమైన రంగు నుండి భిన్నంగా ఉండవచ్చు, కానీ వ్యత్యాసం సాధారణంగా చిన్నది.
నేడు, నక్షత్రాల యొక్క హార్వర్డ్ స్పెక్ట్రల్ వర్గీకరణ ప్రపంచవ్యాప్తంగా ఉపయోగించబడుతుంది. ఇది ఉష్ణోగ్రత ఆధారంగా మరియు రకం మరియు ఆధారంగా ఉంటుంది సాపేక్ష తీవ్రతస్పెక్ట్రమ్ లైన్లు. ప్రతి తరగతి ఒక నిర్దిష్ట రంగు యొక్క నక్షత్రాలకు అనుగుణంగా ఉంటుంది. వర్గీకరణ 1890-1924లో హార్వర్డ్ అబ్జర్వేటరీలో అభివృద్ధి చేయబడింది.
ఒక షేవ్ చేసిన ఆంగ్లేయుడు క్యారెట్ లాగా ఖర్జూరం నమిలాడు
ఏడు ప్రధాన స్పెక్ట్రల్ తరగతులు ఉన్నాయి: O—B—A—F—G—K—M. ఈ క్రమం ఉష్ణోగ్రతలో క్రమంగా తగ్గుదలని ప్రతిబింబిస్తుంది (O నుండి M వరకు). దీన్ని గుర్తుంచుకోవడానికి, ప్రత్యేకతలు ఉన్నాయి జ్ఞాపక సూత్రాలు. రష్యన్ భాషలో, వాటిలో ఒకటి ఇలా ఉంటుంది: "ఒక షేవ్ చేసిన ఆంగ్లేయుడు క్యారెట్ లాగా ఖర్జూరం నమిలాడు." ఈ తరగతులకు మరో రెండు తరగతులు జోడించబడుతున్నాయి. C మరియు S అక్షరాలు స్పెక్ట్రమ్‌లోని మెటల్ ఆక్సైడ్‌ల బ్యాండ్‌లతో కోల్డ్ ల్యుమినరీలను సూచిస్తాయి. నక్షత్ర తరగతులను నిశితంగా పరిశీలిద్దాం:
- క్లాస్ O అత్యధిక ఉపరితల ఉష్ణోగ్రత (30 నుండి 60 వేల కెల్విన్ వరకు) ద్వారా వర్గీకరించబడుతుంది. ఈ రకమైన నక్షత్రాలు సూర్యుని ద్రవ్యరాశిలో 60 రెట్లు మరియు వ్యాసార్థంలో 15 రెట్లు మించిపోతాయి. వారి కనిపించే రంగు నీలం. ప్రకాశం పరంగా, అవి మన నక్షత్రం కంటే మిలియన్ రెట్లు ఎక్కువ. బ్లూ స్టార్ HD93129A, ఈ తరగతికి చెందినది, తెలిసిన కాస్మిక్ బాడీలలో అత్యధిక ప్రకాశాన్ని కలిగి ఉంటుంది. ఈ సూచిక ప్రకారం, ఇది సూర్యుని కంటే 5 మిలియన్ రెట్లు ముందుంది. నీలిరంగు నక్షత్రం మనకు 7.5 వేల కాంతి సంవత్సరాల దూరంలో ఉంది.
- తరగతి B ఉష్ణోగ్రత 10-30 వేల కెల్విన్, సూర్యుడి కంటే 18 రెట్లు ఎక్కువ. ఇవి నీలం-తెలుపు మరియు తెలుపు నక్షత్రాలు. వాటి వ్యాసార్థం సూర్యుడి కంటే 7 రెట్లు ఎక్కువ.
- క్లాస్ A 7.5-10 వేల కెల్విన్ ఉష్ణోగ్రతతో వర్గీకరించబడుతుంది, వ్యాసార్థం మరియు ద్రవ్యరాశి సూర్యుని కంటే వరుసగా 2.1 మరియు 3.1 రెట్లు ఎక్కువ. ఇవి తెల్లని నక్షత్రాలు.
- తరగతి F: ఉష్ణోగ్రత 6000-7500 K. ద్రవ్యరాశి సూర్యుడి కంటే 1.7 రెట్లు ఎక్కువ, వ్యాసార్థం 1.3. భూమి నుండి, అటువంటి నక్షత్రాలు కూడా తెల్లగా కనిపిస్తాయి, అవి నిజమైన రంగు- పసుపు-తెలుపు.
- తరగతి G: ఉష్ణోగ్రత 5-6 వేల కెల్విన్. సూర్యుడు ఈ వర్గానికి చెందినవాడు. అటువంటి నక్షత్రాల కనిపించే మరియు నిజమైన రంగు పసుపు.
- తరగతి K: ఉష్ణోగ్రత 3500-5000 K. వ్యాసార్థం మరియు ద్రవ్యరాశి సౌర కంటే తక్కువగా ఉంటాయి, 0.9 మరియు 0.8 లుమినరీ యొక్క సంబంధిత పారామితుల నుండి. భూమి నుండి కనిపించే ఈ నక్షత్రాల రంగు పసుపు-నారింజ రంగులో ఉంటుంది.
- తరగతి M: ఉష్ణోగ్రత 2-3.5 వేల కెల్విన్. సూర్యుని యొక్క సారూప్య పారామితుల నుండి ద్రవ్యరాశి మరియు వ్యాసార్థం 0.3 మరియు 0.4. మన గ్రహం యొక్క ఉపరితలం నుండి అవి ఎరుపు-నారింజ రంగులో కనిపిస్తాయి. బీటా ఆండ్రోమెడే మరియు ఆల్ఫా చాంటెరెల్స్ తరగతి Mకి చెందినవి. చాలా మందికి తెలిసిన ప్రకాశవంతమైన ఎరుపు నక్షత్రం బెటెల్‌గ్యూస్ (ఆల్ఫా ఓరియోనిస్). శీతాకాలంలో ఆకాశంలో దాని కోసం వెతకడం ఉత్తమం. ఎరుపు నక్షత్రం పైన మరియు కొద్దిగా ఎడమ వైపున ఉంది
ప్రతి తరగతి 0 నుండి 9 వరకు ఉపవర్గాలుగా విభజించబడింది, అంటే అత్యంత వేడి నుండి అత్యంత శీతలమైన వరకు. నక్షత్ర సంఖ్యలు నిర్దిష్ట స్పెక్ట్రల్ రకంలో సభ్యత్వాన్ని మరియు సమూహంలోని ఇతర నక్షత్రాలతో పోలిస్తే ఫోటోస్పియర్ యొక్క వేడి స్థాయిని సూచిస్తాయి. ఉదాహరణకు, సూర్యుడు G2 తరగతికి చెందినవాడు.
దృశ్య శ్వేతజాతీయులు
కాబట్టి, స్టార్ క్లాసులు B నుండి F వరకు భూమి నుండి తెల్లగా కనిపించవచ్చు. మరియు A- రకానికి చెందిన వస్తువులు మాత్రమే వాస్తవానికి ఈ రంగును కలిగి ఉంటాయి. ఆ విధంగా, టెలిస్కోప్‌తో ఆయుధాలు లేని పరిశీలకుడికి నక్షత్రం సైఫ్ (ఓరియన్ కాన్స్టెలేషన్) మరియు ఆల్గోల్ (బీటా పెర్సీ) తెల్లగా కనిపిస్తాయి. అవి వర్ణపట తరగతి Bకి చెందినవి. వాటి నిజమైన రంగు నీలం-తెలుపు. అలాగే ఖగోళ నమూనాలు పెర్సియస్ మరియు కానిస్ మైనర్‌లలో ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రాలు అయిన మిత్రాక్ మరియు ప్రోసియోన్ తెల్లగా కనిపిస్తాయి. అయినప్పటికీ, వాటి నిజమైన రంగు పసుపు (గ్రేడ్ F)కి దగ్గరగా ఉంటుంది.
భూమిపై ఉన్న పరిశీలకులకు నక్షత్రాలు ఎందుకు తెల్లగా ఉంటాయి? అటువంటి వస్తువుల నుండి మన గ్రహాన్ని వేరుచేసే అపారమైన దూరం, అలాగే అంతరిక్షంలో తరచుగా కనిపించే దుమ్ము మరియు వాయువు యొక్క భారీ మేఘాల కారణంగా రంగు వక్రీకరించబడింది.
క్లాస్ ఎ
క్లాస్ O మరియు B యొక్క ప్రతినిధుల వలె తెల్లని నక్షత్రాలు అటువంటి అధిక ఉష్ణోగ్రతతో వర్గీకరించబడవు. వాటి ఫోటోస్పియర్ 7.5-10 వేల కెల్విన్ వరకు వేడి చేస్తుంది. నక్షత్రాలు వర్ణపట తరగతిమరియు సూర్యుని కంటే చాలా పెద్దది. వాటి ప్రకాశం కూడా ఎక్కువ - సుమారు 80 రెట్లు.
A నక్షత్రాల వర్ణపటం బామర్ శ్రేణి యొక్క బలమైన హైడ్రోజన్ పంక్తులను చూపుతుంది. ఇతర మూలకాల పంక్తులు గమనించదగ్గ విధంగా బలహీనంగా ఉన్నాయి, కానీ మేము సబ్‌క్లాస్ A0 నుండి A9కి మారినప్పుడు అవి మరింత ముఖ్యమైనవి. స్పెక్ట్రల్ క్లాస్ A కి చెందిన జెయింట్స్ మరియు సూపర్ జెయింట్స్ కొద్దిగా తక్కువగా ఉంటాయి ఉచ్ఛరిస్తారు పంక్తులునక్షత్రాల కంటే హైడ్రోజన్ ప్రధాన క్రమం. ఈ ల్యుమినరీల విషయంలో, భారీ లోహాల పంక్తులు మరింత గుర్తించదగినవి.
చాలా విచిత్రమైన నక్షత్రాలు స్పెక్ట్రల్ క్లాస్ A కి చెందినవి. ఈ పదం స్పెక్ట్రమ్‌లో గుర్తించదగిన లక్షణాలను కలిగి ఉన్న ల్యుమినరీలను సూచిస్తుంది మరియు భౌతిక పారామితులు, ఇది వారి వర్గీకరణను కష్టతరం చేస్తుంది. ఉదాహరణకు, Lambda Boötes వంటి చాలా అరుదైన నక్షత్రాలు భారీ లోహాలు లేకపోవడం మరియు చాలా నెమ్మదిగా భ్రమణంతో ఉంటాయి. విచిత్రమైన వెలుగులలో తెల్ల మరగుజ్జులు కూడా ఉన్నాయి.
క్లాస్ Aలో సిరియస్, మెన్కాలినన్, అలియోత్, కాస్టర్ మరియు ఇతరులు వంటి ప్రకాశవంతమైన రాత్రిపూట ఆకాశ వస్తువులు ఉన్నాయి. వాటిని బాగా తెలుసుకుందాం.
ఆల్ఫా కానిస్ మేజోరిస్
సిరియస్ ఆకాశంలో అత్యంత ప్రకాశవంతంగా ఉంటుంది, దగ్గరగా ఉండకపోయినా నక్షత్రం. దానికి దూరం 8.6 కాంతి సంవత్సరాలు. భూమిపై ఉన్న పరిశీలకుడికి, ఇది చాలా ప్రకాశవంతంగా కనిపిస్తుంది ఎందుకంటే ఇది ఆకట్టుకునే పరిమాణాన్ని కలిగి ఉంది మరియు ఇంకా అనేక ఇతర పెద్ద మరియు ప్రకాశవంతమైన వస్తువులకు దూరంగా లేదు. సమీప నక్షత్రంసూర్యుడికి - సిరియస్ ఈ జాబితాలో ఐదవ స్థానంలో ఉంది.
ఇది రెండు భాగాల వ్యవస్థను సూచిస్తుంది మరియు ఇది. సిరియస్ A మరియు సిరియస్ B లు 20 ఖగోళ యూనిట్ల దూరంతో వేరు చేయబడ్డాయి మరియు కేవలం 50 సంవత్సరాల కంటే తక్కువ వ్యవధిలో తిరుగుతాయి. సిస్టమ్ యొక్క మొదటి భాగం, ఒక ప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రం, స్పెక్ట్రల్ క్లాస్ A1కి చెందినది. దీని ద్రవ్యరాశి సూర్యుని కంటే రెండింతలు మరియు వ్యాసార్థం 1.7 రెట్లు. ఇది భూమి నుండి కంటితో గమనించవచ్చు.
