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सफेद बौना और पतित पदार्थ

सफेद बौना और पतित पदार्थ


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हम कैसे जानते हैं कि सफेद बौनों पर पतित पदार्थ मौजूद हैं? क्या यह विशुद्ध रूप से काल्पनिक है या हमने इसे पहले देखा है? क्या हमने कभी पृथ्वी पर पतित पदार्थ का एक रूप बनाया है?


सफेद बौनों का घनत्व काल्पनिक नहीं है, इसे मापा जा सकता है। संक्षिप्त उत्तर यह है कि घनत्व इतना अधिक है कि एक स्थिर तारा हो सकता है केवल इलेक्ट्रॉन अध: पतन द्वारा समर्थित हो।

सीरियस बी एक उदाहरण है। स्पेक्ट्रोस्कोपी से अनुमानित तापमान के साथ सफेद बौने की चमक को मिलाकर त्रिज्या का अनुमान लगाया जा सकता है। द्रव्यमान को तब द्विआधारी गति (सीरियस ए के साथ), या गुरुत्वाकर्षण रेडशिफ्ट या इसके स्पेक्ट्रम में अवशोषण लाइनों की चौड़ाई से सतह के गुरुत्वाकर्षण का अनुमान लगाने से निर्धारित किया जा सकता है। ये हमें बताते हैं कि सीरियस बी का दायरा $0.0084 R_{odot}$ और द्रव्यमान लगभग $1 M_{odot}$ (जैसे Holberg et al. 2012) है। यह अनुमान की ओर जाता है औसत घनत्व $2.4 गुना 10^{9}$ किग्रा/मी$^3$।

अब, हम जानते हैं कि ऐसी वस्तु के लिए किसी भी प्रकार का संतुलन खोजने के लिए कि बीच में दबाव सबसे बड़ा होना चाहिए। चूंकि राज्य के किसी भी संभावित समीकरण के लिए, घनत्व के साथ दबाव बढ़ता है, तो सफेद बौना होना चाहिए यहाँ तक की इसके केंद्र में औसत से सघन है।

वहां से यह दिखाने के लिए किताबी काम का एक मानक टुकड़ा है कि सफेद बौना क्यों? जरूर इलेक्ट्रॉन अध: पतन दबाव द्वारा समर्थित हो और मैं इसे यहां दोहराऊंगा।

एक इलेक्ट्रॉन गैस केवल अपक्षय से बच सकती है अगर $E_F - m_e c^2 < k_{b}T$, जहां $E_F - m_e c^2$ इलेक्ट्रॉनों की फर्मी ऊर्जा से जुड़ी गतिज ऊर्जा है, $m_e$ इलेक्ट्रॉन द्रव्यमान है और $T$ है तापमान।

फर्मी ऊर्जा निम्नलिखित सूत्र से प्राप्त की जा सकती है (फिर से, मानक बुकवर्क, यह विदेशी भौतिकी नहीं है, यह वही भौतिकी है जो बताती है कि धातुओं में चालन कैसे होता है)। $$ E_F = बाएं[ बाएं(frac{3h^3n_e}{8pi} ight)^{2/3}c^2 + m_e^2 c^4 ight]^{1/2} ,$$ जहां $n_e$ इलेक्ट्रॉन संख्या घनत्व है। अब यह पता चला है कि अध: पतन (नीचे देखें) से बचने के लिए हमें जिन तापमानों की आवश्यकता होगी, वे आसानी से सफेद बौने की सामग्री को पूरी तरह से आयनित करने के लिए पर्याप्त होने जा रहे हैं। यदि हम मानते हैं कि सफेद बौना कार्बन या ऑक्सीजन से बना है, तो द्रव्यमान घनत्व और $n_e$ के बीच संबंध सिर्फ $ ho = 2 n_e m_u$ है, जहां $m_u$ एक परमाणु द्रव्यमान इकाई है (2 बस से आता है) तथ्य यह है कि प्रति मुक्त इलेक्ट्रॉन में 2 द्रव्यमान इकाइयाँ हैं)। हम रचना के साथ खिलवाड़ कर सकते हैं थोड़ा सा इस रिश्ते को बदलने के लिए, लेकिन यह बहुत ज्यादा मायने नहीं रखता।

