తెల్ల మరుగుజ్జు
తెల్ల మరుగుజ్జు అనేది చాలావరకు ఎలక్ట్రాన్-డీజెనరేట్ పదార్థంతో కూడిన నక్షత్ర గర్భపు అవశేషం. తెల్ల మరుగుజ్జు చాలా సాంద్రంగా ఉంటుంది: ఒక పోలికలో, దాని ద్రవ్యరాశి సూర్యుని ద్రవ్యరాశి అంత ఉంటే, పరిమాణం భూమి అంత ఉంటుంది. తెల్ల మరుగుజ్జు అవశేషంలో ఉండే ఉష్ణ శక్తి ఉద్గారం వలన దానికి కాస్త ప్రకాశత్వం వస్తుంది; తెల్ల మరుగుజ్జులో, నక్షత్రాలలో జరిగినట్లు కేంద్రక సంలీనం జరగదు.[1]
న్యూట్రాన్ స్టార్ గా గానీ, బ్లాక్ హోల్‌గా గానీ మారడానికి తగినంత ద్రవ్యరాశి లేని నక్షత్రాలు వాటి చివరి దశలో పరిణామం చెంది తెల్ల మరుగుజ్జులుగా మారతాయని భావిస్తున్నారు. పాలపుంతలోని నక్షత్రాల్లో 97% పైగా ఇటువంటివే. : §1 తక్కువ లేదా మధ్యస్థ ద్రవ్యరాశి గల మెయిన్ సీక్వెన్స్ నక్షత్రాలు వాటి హైడ్రోజన్ - సంలీన కాలం ముగిసిన తర్వాత, రెడ్ జయంట్‌గా విస్తరిస్తాయి. ఈ దశలో అవి ట్రిపుల్-ఆల్ఫా ప్రక్రియ ద్వారా వాటి కోర్‌లో ఉన్న హీలియంను కార్బన్‌గా, ఆక్సిజన్‌గా సంలీనం చేస్తాయి. కార్బన్‌ను తయారు చేయడానికి అవసరమైన కోర్ ఉష్ణోగ్రతలను (సుమారు 100 కోట్ల కెల్విన్‌లు) ఉత్పత్తి చేసేందుకు అవసరమైనంత ద్రవ్యరాశి రెడ్ జయంట్లలో లేనట్లైతే , వాటి కోర్‌లలో జడ కార్బన్ జడ ఆక్సిజన్‌ల ద్రవ్యరాశి ఏర్పడుతుంది. అటువంటి నక్షత్రం దాని బయటి పొరలను తొలగించుకుని, ఒక గ్రహ నిహారికను ఏర్పరుచుకున్న తర్వాత, ఒక కోర్ మిగిలిపోతుంది. ఇదే అవశేష తెల్ల మరుగుజ్జు.[2]
సాధారణంగా, తెల్ల మరుగుజ్జులు కార్బన్, ఆక్సిజన్ (CO వైట్ డ్వార్ఫ్ )తో కూడుకుని ఉంటాయి. ఒరిజినల్ నక్షత్రపు ద్రవ్యరాశి, 7 - 9 సౌర ద్రవ్యరాశుల (M☉) మధ్య ఉంటే, దాని కోర్ ఉష్ణోగ్రత కార్బన్‌ను తయారు చేయడానికి సరిపోతుంది కానీ నియాన్‌ను తయారు చెయ్యలేదు. ఈ సందర్భంలో ఆక్సిజన్-నియాన్- మెగ్నీషియం తెల్ల మరుగుజ్జు ఏర్పడవచ్చు. [3] చాలా తక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉన్న నక్షత్రాలు హీలియంను సంలీనం చేయలేవు; తద్వారా, బైనరీ వ్యవస్థలలో ద్రవ్యరాశి నష్టం ద్వారా హీలియం తెల్ల మరుగుజ్జు[4] ఏర్పడవచ్చు.