సిస్టమ్ యొక్క రెండవ భాగం తెల్ల మరగుజ్జు. సిరియస్ బి నక్షత్రం ద్రవ్యరాశిలో మన నక్షత్రానికి దాదాపు సమానంగా ఉంటుంది, ఇది అటువంటి వస్తువులకు విలక్షణమైనది కాదు. సాధారణంగా, తెల్ల మరగుజ్జులు 0.6-0.7 సౌర ద్రవ్యరాశితో వర్గీకరించబడతాయి. అదే సమయంలో, సిరియస్ B యొక్క కొలతలు భూమిపై ఉన్న వాటికి దగ్గరగా ఉంటాయి. సుమారు 120 మిలియన్ సంవత్సరాల క్రితం ఈ నక్షత్రానికి తెల్ల మరగుజ్జు దశ ప్రారంభమైందని నమ్ముతారు. సిరియస్ B ప్రధాన శ్రేణిలో ఉన్నప్పుడు, ఇది బహుశా 5 సౌర ద్రవ్యరాశి కలిగిన నక్షత్రం మరియు వర్ణపట తరగతి Bకి చెందినది.
సిరియస్ A, శాస్త్రవేత్తల ప్రకారం, మారవచ్చు తదుపరి దశసుమారు 660 మిలియన్ సంవత్సరాల తర్వాత పరిణామం. అప్పుడు అది ఎర్రటి జెయింట్‌గా మారుతుంది మరియు కొంచెం తరువాత - దాని సహచరుడిలా తెల్ల మరగుజ్జుగా మారుతుంది.
ఆల్ఫా ఈగిల్
సిరియస్ వలె, అనేక తెల్లని నక్షత్రాలు, వాటి పేర్లు క్రింద ఇవ్వబడ్డాయి, వాటి ప్రకాశం మరియు సైన్స్ ఫిక్షన్ సాహిత్యం యొక్క పేజీలలో తరచుగా ప్రస్తావించడం వల్ల ఖగోళశాస్త్రంలో ఆసక్తి ఉన్న వ్యక్తులకు మాత్రమే బాగా తెలుసు. ఆల్టెయిర్ ఈ దిగ్గజాలలో ఒకరు. ఆల్ఫా ఈగిల్, ఉదాహరణకు, స్టీఫెన్ కింగ్‌లో కనుగొనబడింది. ఈ నక్షత్రం దాని ప్రకాశం మరియు సాపేక్షంగా దగ్గరగా ఉన్న ప్రదేశం కారణంగా రాత్రిపూట ఆకాశంలో స్పష్టంగా కనిపిస్తుంది. సూర్యుడు మరియు ఆల్టెయిర్‌ను వేరుచేసే దూరం 16.8 కాంతి సంవత్సరాలు. స్పెక్ట్రల్ క్లాస్ A యొక్క నక్షత్రాలలో, సిరియస్ మాత్రమే మనకు దగ్గరగా ఉంటుంది.
ఆల్టెయిర్ సూర్యుడి కంటే 1.8 రెట్లు ఎక్కువ భారీ. దీని లక్షణం చాలా వేగంగా భ్రమణం. నక్షత్రం తన అక్షం చుట్టూ తొమ్మిది గంటలలోపు ఒక విప్లవాన్ని పూర్తి చేస్తుంది. భూమధ్యరేఖ దగ్గర భ్రమణ వేగం సెకనుకు 286 కి.మీ. ఫలితంగా, "చురుకైన" ఆల్టెయిర్ స్తంభాల నుండి చదును చేయబడుతుంది. అదనంగా, దీర్ఘవృత్తాకార ఆకారం కారణంగా, నక్షత్రం యొక్క ఉష్ణోగ్రత మరియు ప్రకాశం ధ్రువాల నుండి భూమధ్యరేఖకు తగ్గుతుంది. ఈ ప్రభావాన్ని "గురుత్వాకర్షణ చీకటి" అంటారు.
ఆల్టెయిర్ యొక్క మరొక లక్షణం ఏమిటంటే, కాలక్రమేణా దాని షైన్ మారుతుంది. ఇది సూచిస్తుంది రకం వేరియబుల్స్డెల్టా స్కుటం.
ఆల్ఫా లైరే
సూర్యుని తర్వాత అత్యధికంగా అధ్యయనం చేయబడిన నక్షత్రం వేగా. ఆల్ఫా లైరే స్పెక్ట్రమ్‌ను నిర్ణయించిన మొదటి నక్షత్రం. ఛాయాచిత్రంలో బంధించబడిన సూర్యుని తర్వాత ఆమె రెండవ వెలుగుగా మారింది. శాస్త్రవేత్తలు పార్లాక్స్ పద్ధతిని ఉపయోగించి దూరాన్ని కొలిచిన మొదటి నక్షత్రాలలో వేగా కూడా ఒకటి. సుదీర్ఘ కాలంనిర్ణయించేటప్పుడు ల్యుమినరీ యొక్క ప్రకాశం 0గా తీసుకోబడింది పరిమాణాలుఇతర వస్తువులు.
ఆల్ఫా లైరే ఔత్సాహిక ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలకు మరియు సాధారణ పరిశీలకులకు బాగా తెలుసు. ఇది నక్షత్రాలలో ఐదవ ప్రకాశవంతమైనది మరియు ఆల్టెయిర్ మరియు డెనెబ్‌లతో పాటు వేసవి ట్రయాంగిల్ ఆస్టరిజంలో చేర్చబడింది.
సూర్యుడి నుండి వేగాకి దూరం 25.3 కాంతి సంవత్సరాలు. దాని భూమధ్యరేఖ వ్యాసార్థం మరియు ద్రవ్యరాశి మన నక్షత్రం యొక్క సారూప్య పారామితుల కంటే వరుసగా 2.78 మరియు 2.3 రెట్లు ఎక్కువ. నక్షత్రం ఆకారం ఖచ్చితమైన గోళానికి దూరంగా ఉంది. భూమధ్యరేఖ వద్ద వ్యాసం ధ్రువాల కంటే పెద్దదిగా ఉంటుంది. కారణం - అపారమైన వేగంభ్రమణం. భూమధ్యరేఖ వద్ద ఇది 274 కిమీ/సెకనుకు చేరుకుంటుంది (సూర్యుడికి ఈ పరామితి సెకనుకు రెండు కిలోమీటర్ల కంటే కొంచెం ఎక్కువగా ఉంటుంది).
వేగా యొక్క లక్షణాలలో ఒకటి దాని చుట్టూ ఉన్న డస్ట్ డిస్క్. ఇది ఫలితంగా ఉద్భవించిందని నమ్ముతారు పెద్ద సంఖ్యలోతోకచుక్కలు మరియు ఉల్కల ఘర్షణలు. డస్ట్ డిస్క్ నక్షత్రం చుట్టూ తిరుగుతుంది మరియు దాని రేడియేషన్ ద్వారా వేడి చేయబడుతుంది. ఫలితంగా, తీవ్రత పెరుగుతుంది పరారుణ వికిరణంవేగా. కొంతకాలం క్రితం, డిస్క్‌లో అసమానతలు కనుగొనబడ్డాయి. నక్షత్రం కనీసం ఒక గ్రహం కలిగి ఉండవచ్చని వివరణ.
ఆల్ఫా జెమిని
మిధున రాశిలో రెండవ ప్రకాశవంతమైన వస్తువు కాస్టర్. అతను, మునుపటి వెలుగుల వలె, స్పెక్ట్రల్ క్లాస్ A కి చెందినవాడు. కాస్టర్ రాత్రి ఆకాశంలో ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రాలలో ఒకటి. సంబంధిత జాబితాలో ఇది 23 వ స్థానంలో ఉంది.
కాస్టర్ అనేది ఆరు భాగాలతో కూడిన బహుళ వ్యవస్థ. రెండు ప్రధాన అంశాలు (కాస్టర్ A మరియు కాస్టర్ B) చుట్టూ తిరుగుతాయి సాధారణ కేంద్రం 350 సంవత్సరాల వ్యవధి కలిగిన ద్రవ్యరాశి. రెండు నక్షత్రాలలో ప్రతి ఒక్కటి స్పెక్ట్రల్ బైనరీ. కాస్టర్ A మరియు కాస్టర్ B భాగాలు తక్కువ ప్రకాశవంతంగా ఉంటాయి మరియు బహుశా స్పెక్ట్రల్ క్లాస్ Mకి చెందినవి.
కాస్టర్ S వెంటనే సిస్టమ్‌తో అనుబంధించబడలేదు. ప్రారంభంలో ఇది స్వతంత్ర నక్షత్రం YY జెమినిగా నియమించబడింది. ఆకాశంలోని ఈ ప్రాంతాన్ని అధ్యయనం చేసే ప్రక్రియలో, ఈ ప్రకాశం భౌతికంగా కాస్టర్ వ్యవస్థతో అనుసంధానించబడిందని తెలిసింది. నక్షత్రం అనేక పదుల వేల సంవత్సరాల వ్యవధితో అన్ని భాగాలకు సాధారణ ద్రవ్యరాశి కేంద్రం చుట్టూ తిరుగుతుంది మరియు ఇది కూడా స్పెక్ట్రల్ బైనరీ.
బీటా ఆరిగే
ఆరిగా యొక్క ఖగోళ నమూనాలో దాదాపు 150 "చుక్కలు" ఉన్నాయి, వాటిలో చాలా తెల్లటి నక్షత్రాలు ఉన్నాయి. జ్యోతిష్యుల పేర్లు ఖగోళ శాస్త్రానికి దూరంగా ఉన్న వ్యక్తికి చాలా తక్కువ చెప్పగలవు, అయితే ఇది విజ్ఞాన శాస్త్రానికి వారి ప్రాముఖ్యతను తగ్గించదు. అత్యంత ప్రకాశవంతమైన వస్తువు స్వర్గపు నమూనా, స్పెక్ట్రల్ క్లాస్ Aకి చెందినది, మెన్కాలినన్ లేదా బీటా ఆరిగే. అరబిక్ నుండి అనువదించబడిన నక్షత్రం పేరు "పగ్గాల యజమాని యొక్క భుజం" అని అర్ధం.
Mencalinan ఒక ట్రిపుల్ సిస్టమ్. దాని రెండు భాగాలు స్పెక్ట్రల్ క్లాస్ A యొక్క ఉపవిభాగాలు. వాటిలో ప్రతి ఒక్కదాని ప్రకాశం సూర్యుని కంటే 48 రెట్లు ఎక్కువ. అవి 0.08 దూరంతో వేరు చేయబడ్డాయి ఖగోళ యూనిట్లు. మూడవ భాగం ఎరుపు మరగుజ్జు, జత నుండి 330 AU దూరంలో ఉంది. ఇ.
ఎప్సిలాన్ ఉర్సా మేజర్
బహుశా అత్యంత ప్రకాశవంతమైన "పాయింట్" ప్రసిద్ధ నక్షత్రరాశిఉత్తర ఆకాశం ( పెద్ద ముణక వేయువాడు) అలియట్, క్లాస్ Aగా కూడా వర్గీకరించబడింది. స్పష్టమైన విలువ- 1.76. ప్రకాశవంతమైన వెలుగుల జాబితాలో ఈ నక్షత్రం 33 వ స్థానాన్ని ఆక్రమించింది. అలియోత్ బిగ్ డిప్పర్ ఆస్టెరిజంలో చేర్చబడింది మరియు గిన్నెకు ఇతర ల్యుమినరీల కంటే దగ్గరగా ఉంది.
అలియట్ యొక్క స్పెక్ట్రమ్ 5.1 రోజుల వ్యవధిలో హెచ్చుతగ్గులకు లోనయ్యే అసాధారణ రేఖల ద్వారా వర్గీకరించబడుతుంది. లక్షణాలు ఎక్స్‌పోజర్‌తో సంబంధం కలిగి ఉన్నాయని భావించబడుతుంది అయిస్కాంత క్షేత్రంనక్షత్రాలు. స్పెక్ట్రల్ హెచ్చుతగ్గులు, తాజా డేటా ప్రకారం, బృహస్పతి ద్రవ్యరాశికి దాదాపు 15 రెట్లు ఎక్కువ ద్రవ్యరాశితో విశ్వ శరీరం యొక్క సామీప్యత కారణంగా తలెత్తవచ్చు. ఇది అలా ఉందా అనేది ఇప్పటికీ మిస్టరీ. ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలు ప్రతిరోజూ నక్షత్రాల ఇతర రహస్యాల మాదిరిగానే దీనిని అర్థం చేసుకోవడానికి ప్రయత్నిస్తారు.