उपयुक्त प्रतिस्थापन करना और $ ho = 2.4 imes 10^{9}$ kg/m$^3$ का उपयोग करके, हम $E_F = 0.75$ MeV (या $1.2 imes10^{-13}$ J) प्राप्त करते हैं। यदि हम अब परीक्षण $$ T > frac{E_F - m_e ,c^2}{k_b},$$ का उपयोग करते हैं तो हम पाते हैं कि इलेक्ट्रॉन अध: पतन से बचने के लिए सफेद बौने के अंदर का तापमान $ 2.75 गुना 10 ^ {9 से अधिक होना चाहिए। }$ K (और सफेद बौने के केंद्र में बहुत अधिक हो जहां घनत्व और फर्मी ऊर्जा अधिक हो)। यदि एक सफेद बौने के अंदर तापमान इतना अधिक होता और यह कार्बन या ऑक्सीजन जैसी किसी चीज से बना होता तो परमाणु संलयन (तेजी से) होता और सफेद बौने की चमक उतनी कम नहीं होती जितनी है।

लेकिन क्या होगा अगर यह लोहे से बना हो? इन उच्च तापमानों पर भी कोई परमाणु संलयन नहीं होगा। ठीक है, इस बात को छोड़ दें कि अगर इंटीरियर वास्तव में इतना गर्म होता, तो इसे वातावरण से आसानी से छिपाया नहीं जा सकता था, तो यह एक स्थिर स्थिति नहीं होगी। न्यूट्रिनो के नुकसान के माध्यम से तारा प्रचुर मात्रा में गर्मी खो रहा होगा। यदि गैस गैर-पतित होती, तो तारा तेजी से सिकुड़ता और और भी गर्म और सघन हो जाता, और यदि आप अध: पतन की अनुमति नहीं देने जा रहे हैं (अर्थात आप यह मानते हैं कि क्वांटम यांत्रिकी मौजूद नहीं है), तो जल्दी से सफेद बौना समाप्त हो जाता है ब्लैक होल बनकर।

लिफाफा अनुमान के पीछे गुरुत्वाकर्षण संभावित ऊर्जा को वर्तमान चमक से विभाजित करना होगा। उदाहरण के तौर पर सीरियस बी को लेते हुए, टाइमस्केल $$ au sim frac{GM^2}{RL},$$ है जहां $L$ चमक है। सतह पर फोटॉन से वर्तमान चमक को लेते हुए, यह समयमान कुछ $ 10 ^ {10} $ वर्ष (संभवतः स्थिर) होगा। लेकिन अगर इंटीरियर $sim 10^{10}$ K पर होता, तो न्यूट्रिनो का नुकसान परिमाण के कई ऑर्डर अधिक होता और टाइमस्केल सिर्फ लाखों साल होता।

हम जानते हैं कि सफेद बौनों के साथ ऐसा नहीं हो रहा है क्योंकि हम जानते हैं कि वे स्थिर और लंबे समय तक जीवित रहते हैं। हम उन्हें ज्ञात युग के सितारों के समूहों में देखते हैं और उन सितारों से जुड़े होते हैं जो लाखों वर्षों से बहुत पुराने हैं। उदाहरण के लिए हम जानते हैं कि सीरियस ए जैसे सितारे करोड़ों साल पुराने हैं। हम इलेक्ट्रॉन अपक्षयी संरचनाओं के सिद्धांत का उपयोग करके गणना कर सकते हैं कि हम देखते हैं कि सबसे कमजोर सफेद बौने बिना ढहने के 10 अरब वर्षों से ठंडा हो रहे हैं - ठीक गैलेक्टिक डिस्क के लिए अपेक्षित उम्र। गुच्छों में सफेद बौनों की शीतलन आयु उन समूहों की आयु से बहुत अच्छी तरह मेल खाती है।

पतित पदार्थ पृथ्वी पर बहुत आम है। धातु में चालन इलेक्ट्रॉन एक अपक्षयी गैस बनाते हैं। यदि आपका मतलब सफेद बौनों में जिस तरह का पतित पदार्थ है, तो नहीं, कम से कम किसी स्थिर अवस्था में नहीं। इस तरह के ऊर्जा घनत्व को कम करने के लिए आवश्यक दबाव प्रयोगशाला में बनाने के लिए बहुत बड़े हैं।