తెల్ల మరుగుజ్జులోని పదార్థం సంలీన చర్యలకు లోనవదు. కాబట్టి ఈ స్థితిలో నక్షత్రానికి శక్తి వనరు లేదు. తత్ఫలితంగా, గురుత్వాకర్షణ పతనానికి వ్యతిరేకంగా సంలీనత ద్వారా వేడిని ఉత్పన్నం చేసి తద్వారా తనకు తాను మద్దతు ఇవ్వలేదు. కానీ ఎలక్ట్రాన్ క్షీణత పీడనం ద్వారా మాత్రమే మద్దతు ఇస్తుంది. దీని వలన ఇది చాలా సాంద్రంగా ఉంటుంది. భ్రమణం చెయ్యని తెల్ల మరుగుజ్జు గరిష్ట ద్రవ్యరాశి సుమారుగా 1.44 M☉ ఉంటుంది. దీన్ని చంద్రశేఖర్ పరిమితి అంటారు. దీన్ని దాటితే ఎలక్ట్రాన్ క్షీణత పీడనం దీనికి మద్దతు ఇవ్వలేదు. సహచర నక్షత్రం నుండి ద్రవ్యరాశి బదిలీ ద్వారా ఈ ద్రవ్యరాశి పరిమితిని చేరుకునే కార్బన్-ఆక్సిజన్ తెల్ల మరుగుజ్జు, కార్బన్ డిటోనేషన్ అనే ప్రక్రియ ద్వారా ఒక Ia రకం సూపర్‌నోవాగా పేలవచ్చు;[1][2]
SN 1006 దీనికి ఒక ప్రసిద్ధ ఉదాహరణ అని భావిస్తారు.
తెల్ల మరుగుజ్జు ఏర్పడినప్పుడు చాలా వేడిగా ఉంటుంది. కానీ దానికి శక్తి వనరులు లేనందున, అది తన శక్తిని ప్రసరింపజేస్తూ క్రమంగా చల్లబడుతుంది. దీని అర్థం ప్రారంభంలో దాని రేడియేషనుకు అధిక రంగు ఉష్ణోగ్రత ఉండి, కాలక్రమేణా తగ్గుతూ ఎర్రబారుతుంది. సుదీర్ఘ కాలంలో తెల్ల మరుగుజ్జు చల్లబడి, దాని లోని పదార్థం స్ఫటికీకరించడం ప్రారంభమవుతుంది. ఇది కోర్‌తో మొదలౌతుంది. నక్షత్రంలో ఉష్ణోగ్రత తగ్గిపోయింది అంటే, అది ఇకపై గణనీయమైన వేడిని లేదా కాంతిని విడుదల చేయదు అని అర్థం. అలా అది చల్లని నల్ల మరుగుజ్జుగా మారుతుంది.[2] తెల్ల మరుగుజ్జు ఈ స్థితికి చేరుకోవడానికి పట్టే సమయం విశ్వం ప్రస్తుత వయస్సు (సుమారు 1380 కోట్ల సంవత్సరాలు) కంటే ఎక్కువ అని లెక్కించారు.[5] అందుచేత నల్ల మరుగుజ్జులు ఇంకా ఏర్పడలేదని భావిస్తున్నారు.[1][6] మనిషికి తెలిసిన అత్యంత పురాతన తెల్ల మరుగుజ్జులు, ఇప్పటికీ కొన్ని వేల కెల్విన్‌ల ఉష్ణోగ్రతల వద్ద ప్రసరిస్తున్నాయి. విశ్వపు గరిష్ట సాధ్యమైన వయస్సు ఎంత అనే విషయమై ఇది ఒక పరిశీలనా పరిమితిని ఏర్పరుస్తుంది.[7]
సమీపంలోని తెల్ల మరుగుజ్జులు
[మార్చు]| గుర్తింపు | WD సంఖ్య | దూరం (కాం.స) | రకం | పరిమాణం | ద్రవ్యరాశి
(M☉) |
ప్రకాశత్వం (ఎల్) | వయసు (గిగా సంవత్సరాలు) | వ్యవస్థలోని వస్తువులు |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| సిరియస్ బి | 0642–166 | 8.66 | డిఎ | 11.18 | 0.98 | 0.0295 | 0.10 | 2 |
| ప్రోసియోన్ బి | 0736+053 | 11.46 | DQZ | 13.20 | 0.63 | 0.00049 | 1.37 | 2 |
| వాన్ మానెన్ 2 | 0046+051 | 14.07 | DZ | 14.09 | 0.68 | 0.00017 | 3.30 | 1 |
| LP 145-141 | 1142–645 | 15.12 | DQ | 12.77 | 0.61 | 0.00054 | 1.29 | 1 |