తెల్ల మరుగుజ్జులు
"తెల్ల మరగుజ్జు"గా పేర్కొనబడిన వెలుగుల పరిణామ దశ గురించి ప్రస్తావించకుండా తెల్లని నక్షత్రాల గురించిన కథ అసంపూర్ణంగా ఉంటుంది. మొదటిసారిగా కనుగొనబడినవి స్పెక్ట్రల్ క్లాస్ A కి చెందినవి కాబట్టి అలాంటి వస్తువులు వాటి పేరును పొందాయి. ఇవి సిరియస్ B మరియు 40 ఎరిడాని B. నేడు, తెల్ల మరుగుజ్జులు నక్షత్రం యొక్క చివరి దశకు ఎంపికలలో ఒకటిగా పిలువబడతాయి.
వద్ద మరింత వివరంగా చూద్దాం జీవిత చక్రంప్రకాశించే
నక్షత్ర పరిణామం
నక్షత్రాలు రాత్రిపూట జన్మించవు: వాటిలో ప్రతి ఒక్కటి అనేక దశల గుండా వెళుతుంది. మొదట, వాయువు మరియు ధూళి యొక్క మేఘం దాని స్వంత ప్రభావంతో కుంచించుకుపోతుంది, నెమ్మదిగా అది బంతి ఆకారాన్ని తీసుకుంటుంది, అయితే గురుత్వాకర్షణ శక్తి వేడిగా మారుతుంది - వస్తువు యొక్క ఉష్ణోగ్రత పెరుగుతుంది. ఇది 20 మిలియన్ కెల్విన్ విలువకు చేరుకున్నప్పుడు, ప్రతిచర్య ప్రారంభమవుతుంది అణు విచ్చేదన. ఈ దశ పూర్తి స్థాయి నక్షత్రం యొక్క జీవితానికి నాందిగా పరిగణించబడుతుంది.
ప్రకాశకులు ఎక్కువ సమయం ప్రధాన క్రమంలోనే గడుపుతారు. హైడ్రోజన్ చక్రం ప్రతిచర్యలు నిరంతరం వాటి లోతులలో జరుగుతాయి. నక్షత్రాల ఉష్ణోగ్రత మారవచ్చు. కోర్లోని మొత్తం హైడ్రోజన్ అయిపోయినప్పుడు, పరిణామం యొక్క కొత్త దశ ప్రారంభమవుతుంది. ఇప్పుడు హీలియం ఇంధనం అవుతుంది. అదే సమయంలో, నక్షత్రం విస్తరించడం ప్రారంభమవుతుంది. దాని ప్రకాశం పెరుగుతుంది, మరియు ఉపరితల ఉష్ణోగ్రత, దీనికి విరుద్ధంగా, తగ్గుతుంది. నక్షత్రం ప్రధాన క్రమాన్ని విడిచిపెట్టి, ఎర్రటి దిగ్గజం అవుతుంది.
హీలియం కోర్ యొక్క ద్రవ్యరాశి క్రమంగా పెరుగుతుంది, మరియు అది దాని స్వంత బరువు కింద కుదించడం ప్రారంభమవుతుంది. రెడ్ జెయింట్ దశ మునుపటి కంటే చాలా వేగంగా ముగుస్తుంది. అనుసరించాల్సిన మార్గం మరింత పరిణామం, వస్తువు యొక్క ప్రారంభ ద్రవ్యరాశిపై ఆధారపడి ఉంటుంది. రెడ్ జెయింట్ దశలో తక్కువ ద్రవ్యరాశి నక్షత్రాలు పెరగడం ప్రారంభిస్తాయి. ఈ ప్రక్రియ ఫలితంగా, వస్తువు దాని షెల్లను తొలగిస్తుంది. నక్షత్రం యొక్క బేర్ కోర్ కూడా ఏర్పడుతుంది. అటువంటి కేంద్రకంలో అన్ని ఫ్యూజన్ ప్రతిచర్యలు పూర్తయ్యాయి. దీనిని హీలియం వైట్ డ్వార్ఫ్ అంటారు. మరింత భారీ రెడ్ జెయింట్స్ (కొంతవరకు) కార్బన్ ఆధారిత తెల్ల మరగుజ్జులుగా పరిణామం చెందుతాయి. వాటి కోర్లలో హీలియం కంటే బరువైన మూలకాలు ఉంటాయి.
లక్షణాలు
తెల్ల మరుగుజ్జులు సాధారణంగా సూర్యుడికి చాలా దగ్గరగా ఉండే శరీరాలు. అంతేకాక, వాటి పరిమాణం భూమికి అనుగుణంగా ఉంటుంది. ఈ కాస్మిక్ బాడీల యొక్క భారీ సాంద్రత మరియు వాటి లోతులలో సంభవించే ప్రక్రియలు దృక్కోణం నుండి వివరించలేనివి శాస్త్రీయ భౌతిక శాస్త్రం. క్వాంటం మెకానిక్స్ నక్షత్రాల రహస్యాలను బహిర్గతం చేయడంలో సహాయపడింది.
తెల్ల మరగుజ్జుల విషయం ఎలక్ట్రాన్-న్యూక్లియర్ ప్లాస్మా. ప్రయోగశాలలో కూడా దీన్ని నిర్మించడం దాదాపు అసాధ్యం. అందువల్ల, అటువంటి వస్తువుల యొక్క అనేక లక్షణాలు అస్పష్టంగా ఉన్నాయి.
మీరు రాత్రంతా నక్షత్రాలను అధ్యయనం చేసినప్పటికీ, ప్రత్యేక పరికరాలు లేకుండా కనీసం ఒక తెల్ల మరగుజ్జును మీరు గుర్తించలేరు. వాటి ప్రకాశం సూర్యుడి కంటే చాలా తక్కువగా ఉంటుంది. శాస్త్రవేత్తల ప్రకారం, గెలాక్సీలోని అన్ని వస్తువులలో తెల్ల మరగుజ్జులు దాదాపు 3 నుండి 10% వరకు ఉంటాయి. ఏదేమైనా, ఈ రోజు వరకు, వాటిలో భూమి నుండి 200-300 పార్సెక్కుల దూరంలో ఉన్నవి మాత్రమే కనుగొనబడ్డాయి.
తెల్ల మరగుజ్జులు అభివృద్ధి చెందుతూనే ఉన్నాయి. ఏర్పడిన వెంటనే, అవి అధిక ఉపరితల ఉష్ణోగ్రతను కలిగి ఉంటాయి, కానీ త్వరగా చల్లబడతాయి. ఏర్పడిన అనేక పదుల బిలియన్ల సంవత్సరాల తరువాత, సిద్ధాంతం ప్రకారం, తెల్ల మరగుజ్జు నల్ల మరగుజ్జుగా మారుతుంది - ఉద్గార రహిత కనిపించే కాంతిశరీరం.
తెలుపు, ఎరుపు లేదా నీలం నక్షత్రంపరిశీలకుడికి అవి ప్రధానంగా రంగులో తేడా ఉంటుంది. ఖగోళ శాస్త్రవేత్త లోతుగా చూస్తున్నాడు. రంగు వెంటనే ఉష్ణోగ్రత, పరిమాణం మరియు వస్తువు యొక్క ద్రవ్యరాశి గురించి చాలా చెబుతుంది. నీలం లేదా లేత నీలం నక్షత్రం ఒక పెద్ద వేడి బంతి, అన్ని విధాలుగా సూర్యుడి కంటే చాలా ముందుంది. వైట్ ల్యుమినరీలు, వ్యాసంలో వివరించిన ఉదాహరణలు కొంతవరకు చిన్నవి. వివిధ కేటలాగ్‌లలోని నక్షత్ర సంఖ్యలు కూడా నిపుణులకు చాలా తెలియజేస్తాయి, కానీ ప్రతిదీ కాదు. పెద్ద సంఖ్యలోసుదూర అంతరిక్ష వస్తువుల జీవితం గురించిన సమాచారం ఇంకా వివరించబడలేదు లేదా గుర్తించబడలేదు.
2 తెల్ల మరుగుజ్జుల మూలం
- 2.1 ట్రిపుల్ హీలియం రియాక్షన్ మరియు రెడ్ జెయింట్స్ యొక్క ఐసోథర్మల్ న్యూక్లియైలు 2.2 రెడ్ జెయింట్స్ ద్వారా ద్రవ్యరాశి నష్టం మరియు వాటి షెల్స్ షెడ్డింగ్
- 3.1 మాస్-రేడియస్ సంబంధం మరియు చంద్రశేఖర్ పరిమితి 3.2 స్పెక్ట్రా లక్షణాలు
- 5.1 ఎక్స్-రే రేడియేషన్తెల్ల మరుగుజ్జులు 5.2 బైనరీ సిస్టమ్స్‌లో తెల్ల మరగుజ్జులపైకి చేరడం
గమనికలు
సాహిత్యం
పరిచయం
తెల్ల మరుగుజ్జులు- సూర్యుని ద్రవ్యరాశితో పోల్చదగిన ద్రవ్యరాశి మరియు అధిక ప్రభావవంతమైన ఉష్ణోగ్రతలతో తక్కువ-ప్రకాశించే నక్షత్రాలు. పేరు తెల్ల మరుగుజ్జులుఈ తరగతి యొక్క మొదటి కనుగొనబడిన ప్రతినిధుల రంగుతో సంబంధం కలిగి ఉంటుంది - సిరియస్ బిమరియు 40 ఎరిడాని బి.హెర్ట్జ్‌స్ప్రంగ్-రస్సెల్ రేఖాచిత్రంలో అవి ఒకే స్పెక్ట్రల్ క్లాస్ యొక్క ప్రధాన శ్రేణి వీక్షణకు 10-12 మీటర్ల దిగువన ఉన్నాయి.
తెల్ల మరగుజ్జుల వ్యాసార్థాలు సౌర కంటే దాదాపు 100 రెట్లు చిన్నవి, వాటి ప్రకాశం సౌర కంటే ~ రెట్లు తక్కువగా ఉంటుంది. తెల్ల మరుగుజ్జుల పదార్థం యొక్క సాంద్రత g/cm3, మిలియన్ల సార్లు మరింత సాంద్రతప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రాలలో పదార్థాలు. సంఖ్యల పరంగా, గెలాక్సీ దృష్టిలో తెల్ల మరగుజ్జులు 3-10% వరకు ఉంటాయి. అయినప్పటికీ, వాటిలో ఒక చిన్న భాగం మాత్రమే తెలుసు, ఎందుకంటే వారి తక్కువ ప్రకాశం కారణంగా, 200-300 pcలకు మించని దూరం మాత్రమే కనుగొనబడింది.
ఆధునిక భావనల ప్రకారం, తెల్ల మరుగుజ్జులు సౌర ద్రవ్యరాశి నుండి 8-10 సౌర ద్రవ్యరాశి వరకు ద్రవ్యరాశితో సాధారణ నక్షత్రాల పరిణామం యొక్క తుది ఉత్పత్తి. నక్షత్రం యొక్క ప్రేగులలోని థర్మోన్యూక్లియర్ శక్తి యొక్క మూలాల అలసట మరియు షెల్ యొక్క ఎజెక్షన్ తర్వాత అవి ఏర్పడతాయి.
1. ఆవిష్కరణ చరిత్ర
1.1 తెల్ల మరగుజ్జు ఆవిష్కరణలు
చీకటి ఉపగ్రహం, మరియు ఒక సాధారణ ద్రవ్యరాశి కేంద్రం చుట్టూ రెండు దర్శనాల భ్రమణ కాలం సుమారు 50 సంవత్సరాలు ఉండాలి, ఎందుకంటే చీకటి ఉపగ్రహం కనిపించకుండా ఉండిపోయింది మరియు దాని ద్రవ్యరాశి చాలా పెద్దదిగా ఉండాలి - ద్రవ్యరాశితో పోల్చవచ్చు. సిరియస్.