अंतर्वस्तु

माना जाता है कि सफेद बौने मुख्य अनुक्रम वाले सितारों के लिए तारकीय विकास के अंतिम बिंदु का प्रतिनिधित्व करते हैं, जिनका द्रव्यमान लगभग 0.07 से 10 M☉ है। उत्पादित सफेद बौने की संरचना तारे के प्रारंभिक द्रव्यमान पर निर्भर करेगी। वर्तमान गैलेक्टिक मॉडल से पता चलता है कि मिल्की वे आकाशगंगा में वर्तमान में लगभग दस अरब सफेद बौने हैं।

बहुत कम द्रव्यमान वाले सितारे [संपादित करें | स्रोत संपादित करें]

यदि मुख्य-अनुक्रम तारे का द्रव्यमान लगभग आधे सौर द्रव्यमान से कम है, तो यह कभी भी इतना गर्म नहीं होगा कि इसके मूल में हीलियम को फ्यूज किया जा सके। ऐसा माना जाता है कि, ब्रह्मांड की आयु (सी। 13.8 बिलियन वर्ष) से ​​अधिक के जीवनकाल में, ऐसा तारा अंततः अपने सभी हाइड्रोजन को जला देगा, कुछ समय के लिए नीला बौना बन जाएगा, और एक हीलियम सफेद के रूप में अपना विकास समाप्त कर देगा। बौना मुख्य रूप से हीलियम -4 नाभिक से बना है। इस प्रक्रिया में बहुत लंबा समय लगने के कारण, इसे देखे गए हीलियम सफेद बौनों की उत्पत्ति नहीं माना जाता है। बल्कि, उन्हें बाइनरी सिस्टम में बड़े पैमाने पर नुकसान या बड़े ग्रह साथी के कारण बड़े पैमाने पर नुकसान का उत्पाद माना जाता है।

निम्न से मध्यम द्रव्यमान वाले सितारे [संपादित करें | स्रोत संपादित करें]

यदि मुख्य-अनुक्रम तारे का द्रव्यमान हमारे सूर्य की तरह 0.5 और 8 M☉ 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 कार्बन को फ्यूज करने के लिए पर्याप्त गर्म नहीं होगा। नियॉन में। उस अवधि के अंत में जिसमें यह संलयन प्रतिक्रियाओं से गुजरता है, ऐसे तारे में कार्बन-ऑक्सीजन कोर होगा जो संलयन प्रतिक्रियाओं से नहीं गुजरता है, जो एक आंतरिक हीलियम-बर्निंग शेल और एक बाहरी हाइड्रोजन-बर्निंग शेल से घिरा होता है। हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर, यह स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा पर पाया जाएगा। यह तब तक अपनी अधिकांश बाहरी सामग्री को बाहर निकाल देगा, जब तक कि केवल कार्बन-ऑक्सीजन कोर नहीं बचेगा, एक ग्रहीय नीहारिका का निर्माण करेगा। यह प्रक्रिया कार्बन-ऑक्सीजन सफेद बौनों के लिए जिम्मेदार है जो कि अधिकांश सफेद बौनों का निर्माण करते हैं।

मध्यम से उच्च द्रव्यमान वाले सितारे [संपादित करें | स्रोत संपादित करें]