| 40 ఎరిడాని బి | 0413-077 | 16.39 | డిఎ | 11.27 | 0.59 | 0.0141 | 0.12 | 3 |
| స్టెయిన్ 2051 బి | 0426+588 | 17.99 | డిసి | 13.43 | 0.69 | 0.00030 | 2.02 | 2 |
| G 240-72 | 1748+708 | 20.26 | DQ | 15.23 | 0.81 | 0.000085 | 5.69 | 1 |
| గ్లీస్ 223.2 | 0552–041 | 21.01 | DZ | 15.29 | 0.82 | 0.000062 | 7.89 | 1 |
| గ్లీస్ 3991 B [9] | 1708+437 | 24.23 | ? డి.? | >15 | 0.5 | <0.000086 | >6 | 2 |
గ్యాలరీ
[మార్చు]-
తెల్ల మరుగుజ్జు చుట్టూ రాళ్ళ శిథిలాలు - చిత్రణ -
NGC 2440 గాలక్సీ మధ్యలో కొత్త తెల్ల మరుగుజ్జు కాకూన్ -
పరిణామం చెందుతున్న తెల్ల మరుగుజ్జు, మిల్లీసెకండు పల్సార్‌ల బైనరీ వ్యవస్థ - చిత్రకారుని ఊహ -
చల్లబడిపోయిన మరుగుజ్జు, సహచర తెల్ల మరుగుజ్జుతో - చిత్రకారుని ఊహ
మూలాలు
[మార్చు]- ↑ 1.0 1.1 1.2
Johnson, J. (2007). "Extreme stars: White dwarfs & neutron stars" (Lecture notes). Astronomy 162. Ohio State University. Archived from the original on 31 March 2012. Retrieved 17 October 2011.
ఉల్లేఖన లోపం: చెల్లని
<ref>ట్యాగు; "osln" అనే పేరును విభిన్న కంటెంటుతో అనేక సార్లు నిర్వచించారు - ↑ 2.0 2.1 2.2 Richmond, M. "Late stages of evolution for low-mass stars". Lecture notes, Physics 230. Rochester Institute of Technology. Archived from the original on 4 September 2017. Retrieved 3 May 2007.
- ↑ Werner, K.; Hammer, N.J.; Nagel, T.; Rauch, T.; Dreizler, S. (2005). On possible oxygen / neon white dwarfs: H1504+65 and the white dwarf donors in ultracompact X-ray binaries. 14th European Workshop on White Dwarfs. Vol. 334. p. 165. arXiv:astro-ph/0410690. Bibcode:2005ASPC..334..165W.
- ↑ "Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf" (Press release). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 17 April 2007. Archived from the original on 22 April 2007. Retrieved 20 April 2007.
- ↑ Spergel, D.N.. "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year results: Implications for cosmology".
- ↑ Fontaine, G.. "The potential of white dwarf cosmochronology".
- ↑ §3, Heger, A.. "How massive single stars end their life".
- ↑ (April 2012). "Know Your Neighborhood: A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs". 29
- ↑ (April 1999). "New neighbours. I. 13 new companions to nearby M dwarfs".