నేను నా స్నేహితుడిని సందర్శిస్తున్నాను... వ్యాపార సందర్శనలో ప్రొఫెసర్ E. పికరింగ్. అతని లక్షణమైన దయతో, అతను అన్ని నక్షత్రాల వర్ణపటాలను తీసుకోమని ప్రతిపాదించాడు, హింక్స్ మరియు నేను వాటిని నిర్ణయించే లక్ష్యంతో గమనించాము. పారలాక్స్. నెమ్మదిగా అనిపించిన ఈ పని చాలా ఫలవంతమైనదిగా మారింది - ఇది అన్ని నక్షత్రాలు చాలా చిన్నవి అని కనుగొనటానికి దారితీసింది. సంపూర్ణ విలువ(అంటే తక్కువ ప్రకాశం) కలిగి ఉంటాయి స్పెక్ట్రల్ క్లాస్ M (అనగా చాలా తక్కువ ఉపరితల ఉష్ణోగ్రత). ఈ సమస్యను చర్చిస్తున్నప్పుడు, నేను 40 ఎరిడాని బి అనే సంఖ్యను గుర్తుచేసుకుంటూ మరికొన్ని మందమైన నక్షత్రాల గురించి పికరింగ్‌ని అడిగాను. అతని లక్షణ పద్ధతిలో, అతను వెంటనే (హార్వర్డ్) అబ్జర్వేటరీ కార్యాలయానికి ఒక అభ్యర్థనను పంపాడు మరియు ఈ నక్షత్రం యొక్క స్పెక్ట్రం A (అంటే, అధిక ఉపరితల ఉష్ణోగ్రత) అని వెంటనే (మిసెస్ ఫ్లెమింగ్ ద్వారా నేను నమ్ముతున్నాను) సమాధానమిచ్చాడు. ఆ "పాలియోజోయిక్" కాలంలో కూడా నేను ఉపరితల ప్రకాశం మరియు సాంద్రత యొక్క "సాధ్యమైన" విలువలు అని పిలిచే వాటి మధ్య గణనీయమైన వ్యత్యాసం ఉందని వెంటనే గ్రహించడానికి ఈ విషయాల గురించి నాకు తగినంతగా తెలుసు. నేను, బహుశా, నక్షత్రాల లక్షణాలకు చాలా సాధారణమైనదిగా అనిపించిన నియమానికి ఈ మినహాయింపును చూసి ఆశ్చర్యపోవడమే కాకుండా ఆశ్చర్యపోయాను అనే వాస్తవాన్ని నేను దాచలేదు. పికరింగ్ నన్ను చూసి నవ్వి ఇలా అన్నాడు: "ఖచ్చితంగా ఇలాంటి మినహాయింపులే మన జ్ఞానం యొక్క విస్తరణకు దారితీస్తాయి" - మరియు తెల్ల మరుగుజ్జులు అధ్యయన ప్రపంచంలోకి ప్రవేశించారు "
రస్సెల్ యొక్క ఆశ్చర్యం చాలా అర్థమయ్యేలా ఉంది: 40 ఎరిడాని బి అనేది సాపేక్షంగా దగ్గరి నక్షత్రాలను సూచిస్తుంది మరియు పారలాక్స్‌ని ఉపయోగించి దాని దూరాన్ని మరియు తదనుగుణంగా ప్రకాశాన్ని చాలా ఖచ్చితంగా నిర్ణయించవచ్చు. 40 ఎరిడాని B యొక్క ప్రకాశం దాని వర్ణపట తరగతికి క్రమరహితంగా తక్కువగా ఉంది - తెల్ల మరుగుజ్జులు ఏర్పడ్డాయి కొత్త ప్రాంతంహెర్ట్జ్‌స్ప్రంగ్-రస్సెల్ రేఖాచిత్రంలో. ఈ ప్రకాశం, ద్రవ్యరాశి మరియు ఉష్ణోగ్రత కలయిక అపారమయినది మరియు 1920లలో అభివృద్ధి చేయబడిన ప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రాల నిర్మాణం యొక్క ప్రామాణిక నమూనాలో వివరించబడలేదు.
తెల్ల మరుగుజ్జుల యొక్క అధిక సాంద్రత క్లాసికల్ ఫిజిక్స్ యొక్క దృక్కోణం నుండి వివరించలేనిది, కానీ వివరించబడింది క్వాంటం మెకానిక్స్ఫెర్మి-డిరాక్ గణాంకాలు కనిపించిన తర్వాత. 1926 "థిక్ మేటర్" వ్యాసంలో ఫౌలర్ ( "దట్టమైన పదార్థం", నెలవారీ నోటీసులు R. ఆస్ట్రాన్. Soc. 87, 114-122 ) ప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రాల మాదిరిగా కాకుండా, రాష్ట్ర సమీకరణాలు ఆదర్శ వాయువు నమూనా (ప్రామాణిక ఎడింగ్టన్ మోడల్)పై ఆధారపడి ఉంటాయి, తెలుపు మరుగుజ్జుల కోసం పదార్థం యొక్క సాంద్రత మరియు పీడనం క్షీణించిన ఎలక్ట్రాన్ వాయువు (ఫెర్మీ గ్యాస్) లక్షణాల ద్వారా నిర్ణయించబడతాయి. )
తెల్ల మరుగుజ్జుల స్వభావాన్ని వివరించడంలో తదుపరి దశ చంద్రశేఖర్ యొక్క పని. 1928, ఫ్రెంకెల్ తెలుపు మరుగుజ్జులు ఉండాలని సూచించాడు గరిష్ట పరిమితిద్రవ్యరాశి, మరియు 1930 చంద్రశేఖర్ తన రచనలో “ది మ్యాగ్జిమమ్ మాస్ ఆఫ్ యాన్ ఐడియల్ వైట్ డ్వార్ఫ్” ( " ఆదర్శ తెల్ల మరగుజ్జుల గరిష్ట ద్రవ్యరాశి",ఆస్ట్రోఫ్. జె. 74, 81-82 ) 1.4 సౌరశక్తి కంటే ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి కలిగిన తెల్ల మరగుజ్జులు అస్థిరంగా ఉన్నాయని (చంద్రశేఖర్ పరిమితి) మరియు కూలిపోవచ్చని నిరూపించబడింది.
2. వైట్ డ్వార్ఫ్స్ యొక్క మూలం
ఫౌలర్ యొక్క పరిష్కారం తెల్ల మరగుజ్జుల యొక్క అంతర్గత నిర్మాణాన్ని వివరించింది, కానీ వాటి మూలం యొక్క యంత్రాంగాన్ని వివరించలేదు. తెల్ల మరుగుజ్జుల పుట్టుకను వివరించడంలో రెండు ఆలోచనలు కీలక పాత్ర పోషించాయి:
- E. బర్న్‌అవుట్ ఫలితంగా ప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రాల నుండి రెడ్ జెయింట్‌లు ఏర్పడతాయని ఎపిక్ అభిప్రాయం అణు ఇంధనంప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రాలు ద్రవ్యరాశిని కోల్పోవాలని మరియు అటువంటి ద్రవ్యరాశి నష్టం నక్షత్రాల పరిణామాన్ని గణనీయంగా ప్రభావితం చేస్తుందని రెండవ ప్రపంచ యుద్ధం తర్వాత కొంతకాలం తర్వాత చేసిన సూచన.
ఈ అంచనాలు పూర్తిగా ధృవీకరించబడ్డాయి.
2.1 ట్రిపుల్ హీలియం ప్రతిచర్య మరియు రెడ్ జెయింట్స్ యొక్క ఐసోథర్మల్ న్యూక్లియైలు
ప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రాల పరిణామ సమయంలో, హైడ్రోజన్ "కాలిపోతుంది" - హీలియం ఏర్పడటంతో న్యూక్లియోసింథసిస్ (బెతే చక్రం చూడండి). ఇటువంటి బర్న్‌అవుట్ నక్షత్రం యొక్క కేంద్ర భాగాలలో శక్తి విడుదలను నిలిపివేస్తుంది, కుదింపు మరియు తదనుగుణంగా, దాని కోర్లో సాంద్రత మరియు ఉష్ణోగ్రత పెరుగుదలకు దారితీస్తుంది. స్టెల్లార్ కోర్లో సాంద్రత మరియు ఉష్ణోగ్రత పెరుగుదల థర్మోన్యూక్లియర్ శక్తి యొక్క కొత్త మూలం సక్రియం చేయబడిన పరిస్థితులకు దారితీస్తుంది: హీలియం బర్నప్ ( ట్రిపుల్ హీలియం ప్రతిచర్యలేదా ట్రిపుల్ ఆల్ఫా ప్రక్రియ), రెడ్ జెయింట్స్ మరియు సూపర్ జెయింట్స్ యొక్క లక్షణం.
10 8 K చుట్టూ ఉష్ణోగ్రతల వద్ద, హీలియం కేంద్రకాల యొక్క గతిశక్తి కూలంబ్ అవరోధాన్ని అధిగమించడానికి సరిపోతుంది: రెండు హీలియం న్యూక్లియైలు (ఆల్ఫా కణాలు) కలిసి ఏర్పడతాయి. అస్థిర ఐసోటోప్బెరీలియం బీ 8:
He 4 + He 4 = Be 8
Be 8లో ఎక్కువ భాగం ఇప్పటికీ రెండు ఆల్ఫా కణాలుగా క్షీణిస్తుంది, అయితే ఒక చిన్న సమయంఉనికిలో, Be 8 న్యూక్లియస్ అధిక-శక్తి ఆల్ఫా కణంతో కలిసిపోతుంది, స్థిరమైన కార్బన్ న్యూక్లియస్ C 12 ఏర్పడుతుంది:
Be 8 + He 4 = C 12 + 7.3 m eV.
Be 8 యొక్క తక్కువ సమతౌల్య సాంద్రత ఉన్నప్పటికీ (ఉదాహరణకు, ~ 10 8 K ఉష్ణోగ్రత వద్ద ఏకాగ్రత నిష్పత్తి / ~, రేటు అటువంటిది ట్రిపుల్ హీలియం ప్రతిచర్యనక్షత్రం యొక్క హాట్ కోర్లో కొత్త హైడ్రోస్టాటిక్ సమతుల్యతను సాధించడానికి సరిపోతుందని తేలింది. టెర్నరీ హీలియం ప్రతిచర్యలో ఉష్ణోగ్రతపై శక్తి విడుదల ఆధారపడటం చాలా బలంగా ఉంది, ఉదాహరణకు, ఉష్ణోగ్రత పరిధి ~ 1-2? 10 8 K శక్తి విడుదల http://*****/images/ukbase_2__1234.jpg" alt="\ Varepsilon _ (3 \ alpha) = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ ఎడమ (((T \over (10^8)))\కుడి)^(30)" width="210 height=46" height="46">!}
ఇక్కడ హైడ్రోజన్ యొక్క దహనం ఐక్యతకు దగ్గరగా ఉంటుంది).
ఏది ఏమైనప్పటికీ, ట్రిపుల్ హీలియం ప్రతిచర్య యూనిట్ ద్రవ్యరాశికి బేతే చక్రం కంటే గణనీయంగా తక్కువ శక్తి విడుదలతో వర్గీకరించబడుతుందని గమనించాలి: హీలియం యొక్క "బర్నింగ్" సమయంలో శక్తి విడుదల హైడ్రోజన్ యొక్క "బర్నింగ్" సమయంలో కంటే 10 రెట్లు తక్కువగా ఉంటుంది.హీలియం కాలిపోతుంది మరియు కోర్లోని ఈ శక్తి వనరు అయిపోయినందున, అది సాధ్యమవుతుంది సంక్లిష్ట ప్రతిచర్యలున్యూక్లియోసింథసిస్, అయితే, మొదటిది, అటువంటి ప్రతిచర్యలకు అధిక ఉష్ణోగ్రతలు అవసరమవుతాయి మరియు రెండవది, అటువంటి ప్రతిచర్యల యొక్క యూనిట్ ద్రవ్యరాశికి శక్తి విడుదల ప్రతిచర్యలోకి ప్రవేశించే కేంద్రకాల ద్రవ్యరాశి సంఖ్య పెరగడంతో తగ్గుతుంది.
http://*****/images/ukbase_2__519.jpg" alt="\" width="84" height="20 src=">, అంటే, ఎలక్ట్రాన్ వాయువు యొక్క క్షీణతకు సంబంధించిన పరిస్థితులు సంతృప్తి చెందాయి. సాంద్రత ఐసోథర్మల్ న్యూక్లియైలు తెల్ల మరగుజ్జుల సాంద్రతకు అనుగుణంగా ఉన్నాయని లెక్కలు చూపిస్తున్నాయి, అంటే రెడ్ జెయింట్స్ కోర్స్ వైట్ డ్వార్ఫ్స్.
సాధారణ" తెలుపు మరుగుజ్జులు అధిక కంటెంట్కార్బన్.
గ్లోబులర్ స్టార్ క్లస్టర్ NGC 6397 (Fig. 5) యొక్క ఛాయాచిత్రంలో, రెండు రకాల తెల్ల మరగుజ్జులు గుర్తించబడ్డాయి: మరియు హీలియం వైట్ డ్వార్ఫ్‌లు, తక్కువ పరిణామ సమయంలో ఉద్భవించాయి. భారీ నక్షత్రాలు, మరియు కార్బన్ వైట్ డ్వార్ఫ్‌లు అధిక ద్రవ్యరాశి నక్షత్రాల పరిణామం ఫలితంగా ఉంటాయి.
2.2 రెడ్ జెయింట్స్ ద్వారా ద్రవ్యరాశి కోల్పోవడం మరియు వాటి షెల్ షెడ్డింగ్
రెడ్ జెయింట్‌లలో అణు ప్రతిచర్యలు కోర్లో మాత్రమే జరుగుతాయి: హైడ్రోజన్ కోర్లో కాలిపోవడంతో, హీలియం న్యూక్లియోసింథసిస్ నక్షత్రం యొక్క ఇప్పటికీ హైడ్రోజన్ అధికంగా ఉండే ప్రాంతాలకు వ్యాపిస్తుంది, హైడ్రోజన్-పేద మరియు హైడ్రోజన్-రిచ్ సరిహద్దులో గోళాకార పొరను ఏర్పరుస్తుంది. ప్రాంతాలు. ట్రిపుల్ హీలియం ప్రతిచర్యతో ఇదే విధమైన పరిస్థితి తలెత్తుతుంది: హీలియం కోర్లో కాలిపోవడంతో, ఇది హీలియం-పేద మరియు హీలియం అధికంగా ఉన్న ప్రాంతాల మధ్య సరిహద్దు వద్ద గోళాకార పొరలో కూడా కేంద్రీకరిస్తుంది. న్యూక్లియోసింథసిస్ యొక్క అటువంటి "రెండు-పొర" ప్రాంతాలతో నక్షత్రాల ప్రకాశం గణనీయంగా పెరుగుతుంది, సూర్యుని యొక్క అనేక వేల ప్రకాశాలను చేరుకుంటుంది, అయితే నక్షత్రం "ఉబ్బుతుంది", దాని వ్యాసాన్ని భూమి యొక్క కక్ష్య పరిమాణానికి పెంచుతుంది. హీలియం న్యూక్లియోసింథసిస్ జోన్ నక్షత్రం యొక్క ఉపరితలం వరకు పెరుగుతుంది: ఈ జోన్ లోపల ద్రవ్యరాశి యొక్క భిన్నం నక్షత్ర ద్రవ్యరాశిలో ~70%. "ద్రవ్యోల్బణం" అనేది నక్షత్రం యొక్క ఉపరితలం నుండి పదార్థం యొక్క తీవ్రమైన లీకేజీతో కూడి ఉంటుంది, అటువంటి వస్తువులు ప్రోటోప్లానెటరీ నెబ్యులాగా గమనించబడతాయి (Fig. 6 చూడండి).
ష్క్లోవ్" href="/text/category/shklov/" rel="bookmark">ష్క్లోవ్స్కీ విద్య యొక్క యంత్రాంగాన్ని ప్రతిపాదించాడు గ్రహ నెబ్యులాఎరుపు రాక్షసుల గుండ్లు పడవేయడం ద్వారా, అటువంటి నక్షత్రాల ఐసోథర్మల్ డీజెనరేట్ కోర్లను బహిర్గతం చేయడం ద్వారా తెల్ల మరగుజ్జులు ఏర్పడతాయి. ఖచ్చితమైన యంత్రాంగాలుఅటువంటి నక్షత్రాల కోసం భారీ నష్టం మరియు ఎన్వలప్ యొక్క తదుపరి షెడ్డింగ్ ఇప్పటికీ తెలియదు, అయితే కవరు కోల్పోవడానికి దారితీసే క్రింది కారకాలు ప్రతిపాదించబడతాయి:
- పొడిగించిన నక్షత్ర కవచాలలో, అస్థిరతలు అభివృద్ధి చెందుతాయి, ఇది మార్పులతో కూడిన బలమైన ఆసిలేటరీ ప్రక్రియలకు దారితీస్తుంది థర్మల్ పాలననక్షత్రాలు. అంజీర్లో. 6 విసర్జించిన నక్షత్ర పదార్థం యొక్క స్పష్టంగా కనిపించే సాంద్రత తరంగాలు, అటువంటి హెచ్చుతగ్గుల యొక్క పరిణామాలు కావచ్చు. ఫోటోస్పియర్ దిగువన ఉన్న ప్రాంతాల్లో హైడ్రోజన్ అయనీకరణం కారణంగా, బలమైన ఉష్ణప్రసరణ అస్థిరత అభివృద్ధి చెందుతుంది. సారూప్య స్వభావాన్ని కలిగి ఉంటుంది సౌర కార్యాచరణ, రెడ్ జెయింట్స్ విషయంలో, ఉష్ణప్రసరణ ప్రవాహాల శక్తి సౌర శక్తి కంటే గణనీయంగా ఎక్కువగా ఉంటుంది. చాలా ఎక్కువ ప్రకాశం కారణంగా, దాని బయటి పొరలపై నక్షత్రం యొక్క రేడియేషన్ ఫ్లక్స్ యొక్క కాంతి పీడనం గణనీయంగా మారుతుంది, ఇది అనేక వేల సంవత్సరాలలో షెల్ యొక్క నష్టానికి దారి తీస్తుంది.
అదనపు ద్రవ్యరాశి" రెడ్ జెయింట్స్.
ష్క్లోవ్స్కీ ప్రతిపాదించిన రెడ్ జెయింట్స్ యొక్క పరిణామం యొక్క దృశ్యం సాధారణంగా ఆమోదించబడింది మరియు అనేక పరిశీలనాత్మక డేటా ద్వారా మద్దతు ఇస్తుంది.
3. వైట్ డ్వార్ఫ్స్ యొక్క భౌతిక శాస్త్రం మరియు లక్షణాలు
ఇప్పటికే గుర్తించినట్లుగా, తెల్ల మరగుజ్జుల ద్రవ్యరాశి సౌరానికి దగ్గరగా ఉంటుంది, అయితే వాటి పరిమాణాలు సౌర పరిమాణంలో వందవ వంతు (లేదా అంతకంటే తక్కువ) మాత్రమే, అంటే తెల్ల మరగుజ్జుల్లోని పదార్థం యొక్క సాంద్రత చాలా ఎక్కువగా ఉంటుంది మరియు మొత్తం గ్రా. / cm 3. అటువంటి సాంద్రత వద్ద ఎలక్ట్రానిక్ షెల్లుఅణువులు నాశనమవుతాయి మరియు పదార్ధం ఎలక్ట్రాన్-న్యూక్లియర్ ప్లాస్మాగా మారుతుంది మరియు దాని ఎలక్ట్రానిక్ భాగం క్షీణించిన ఎలక్ట్రాన్ వాయువు. అటువంటి వాయువు యొక్క పీడనం P సంబంధాన్ని పాటిస్తుంది:
ఇక్కడ http://*****/images/ukbase_2__17665.jpg" width="180" height="283 src=">
అన్నం. 8. వైట్ డ్వార్ఫ్స్ కోసం మాస్-రేడియస్ సంబంధం. నిలువు అసిప్టోట్చంద్రశేఖర్ పరిమితికి అనుగుణంగా ఉంటుంది.
పైన పేర్కొన్న స్థితి సమీకరణం చల్లని ఎలక్ట్రాన్ వాయువుకు చెల్లుబాటు అవుతుంది, అయితే ఎలక్ట్రాన్ల () లక్షణం ఫెర్మీ శక్తితో పోలిస్తే కొన్ని మిలియన్ డిగ్రీల ఉష్ణోగ్రత కూడా తక్కువగా ఉంటుంది. అదే సమయంలో, పౌలీ మినహాయింపు ద్వారా పదార్థం యొక్క సాంద్రత పెరుగుతుంది (రెండు ఎలక్ట్రాన్లు ఒకే క్వాంటం స్థితిని కలిగి ఉండవు, అంటే, అదే శక్తి మరియు స్పిన్), ఎలక్ట్రాన్ల యొక్క శక్తి మరియు వేగం ఎంతగానో పెరుగుతాయి. సాపేక్షత సిద్ధాంతం పనిచేయడం ప్రారంభమవుతుంది - క్షీణించిన ఎలక్ట్రాన్ వాయువు సాపేక్షంగా మారుతుంది. సాంద్రతపై సాపేక్ష క్షీణించిన ఎలక్ట్రాన్ వాయువు యొక్క పీడనం యొక్క ఆధారపడటం ఇప్పటికే భిన్నంగా ఉంది:
అటువంటి రాష్ట్ర సమీకరణం ఏర్పడుతుంది ఆసక్తికరమైన పరిస్థితి. సగటు సాంద్రతతెల్ల మరగుజ్జు http://*****/images/ukbase_2__270.jpg" width="21" height="14 src=">- ద్రవ్యరాశి, మరియు - తెల్ల మరగుజ్జు యొక్క వ్యాసార్థం. ఆపై ఒత్తిడి http://* *** */images/ukbase_2__716.jpg" alt="(P \ ఓవర్ R) \ sim ((M ^ (4/3)) \ ఓవర్ (R ^ 5))" width="89 height=46" height="46">!}
ఒత్తిడిని వ్యతిరేకించే గురుత్వాకర్షణ శక్తులు:
అక్కడ ఉంది, అయితే ఒత్తిడి డ్రాప్ మరియు గురుత్వాకర్షణ శక్తులువ్యాసార్థంపై సమానంగా ఆధారపడి ఉంటాయి, కానీ అవి ద్రవ్యరాశిపై విభిన్నంగా ఆధారపడి ఉంటాయి - ~ మరియు ~ డిస్క్"> DA - స్పెక్ట్రమ్‌లో పంక్తులు మరియు హీలియం రేఖలు లేవు. ఈ రకం ~ 75% వైట్ డ్వార్ఫ్‌లు, అవి మొత్తం ఉష్ణోగ్రత శ్రేణి - అయనీకరణం చేయబడిన హీలియం యొక్క రేఖ బలంగా ఉంది, హైడ్రోజన్ పంక్తులు లేవు, DG రేఖలు ఉన్నాయి, హైడ్రోజన్ రేఖలు లేవు; , తటస్థ హీలియం మరియు (లేదా) హైడ్రోజన్ రేఖలు ఉన్నాయి, ఇవి వేడి తెల్లని మరుగుజ్జులు, వాటి ఉష్ణోగ్రతలు K కి చేరుకుంటాయి.
5. తెల్ల మరగుజ్జులతో కూడిన ఖగోళ దృగ్విషయాలు
5.1 వైట్ డ్వార్ఫ్స్ నుండి ఎక్స్-రే ఉద్గారాలు
యువ తెల్ల మరగుజ్జుల ఉపరితల ఉష్ణోగ్రత - నక్షత్రాల ఐసోట్రోపిక్ కోర్లు వాటి గుండ్లు తొలగిపోయిన తర్వాత - చాలా ఎక్కువ - 2 కంటే ఎక్కువ? 10 5 K, అయితే, న్యూట్రినో శీతలీకరణ మరియు ఉపరితలం నుండి వచ్చే రేడియేషన్ కారణంగా ఇది చాలా త్వరగా పడిపోతుంది. ఇటువంటి చాలా చిన్న తెల్ల మరగుజ్జులు X- రే పరిధిలో గమనించబడతాయి (ఉదాహరణకు, ROSAT ఉపగ్రహం ద్వారా తెల్ల మరగుజ్జు HZ 43 యొక్క పరిశీలనలు).
హాట్ వైట్ డ్వార్ఫ్స్ ఉపరితల ఉష్ణోగ్రత 7? 10 4 K, చల్లని - ~ 5 ? 10 3 కె.
X- రే పరిధిలోని తెల్ల మరగుజ్జుల రేడియేషన్ యొక్క విశిష్టత ఏమిటంటే, వాటిలో X- రే రేడియేషన్ యొక్క ప్రధాన మూలం ఫోటోస్పియర్, ఇది వాటిని "సాధారణ" నక్షత్రాల నుండి బాగా వేరు చేస్తుంది: తరువాతి కాలంలో, X- కిరణాలు విడుదల చేయబడతాయి కరోనా, అనేక మిలియన్ కెల్విన్‌లకు వేడి చేయబడుతుంది మరియు ఫోటోస్పియర్ యొక్క ఉష్ణోగ్రత X-కిరణాల రేడియేషన్ ఏర్పడటానికి చాలా తక్కువగా ఉంటుంది (వాటి కోసం Fig. 9 చూడండి).
అక్రెషన్ లేనప్పుడు, తెల్ల మరగుజ్జులు వాటి కోర్లలోని అయాన్ల నుండి ఉష్ణ శక్తిని కలిగి ఉంటాయి, కాబట్టి వాటి ప్రకాశం వయస్సు మీద ఆధారపడి ఉంటుంది. పరిమాణాత్మక సిద్ధాంతం 1940ల చివరలో నిర్మించిన తెల్ల మరుగుజ్జులను చల్లబరుస్తుంది.
5.2 బైనరీ సిస్టమ్స్‌లో వైట్ డ్వార్ఫ్స్‌లోకి చేరడం
డిస్క్"> సహచరుడు భారీ ఎరుపు మరగుజ్జు అయినప్పుడు తెలుపు మరగుజ్జులపై స్థిరంగా లేని సంగ్రహం, మరగుజ్జు నోవా (U జెమ్ (UG) రకం నక్షత్రాలు) లేదా నోవా-వంటి ఏర్పడటానికి దారితీస్తుంది వేరియబుల్ నక్షత్రాలు. బలమైన అయస్కాంత క్షేత్రాన్ని కలిగి ఉన్న తెల్ల మరగుజ్జులపైకి చేరడం, తెల్ల మరగుజ్జు యొక్క అయస్కాంత ధ్రువాల ప్రాంతానికి మళ్ళించబడుతుంది మరియు సర్క్యుపోలార్ ప్రాంతాలలో వికిరణం చేసే ప్లాస్మా యొక్క రేడియేషన్ యొక్క సైక్లోట్రాన్ మెకానిజం రేడియేషన్ యొక్క బలమైన ధ్రువణాన్ని కలిగిస్తుంది. కనిపించే ప్రాంతంస్పెక్ట్రం (ధ్రువాలు మరియు మధ్యస్థ ధ్రువాలు). తెల్ల మరగుజ్జుపై హైడ్రోజన్ అధికంగా ఉండే పదార్థం ఉపరితలంపై చేరడం (ప్రధానంగా హీలియం కలిగి ఉంటుంది) మరియు హీలియం ఫ్యూజన్ రియాక్షన్ ఉష్ణోగ్రతలకు వేడి చేయడం, ఉష్ణ అస్థిరత సంభవించినప్పుడు పేలుడుకు దారితీస్తుంది, ఇది నోవాగా గమనించబడుతుంది. అకస్మాత్తుగా వ్యాపించడం. ఒక భారీ తెల్ల మరగుజ్జుపైకి చాలా దీర్ఘకాలిక మరియు తీవ్రమైన సంక్షేపణం చంద్రశేఖర్ పరిమితిని మించి దాని ద్రవ్యరాశికి దారితీస్తుంది మరియు గురుత్వాకర్షణ పతనానికి దారి తీస్తుంది, ఇది టైప్ Ia సూపర్నోవా పేలుడుగా పరిగణించబడుతుంది (Fig. 10 చూడండి).
ఇది కూడ చూడు
- అక్రెషన్ ఆదర్శ వాయువు క్షీణించిన గ్యాస్ స్టార్ న్యూక్లియోసింథసిస్ ప్లానెటరీ నెబ్యులా సూపర్నోవా సిరియస్
గమనికలు
1. ^ ఒక బి సి వైట్ డ్వార్ఫ్స్ - www. ఫ్రాంకో. /publish/astro/bukvy/b. pdf // ఖగోళశాస్త్రం ఎన్సైక్లోపెడిక్ నిఘంటువు- www. ఫ్రాంకో. /పబ్లిష్/ఆస్ట్రో/అండర్ సాధారణ ఎడిషన్మరియు. - Lvov: LNU-GAO NANU, 2003. - P. 54-55. - ISBN -X, UDC
సాహిత్యం
- డెబోరా జీన్ వార్నర్. అల్వాన్ క్లార్క్ అండ్ సన్స్: ఆర్టిస్ట్స్ ఇన్ ఆప్టిక్స్,స్మిత్సోనియన్ ప్రెస్, 1968 ష్క్లోవ్స్కీ, I. S. ప్లానెటరీ నెబ్యులా మరియు వాటి న్యూక్లియై యొక్క స్వభావం // ఖగోళ జర్నల్. - వాల్యూమ్ 33, నం. 3, 1956. - Ss. 315-329. , . ఫిజికల్ బేసిక్స్నక్షత్రాల నిర్మాణం మరియు పరిణామం, M., 1981 - ప్రకృతి. *****/db/msg. html? మధ్య = 1159166 & ఉరి = సూచిక. html నక్షత్రాలు: వారి జననం, జీవితం మరియు మరణం, M.: నౌకా, 1984 - shklovsky-ocr. *****/ఆన్‌లైన్/ష్క్లోవ్స్కీ. htm కిప్పెన్‌హాన్ 100 బిలియన్ సూర్యులు. పుట్టుక, జీవితం మరియు నక్షత్రాలలో మరణం,
M.: మీర్, 1990 - . ru/astro/index. html అంతరిక్ష భౌతికశాస్త్రం. లిటిల్ ఎన్సైక్లోపీడియా, M.: సోవియట్ ఎన్సైక్లోపీడియా, 1986 - www. *****/db/FK86/
M ~ 25M తో సూపర్నోవా పేలుడు సమయంలో, ఒక దట్టమైనదని లెక్కలు చూపిస్తున్నాయి న్యూట్రాన్ న్యూక్లియస్(న్యూట్రాన్ స్టార్) ~1.6M ద్రవ్యరాశితో. సూపర్నోవా దశకు చేరుకోని అవశేష ద్రవ్యరాశి M > 1.4M ఉన్న నక్షత్రాలలో, క్షీణించిన ఎలక్ట్రాన్ వాయువు యొక్క పీడనం కూడా గురుత్వాకర్షణ శక్తులను సమతుల్యం చేయలేకపోతుంది మరియు నక్షత్రం అణు సాంద్రత స్థితికి కుదించబడుతుంది. ఈ గురుత్వాకర్షణ పతనం యొక్క విధానం సూపర్నోవా పేలుడు సమయంలో వలె ఉంటుంది. ఎలక్ట్రాన్లు మరియు ప్రోటాన్లు ఒకదానికొకటి "నొక్కడం" మరియు ప్రతిచర్య ఫలితంగా కనిపించే అటువంటి విలువలను నక్షత్రం లోపల ఒత్తిడి మరియు ఉష్ణోగ్రత చేరుకుంటుంది.
న్యూట్రినోల ఉద్గారం తర్వాత, న్యూట్రాన్లు ఏర్పడతాయి, ఎలక్ట్రాన్ల కంటే చాలా చిన్న దశ వాల్యూమ్‌ను ఆక్రమిస్తాయి. న్యూట్రాన్ స్టార్ అని పిలవబడేది కనిపిస్తుంది, దీని సాంద్రత 10 14 - 10 15 g/cm 3కి చేరుకుంటుంది. న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క లక్షణ పరిమాణం 10 - 15 కి.మీ. ఒక కోణంలో, న్యూట్రాన్ నక్షత్రం ఒక పెద్ద పరమాణు కేంద్రకం. ఇంకా గురుత్వాకర్షణ కుదింపున్యూట్రాన్ల పరస్పర చర్య వల్ల ఉత్పన్నమయ్యే అణు పదార్థం యొక్క ఒత్తిడి ద్వారా నిరోధించబడుతుంది. ఇది కూడా గతంలో తెల్ల మరగుజ్జు విషయంలో వలె క్షీణత ఒత్తిడి, కానీ ఇది చాలా దట్టమైన న్యూట్రాన్ వాయువు యొక్క క్షీణత పీడనం. ఈ పీడనం 3.2M వరకు ద్రవ్యరాశిని పట్టుకోగలదు.
కూలిపోయే సమయంలో ఉత్పత్తి చేయబడిన న్యూట్రినోలు న్యూట్రాన్ నక్షత్రాన్ని చాలా త్వరగా చల్లబరుస్తాయి. సైద్ధాంతిక అంచనాల ప్రకారం, దాని ఉష్ణోగ్రత ~ 100 సెకన్ల సమయంలో 10 11 నుండి 10 9 K వరకు పడిపోతుంది. ఇంకా, శీతలీకరణ రేటు కొద్దిగా తగ్గుతుంది. అయితే, ఖగోళ శాస్త్రపరంగా ఇది చాలా ఎక్కువ. 100 సంవత్సరాలలో 10 9 నుండి 10 8 K మరియు మిలియన్ సంవత్సరాలలో 10 6 K వరకు ఉష్ణోగ్రత తగ్గుతుంది. ఆప్టికల్ పద్ధతులను ఉపయోగించి న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలను గుర్తించడం వాటి చిన్న పరిమాణం మరియు తక్కువ ఉష్ణోగ్రత కారణంగా చాలా కష్టం.
1967 లో కేంబ్రిడ్జ్ విశ్వవిద్యాలయంహుష్ మరియు బెల్ ఆవర్తన విద్యుదయస్కాంత వికిరణం యొక్క కాస్మిక్ మూలాలను కనుగొన్నారు - పల్సర్లు. చాలా పల్సర్ల పల్స్ పునరావృత కాలాలు 3.3·10 -2 నుండి 4.3 సెకన్ల వరకు ఉంటాయి. ఆధునిక భావనల ప్రకారం, పల్సర్లు 1 - 3M ద్రవ్యరాశి మరియు 10 - 20 కిమీ వ్యాసం కలిగిన న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలను తిరుగుతాయి. న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల లక్షణాలతో కూడిన కాంపాక్ట్ వస్తువులు మాత్రమే అటువంటి భ్రమణ వేగంతో కూలిపోకుండా వాటి ఆకారాన్ని నిర్వహించగలవు. న్యూట్రాన్ స్టార్ ఏర్పడే సమయంలో కోణీయ మొమెంటం మరియు అయస్కాంత క్షేత్రం యొక్క పరిరక్షణ బలమైన అయస్కాంత క్షేత్రం B ~ 10 12 G తో వేగంగా తిరిగే పల్సర్ల పుట్టుకకు దారితీస్తుంది.
న్యూట్రాన్ నక్షత్రానికి అయస్కాంత క్షేత్రం ఉందని నమ్ముతారు, దీని అక్షం నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ అక్షంతో సమానంగా ఉండదు. ఈ సందర్భంలో, నక్షత్రం యొక్క రేడియేషన్ (రేడియో తరంగాలు మరియు కనిపించే కాంతి) ఒక లైట్‌హౌస్ కిరణాల వలె భూమి అంతటా ప్రవహిస్తుంది. పుంజం భూమిని దాటినప్పుడు, ఒక పల్స్ నమోదు చేయబడుతుంది. న్యూట్రాన్ నక్షత్రం నుండి వచ్చే రేడియేషన్ నక్షత్రం యొక్క ఉపరితలం నుండి చార్జ్ చేయబడిన కణాలు అయస్కాంత క్షేత్ర రేఖల వెంట వెలుపలికి కదులుతాయి, విద్యుదయస్కాంత తరంగాలను విడుదల చేస్తాయి. పల్సర్ రేడియో ఉద్గారాల యొక్క ఈ విధానం, మొదట గోల్డ్ ద్వారా ప్రతిపాదించబడింది, అంజీర్లో చూపబడింది. 39.
రేడియేషన్ యొక్క పుంజం భూమిపై ఉన్న పరిశీలకుడికి తాకినట్లయితే, రేడియో టెలిస్కోప్ రేడియో ఉద్గారాల యొక్క చిన్న పల్స్‌లను న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ కాలానికి సమానమైన వ్యవధితో గుర్తిస్తుంది. పల్స్ యొక్క ఆకృతి చాలా క్లిష్టంగా ఉంటుంది, ఇది న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క మాగ్నెటోస్పియర్ యొక్క జ్యామితి ద్వారా నిర్ణయించబడుతుంది మరియు ప్రతి పల్సర్ యొక్క లక్షణం. పల్సర్ల భ్రమణ కాలాలు ఖచ్చితంగా స్థిరంగా ఉంటాయి మరియు ఈ కాలాలను కొలిచే ఖచ్చితత్వం 14-అంకెల సంఖ్యలకు చేరుకుంటుంది.
ప్రస్తుతం, బైనరీ సిస్టమ్స్‌లో భాగమైన పల్సర్లు కనుగొనబడ్డాయి. పల్సర్ రెండవ భాగం చుట్టూ తిరుగుతుంటే, డాప్లర్ ప్రభావం కారణంగా పల్సర్ వ్యవధిలో వైవిధ్యాలను గమనించాలి. పల్సర్ పరిశీలకుడికి చేరుకున్నప్పుడు, డాప్లర్ ప్రభావం కారణంగా రేడియో పల్స్ యొక్క రికార్డ్ చేయబడిన కాలం తగ్గుతుంది మరియు పల్సర్ మన నుండి దూరంగా వెళ్ళినప్పుడు, దాని కాలం పెరుగుతుంది. ఈ దృగ్విషయం ఆధారంగా, డబుల్ స్టార్స్‌లో భాగమైన పల్సర్లు కనుగొనబడ్డాయి. బైనరీ వ్యవస్థలో భాగమైన మొదటి పల్సర్ PSR 1913 + 16 కోసం, కక్ష్య వ్యవధి 7 గంటల 45 నిమిషాలు. సొంత కాలంపల్సర్ PSR 1913 + 16 యొక్క భ్రమణ సమయం 59 ms.
పల్సర్ యొక్క రేడియేషన్ న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ వేగం తగ్గడానికి దారి తీస్తుంది. ఈ ప్రభావం కూడా కనుగొనబడింది. బైనరీ వ్యవస్థలో భాగమైన న్యూట్రాన్ నక్షత్రం కూడా తీవ్రమైన ఎక్స్-రే రేడియేషన్‌కు మూలంగా ఉంటుంది.
1.4M ద్రవ్యరాశి మరియు 16 కిమీ వ్యాసార్థం కలిగిన న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క నిర్మాణం అంజీర్లో చూపబడింది. 40.
నేను దట్టంగా ప్యాక్ చేయబడిన అణువుల యొక్క సన్నని బయటి పొర. II మరియు III ప్రాంతాలలో, కేంద్రకాలు శరీర-కేంద్రీకృత క్యూబిక్ లాటిస్ రూపంలో అమర్చబడి ఉంటాయి. రీజియన్ IV ప్రధానంగా న్యూట్రాన్‌లను కలిగి ఉంటుంది. V ప్రాంతంలో, పదార్థం పియాన్‌లు మరియు హైపెరాన్‌లను కలిగి ఉంటుంది, ఇది న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క హాడ్రోనిక్ కోర్ని ఏర్పరుస్తుంది. న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క నిర్మాణం యొక్క నిర్దిష్ట వివరాలు ప్రస్తుతం స్పష్టం చేయబడుతున్నాయి.
న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల నిర్మాణం ఎల్లప్పుడూ సూపర్నోవా పేలుడు యొక్క పరిణామం కాదు. క్లోజ్ బైనరీలో వైట్ డ్వార్ఫ్స్ పరిణామం సమయంలో న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు ఏర్పడటానికి మరొక సాధ్యమయ్యే విధానం నక్షత్ర వ్యవస్థలు. సహచర నక్షత్రం నుండి తెల్ల మరగుజ్జుపైకి పదార్థ ప్రవాహం క్రమంగా తెల్ల మరగుజ్జు ద్రవ్యరాశిని పెంచుతుంది మరియు క్లిష్టమైన ద్రవ్యరాశి (చంద్రశేఖర్ పరిమితి) చేరుకున్న తర్వాత, తెల్ల మరగుజ్జు న్యూట్రాన్ నక్షత్రంగా మారుతుంది. న్యూట్రాన్ నక్షత్రం ఏర్పడిన తర్వాత పదార్థం యొక్క ప్రవాహం కొనసాగితే, దాని ద్రవ్యరాశి గణనీయంగా పెరుగుతుంది మరియు గురుత్వాకర్షణ పతనం ఫలితంగా, అది కాల రంధ్రంగా మారుతుంది. ఇది "నిశ్శబ్ద" పతనం అని పిలవబడే దానికి అనుగుణంగా ఉంటుంది.
కాంపాక్ట్ బైనరీ నక్షత్రాలు ఎక్స్-రే రేడియేషన్ యొక్క మూలాలుగా కూడా కనిపిస్తాయి. ఇది "సాధారణ" నక్షత్రం నుండి మరింత కాంపాక్ట్ ఒకదానికి పడిపోయే పదార్ధం కారణంగా కూడా పుడుతుంది. పదార్థం B > 10 10 G ఉన్న న్యూట్రాన్ నక్షత్రంలోకి చేరినప్పుడు, పదార్థం అయస్కాంత ధ్రువాల ప్రాంతంలోకి వస్తుంది. ఎక్స్-రే రేడియేషన్ దాని అక్షం చుట్టూ దాని భ్రమణం ద్వారా మాడ్యులేట్ చేయబడుతుంది. ఇటువంటి మూలాలను ఎక్స్-రే పల్సర్లు అంటారు.
ఎక్స్-రే మూలాలు ఉన్నాయి (బర్స్టర్స్ అని పిలుస్తారు), వీటిలో రేడియేషన్ యొక్క పేలుళ్లు క్రమానుగతంగా అనేక గంటల నుండి ఒక రోజు వరకు జరుగుతాయి. లక్షణ సమయంపేలుడు పెరుగుదల - 1 సెకను. బర్స్ట్ వ్యవధి 3 నుండి 10 సెకన్ల వరకు ఉంటుంది. పేలుడు సమయంలో తీవ్రత నిశ్శబ్ద స్థితిలో ప్రకాశం కంటే 2 - 3 ఆర్డర్‌లు ఎక్కువగా ఉంటుంది. ప్రస్తుతం, ఇటువంటి అనేక వందల మూలాలు తెలిసినవి. అక్రెషన్ ఫలితంగా న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క ఉపరితలంపై పేరుకుపోయిన పదార్థం యొక్క థర్మోన్యూక్లియర్ పేలుళ్ల ఫలితంగా రేడియేషన్ పేలుళ్లు సంభవిస్తాయని నమ్ముతారు.
న్యూక్లియోన్ల మధ్య చిన్న దూరాలలో (<
0.3·10 -13 см) అణు శక్తులుఆకర్షణలు వికర్షణ శక్తులచే భర్తీ చేయబడతాయి, అనగా, గురుత్వాకర్షణ సంపీడన శక్తికి తక్కువ దూరంలో ఉన్న అణు పదార్థం యొక్క నిరోధకత పెరుగుతుంది. న్యూట్రాన్ నక్షత్రం మధ్యలో ఉన్న పదార్థం యొక్క సాంద్రత అణు సాంద్రత ρ విషాన్ని మించి 10 15 g/cm 3కి చేరుకుంటే, నక్షత్రం మధ్యలో, న్యూక్లియాన్‌లు మరియు ఎలక్ట్రాన్‌లతో పాటు, మీసన్‌లు, హైపెరాన్‌లు మరియు ఇతర భారీ కణాలు ఉంటాయి. కూడా ఏర్పడింది. అణు సాంద్రతను మించిన సాంద్రత వద్ద పదార్థం యొక్క ప్రవర్తనపై అధ్యయనాలు ప్రస్తుతం ఉన్నాయి ప్రారంభ దశమరియు చాలా ఉన్నాయి పరిష్కరించని సమస్యలు. పదార్థ సాంద్రతలు ρ > ρ పాయిజన్ వద్ద, పియాన్ కండెన్సేట్ కనిపించడం, న్యూట్రానైజ్డ్ పదార్థం ఘన స్ఫటికాకార స్థితికి మారడం మరియు హైపెరాన్ మరియు క్వార్క్-గ్లువాన్ ప్లాస్మా ఏర్పడటం వంటి ప్రక్రియలు సాధ్యమవుతాయని లెక్కలు చూపిస్తున్నాయి. న్యూట్రాన్ పదార్థం యొక్క సూపర్ ఫ్లూయిడ్ మరియు సూపర్ కండక్టింగ్ స్టేట్స్ ఏర్పడటం సాధ్యమవుతుంది.
అనుగుణంగా ఆధునిక ఆలోచనలుఅణు సాంద్రత కంటే 10 2 - 10 3 రెట్లు ఎక్కువ సాంద్రత వద్ద పదార్థం యొక్క ప్రవర్తన గురించి (అవి, అటువంటి సాంద్రతల గురించి మేము మాట్లాడుతున్నాము, న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క అంతర్గత నిర్మాణాన్ని చర్చించినప్పుడు), నక్షత్రం లోపల ఏర్పడుతుంది పరమాణు కేంద్రకాలుస్థిరత్వ సరిహద్దు దగ్గర. న్యూట్రినోలతో కూడిన బలహీన ప్రక్రియలను పరిగణనలోకి తీసుకుని, న్యూక్లియస్ n p / n n లోని న్యూట్రాన్ల సంఖ్యకు ప్రోటాన్‌ల సంఖ్య యొక్క అన్యదేశ నిష్పత్తులలో అణు పదార్థం యొక్క సాంద్రత, ఉష్ణోగ్రత, స్థిరత్వంపై ఆధారపడి పదార్థం యొక్క స్థితిని అధ్యయనం చేయడం ద్వారా లోతైన అవగాహనను సాధించవచ్చు. . ప్రస్తుతం, అణు వాటి కంటే ఎక్కువ సాంద్రతలో పదార్థాన్ని అధ్యయనం చేసే ఏకైక అవకాశం భారీ అయాన్ల మధ్య అణు ప్రతిచర్యలు. అయినప్పటికీ, భారీ అయాన్ల ఘర్షణలపై ప్రయోగాత్మక డేటా ఇప్పటికీ తగినంత సమాచారాన్ని అందించదు, ఎందుకంటే లక్ష్య కేంద్రకం మరియు సంఘటన వేగవంతమైన కేంద్రకం రెండింటికీ n p / n n యొక్క సాధించగల విలువలు చిన్నవి (~ 1 - 0.7).
ఖచ్చితమైన కొలతలురేడియో పల్సర్ల కాలాలు న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ వేగం క్రమంగా తగ్గుతోందని చూపించింది. ఇది పరివర్తన కారణంగా ఉంది గతి శక్తిపల్సర్ రేడియేషన్ మరియు న్యూట్రినో ఉద్గారాల శక్తిలోకి నక్షత్రం యొక్క భ్రమణం. రేడియో పల్సర్ల కాలాలలో చిన్న ఆకస్మిక మార్పులు న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క ఉపరితల పొరలో ఒత్తిడిని చేరడం ద్వారా వివరించబడ్డాయి, ఇవి "పగుళ్లు" మరియు "పగుళ్లు" తో కలిసి ఉంటాయి, ఇది నక్షత్రం యొక్క భ్రమణ వేగంలో మార్పుకు దారితీస్తుంది. రేడియో పల్సర్ల యొక్క గమనించిన సమయ లక్షణాలు న్యూట్రాన్ నక్షత్రం యొక్క "క్రస్ట్" యొక్క లక్షణాలు, దానిలోని భౌతిక పరిస్థితులు మరియు న్యూట్రాన్ పదార్థం యొక్క సూపర్ ఫ్లూయిడిటీ గురించి సమాచారాన్ని కలిగి ఉంటాయి. IN ఇటీవల 10 ms కంటే తక్కువ వ్యవధి కలిగిన రేడియో పల్సర్లు గణనీయమైన సంఖ్యలో కనుగొనబడ్డాయి. దీనికి న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలలో సంభవించే ప్రక్రియల గురించి ఆలోచనల స్పష్టీకరణ అవసరం.
మరో సవాలు పరిశోధన న్యూట్రినో ప్రక్రియలున్యూట్రాన్ నక్షత్రాలలో. న్యూట్రాన్ స్టార్ ఏర్పడిన తర్వాత 10 5 - 10 6 సంవత్సరాలలో శక్తిని కోల్పోయే యంత్రాంగాలలో న్యూట్రినో ఉద్గారం ఒకటి.
తెల్ల మరగుజ్జులు ఎక్కడ నుండి వస్తాయి?
నక్షత్రం తన జీవిత చివరలో ఏమి జరుగుతుంది అనేది ఆ నక్షత్రం పుట్టినప్పుడు కలిగి ఉన్న ద్రవ్యరాశిపై ఆధారపడి ఉంటుంది. అసలైన నక్షత్రాలు పెద్ద ద్రవ్యరాశి, వారి జీవితాలను బ్లాక్ హోల్స్ మరియు న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలుగా ముగించారు. చిన్న నక్షత్రాలు లేదా సగటు బరువు(8 సౌర ద్రవ్యరాశి కంటే తక్కువ ద్రవ్యరాశితో) తెల్ల మరుగుజ్జులుగా మారుతాయి. ఒక సాధారణ తెల్ల మరగుజ్జు సూర్యుని ద్రవ్యరాశి మరియు భూమి కంటే కొంచెం పెద్దది. తెల్ల మరగుజ్జు అనేది పదార్థం యొక్క దట్టమైన రూపాలలో ఒకటి, ఇది న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు మరియు కాల రంధ్రాల ద్వారా మాత్రమే సాంద్రతను అధిగమించింది.
ఇంటర్మీడియట్-మాస్ నక్షత్రాలు, మన సూర్యుడిలాగా, వాటి కోర్లలోని హైడ్రోజన్‌ను హీలియంగా మార్చడం ద్వారా జీవిస్తాయి. ఈ ప్రక్రియ ప్రస్తుతం సూర్యునిపై జరుగుతోంది. హైడ్రోజన్ నుండి హీలియం యొక్క న్యూక్లియర్ ఫ్యూజన్ ద్వారా సూర్యుడు ఉత్పత్తి చేసే శక్తి అంతర్గత ఒత్తిడిని సృష్టిస్తుంది. రాబోయే 5 బిలియన్ సంవత్సరాలలో, సూర్యుడు తన కోర్లో హైడ్రోజన్ సరఫరాను ఉపయోగించుకుంటాడు.
నక్షత్రాన్ని ప్రెజర్ కుక్కర్‌తో పోల్చవచ్చు. మూసివున్న కంటైనర్‌ను వేడి చేసినప్పుడు, దాని లోపల ఒత్తిడి పెరుగుతుంది. సూర్యునిలో ఇదే విధమైన విషయం జరుగుతుంది, ఖచ్చితంగా చెప్పాలంటే, సూర్యుడిని మూసివున్న కంటైనర్ అని పిలవలేము. గురుత్వాకర్షణ నక్షత్రం యొక్క పదార్థంపై పనిచేస్తుంది, దానిని కుదించడానికి ప్రయత్నిస్తుంది మరియు కోర్లో వేడి వాయువు సృష్టించిన ఒత్తిడి నక్షత్రాన్ని విస్తరించడానికి ప్రయత్నిస్తుంది. ఒత్తిడి మరియు గురుత్వాకర్షణ మధ్య సమతుల్యత చాలా సున్నితమైనది.
సూర్యునిలో హైడ్రోజన్ అయిపోయినప్పుడు, గురుత్వాకర్షణ ఈ బ్యాలెన్స్‌పై ఆధిపత్యం చెలాయిస్తుంది మరియు నక్షత్రం కుంచించుకుపోవడం ప్రారంభమవుతుంది. అయినప్పటికీ, కుదింపు సమయంలో, తాపనము సంభవిస్తుంది మరియు నక్షత్రం యొక్క బయటి పొరలలో మిగిలి ఉన్న హైడ్రోజన్ యొక్క భాగం బర్న్ చేయడం ప్రారంభమవుతుంది. హైడ్రోజన్ యొక్క ఈ మండే షెల్ నక్షత్రం యొక్క బయటి పొరలను విస్తరిస్తుంది. ఇది జరిగినప్పుడు, మన సూర్యుడు ఎర్రటి దిగ్గజం అవుతాడు, అది చాలా పెద్దదిగా మారుతుంది, మెర్క్యురీ పూర్తిగా మునిగిపోతుంది. నక్షత్రం పరిమాణం పెరిగేకొద్దీ, అది చల్లబడుతుంది. అయినప్పటికీ, రెడ్ జెయింట్ యొక్క కోర్ ఉష్ణోగ్రత హీలియం (హైడ్రోజన్ నుండి సంశ్లేషణ చేయబడింది) మండించేంత వేడిగా ఉండే వరకు పెరుగుతుంది. చివరికి, హీలియం కార్బన్ మరియు భారీ మూలకాలుగా మారుతుంది. సూర్యుడు ఎర్రటి దిగ్గజం అయిన దశకు 1 బిలియన్ సంవత్సరాలు పడుతుంది, హైడ్రోజన్ మండే దశకు 10 బిలియన్ సంవత్సరాలు పడుతుంది.
గ్లోబులర్ క్లస్టర్ M4. ఆప్టికల్ చిత్రంభూమి-ఆధారిత టెలిస్కోప్ నుండి (ఎడమ) మరియు హబుల్ టెలిస్కోప్ నుండి చిత్రం (కుడి). తెల్ల మరగుజ్జులు వృత్తాలతో గుర్తించబడతాయి. సూచన: హార్వే రిచర్ (బ్రిటీష్ కొలంబియా విశ్వవిద్యాలయం, వాంకోవర్, కెనడా), M. బోల్టే (కాలిఫోర్నియా విశ్వవిద్యాలయం, శాంటా క్రూజ్) మరియు NASA/ESA
మన సూర్యుడి వంటి మీడియం-మాస్ నక్షత్రాలు రెడ్ జెయింట్స్ అవుతాయని మనకు ఇప్పటికే తెలుసు. అయితే తర్వాత ఏం జరుగుతుంది? మన రెడ్ జెయింట్ హీలియం నుండి కార్బన్‌ను ఉత్పత్తి చేస్తుంది. హీలియం అయిపోయినప్పుడు, కర్బన దహనాన్ని ప్రారంభించడానికి కోర్ ఇంకా వేడిగా ఉండదు. ఇప్పుడు ఏమిటి?
సూర్యుడు కార్బన్ మండేంత వేడిగా ఉండనందున, గురుత్వాకర్షణ మళ్లీ పడుతుంది. నక్షత్రం సంకోచించినప్పుడు, శక్తి విడుదల అవుతుంది, ఇది నక్షత్రం యొక్క షెల్ యొక్క మరింత విస్తరణకు దారి తీస్తుంది. ఇప్పుడు నక్షత్రం మునుపటి కంటే పెద్దదిగా మారుతుంది! మన సూర్యుని వ్యాసార్థం భూమి యొక్క కక్ష్య వ్యాసార్థం కంటే ఎక్కువ అవుతుంది!
ఈ కాలంలో, సూర్యుడు అస్థిరంగా ఉంటాడు మరియు దాని పదార్థాన్ని కోల్పోతాడు. నక్షత్రం దాని బయటి పొరలను పూర్తిగా తొలగించే వరకు ఇది కొనసాగుతుంది. నక్షత్రం యొక్క ప్రధాన భాగం చెక్కుచెదరకుండా ఉండి తెల్ల మరగుజ్జుగా మారుతుంది. తెల్ల మరగుజ్జు ప్లానెటరీ నెబ్యులా అని పిలువబడే వాయువు యొక్క విస్తరిస్తున్న షెల్ చుట్టూ ఉంటుంది. నిహారికలను ప్లానెటరీ అని పిలుస్తారు, ఎందుకంటే ప్రారంభ పరిశీలకులు అవి యురేనస్ మరియు నెప్ట్యూన్ గ్రహాల మాదిరిగానే ఉన్నాయని భావించారు. అనేక గ్రహ నిహారికలను చూడవచ్చు ఔత్సాహిక టెలిస్కోప్. వాటిలో దాదాపు సగభాగంలో, మధ్యభాగంలో ఒక తెల్ల మరగుజ్జును చాలా నిరాడంబరమైన టెలిస్కోప్‌ని ఉపయోగించి చూడవచ్చు.
ప్లానెటరీ నెబ్యులా అనేది మీడియం-మాస్ నక్షత్రం ఎరుపు దిగ్గజం నుండి తెల్ల మరగుజ్జుగా మారడానికి సంకేతం. మన సూర్యునితో పోల్చదగిన నక్షత్రాలు దాదాపు 75,000 సంవత్సరాలలో తెల్ల మరుగుజ్జులుగా మారుతాయి, క్రమంగా వాటి గుండ్లు తొలగిపోతాయి. చివరికి, మన సూర్యుడిలా, అవి క్రమంగా చల్లబడి కార్బన్ యొక్క నల్లటి ముద్దలుగా మారతాయి, ఈ ప్రక్రియకు సుమారు 10 బిలియన్ సంవత్సరాలు పడుతుంది.
వైట్ డ్వార్ఫ్స్ యొక్క పరిశీలనలు
తెల్ల మరగుజ్జులను గమనించడానికి అనేక మార్గాలు ఉన్నాయి. కనుగొనబడిన మొదటి తెల్ల మరగుజ్జు నక్షత్రరాశిలోని ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రమైన సిరియస్‌కు సహచర నక్షత్రం. పెద్ద కుక్క. 1844లో, ఖగోళ శాస్త్రవేత్త ఫ్రెడరిక్ బెస్సెల్ బలహీనమైన అనువాదాన్ని గమనించాడు మరియు వెనుకబడిన కదలికలు, ఒక అదృశ్య వస్తువు తన చుట్టూ తిరుగుతున్నట్లు. 1863లో, ఆప్టిషియన్ మరియు టెలిస్కోప్ డిజైనర్ అల్వాన్ క్లార్క్ ఈ మర్మమైన వస్తువును కనుగొన్నారు. సహచర నక్షత్రం తరువాత తెల్ల మరగుజ్జుగా గుర్తించబడింది. ప్రస్తుతం, ఈ జంటను సిరియస్ A మరియు సిరియస్ B అని పిలుస్తారు, ఇక్కడ B తెల్ల మరగుజ్జు. ఈ వ్యవస్థ యొక్క కక్ష్య కాలం 50 సంవత్సరాలు.
బాణం పెద్ద సిరియస్ A పక్కన ఉన్న తెల్ల మరగుజ్జు, సిరియస్ B వైపు చూపుతుంది. లింక్: మెక్‌డొనాల్డ్ అబ్జర్వేటరీ, NASA/SAO/CXC)
తెల్ల మరుగుజ్జులు చాలా చిన్నవి మరియు కనుక్కోవడం కష్టం కాబట్టి, బైనరీ వ్యవస్థలు వాటిని గుర్తించడానికి ఒక మార్గం. సీరియస్‌లో మాదిరిగా, నక్షత్రం వివరించలేని కదలికను కలిగి ఉంటే నిర్దిష్ట రకం, ఒకే నక్షత్రం నిజానికి బహుళ వ్యవస్థ అని కనుగొనవచ్చు. మరింత తో వివరణాత్మక అధ్యయనంసహచర నక్షత్రం తెల్ల మరగుజ్జు కాదా అని నిర్ణయించడం సాధ్యమవుతుంది. హబుల్ స్పేస్ టెలిస్కోప్, దాని 2.4-మీటర్ల అద్దం మరియు మెరుగైన ఆప్టిక్స్‌తో, దాని వైడ్-ఫీల్డ్ ప్లానెటరీ కెమెరాను ఉపయోగించి వైట్ డ్వార్ఫ్‌లను విజయవంతంగా గమనించింది. ఆగష్టు 1995లో, ఈ కెమెరా 75 కంటే ఎక్కువ తెల్ల మరగుజ్జులను పరిశీలించడానికి ఉపయోగించబడింది. గ్లోబులర్ క్లస్టర్వృశ్చిక రాశిలో M4. ఈ తెల్ల మరగుజ్జులు చాలా మందంగా ఉన్నాయి, వాటిలో ప్రకాశవంతమైనవి చంద్రుని దూరంలో ఉన్న 100-వాట్ల లైట్ బల్బు కంటే ప్రకాశవంతంగా లేవు. M4 7,000 కాంతి సంవత్సరాల దూరంలో ఉంది మరియు ఇది మనకు దగ్గరగా ఉన్న గ్లోబులర్ క్లస్టర్. దీని వయస్సు దాదాపు 14 బిలియన్ సంవత్సరాలు, అందుకే ఈ క్లస్టర్‌లోని చాలా నక్షత్రాలు తమ జీవితపు చివరి దశలో ఉన్నాయి.