यदि कोई तारा पर्याप्त विशाल है, तो उसका कोर अंततः कार्बन को नियॉन में फ्यूज करने के लिए और फिर नियॉन को लोहे में फ्यूज करने के लिए पर्याप्त रूप से गर्म हो जाएगा। ऐसा तारा श्वेत बौना नहीं बनेगा, क्योंकि इसके केंद्रीय, गैर-संलयन कोर का द्रव्यमान, जो प्रारंभ में इलेक्ट्रॉन अपक्षय दबाव द्वारा समर्थित है, अंततः अपक्षयी दबाव द्वारा समर्थित सबसे बड़े संभव द्रव्यमान से अधिक हो जाएगा। इस बिंदु पर तारे का कोर ढह जाएगा और यह एक कोर-पतन सुपरनोवा में फट जाएगा जो एक अवशेष न्यूट्रॉन स्टार, ब्लैक होल, या संभवतः कॉम्पैक्ट स्टार का अधिक विदेशी रूप छोड़ देगा। कुछ मुख्य-अनुक्रम तारे, शायद 8 से 10 M☉ के, हालांकि नीयन और मैग्नीशियम के लिए कार्बन को फ्यूज करने के लिए पर्याप्त रूप से बड़े पैमाने पर, नीयन को फ्यूज करने के लिए अपर्याप्त रूप से बड़े पैमाने पर हो सकते हैं। ऐसा तारा मुख्य रूप से ऑक्सीजन, नियॉन और मैग्नीशियम से बना एक अवशेष सफेद बौना छोड़ सकता है, बशर्ते कि इसका मूल ढह न जाए, और बशर्ते कि संलयन इतनी हिंसक रूप से आगे न बढ़े कि एक सुपरनोवा में तारे को उड़ा दे। हालांकि कुछ सफेद बौनों की पहचान की गई है जो इस प्रकार के हो सकते हैं, इस तरह के अस्तित्व के लिए अधिकांश सबूत ओएनईएमजी या नियॉन नोवा नामक नोवा से आते हैं। इन नोवा के स्पेक्ट्रा में नीयन, मैग्नीशियम और अन्य मध्यवर्ती-द्रव्यमान तत्वों की प्रचुरता दिखाई देती है जो केवल ऑक्सीजन-नियॉन-मैग्नीशियम सफेद बौने पर सामग्री के अभिवृद्धि द्वारा ही पता लगाने योग्य प्रतीत होते हैं।


सफेद बौना और पतित पदार्थ - खगोल विज्ञान

मैं सफेद बौने और न्यूट्रॉन सितारों के आकार के बारे में सोच रहा था। समस्या उनके आकार में नहीं है, लेकिन जब आप उनमें पदार्थ जोड़ते हैं तो क्या होता है।

उदाहरण के लिए, यदि एक सफेद बौना तारा एक लाल दैत्य के साथ बाइनरी सिस्टम में है जो कि पदार्थ को खो रहा है जिसे सफेद बौने में जोड़ा जाता है, तो समय के साथ सफेद बौने का आकार कैसे बदलता है। क्या जोड़ा गया पदार्थ इसे तब तक बड़ा बनाता है जब तक कि इतना द्रव्यमान न हो जाए कि यह न्यूट्रॉन तारे में गिर जाए या जोड़ा द्रव्यमान इसे और भी कम कर देता है क्योंकि अब और अधिक द्रव्यमान धारण करने के लिए है? मुझे लगता है कि एक ही सादृश्य का उपयोग न्यूट्रॉन स्टार के द्रव्यमान के साथ किया जा सकता है, अंततः एक ब्लैक होल में बदल जाता है। द्रव्यमान जोड़ने पर इसका आकार कैसे बदलता है? मैंने यह भी सोचा कि आकार वही रहता है लेकिन मुझे नहीं पता कि कैसे। मेरा प्रश्न होगा, जब पदार्थ जोड़ा जाता है तो इस प्रकार के तारों के आकार का क्या होता है?

ये बहुत ही रोचक प्रश्न हैं, और उत्तर थोड़ा जटिल है और अलग है कि क्या आप "सिद्धांत रूप में" या "वास्तविक दुनिया" में होने वाली किसी चीज़ के बारे में बात कर रहे हैं। व्हाइट ड्वार्फ्स (WDs) और न्यूट्रॉन स्टार्स (NSs) वस्तुओं के एक वर्ग में से दो हैं, "निष्क्रिय स्व-गुरुत्वाकर्षण", जो अकेले गैस के दबाव के बल पर गुरुत्वाकर्षण पतन के खिलाफ खुद का समर्थन करते हैं। इस संदर्भ में, "गैस" का अर्थ या तो उस प्रकार की गैस से हो सकता है जिसका हम उपयोग कर रहे हैं, या डब्लूडी और एनएस में पाए जाने वाले पतित पदार्थ। इस वर्ग की अन्य वस्तुओं में भूरे रंग के बौने और विशाल ग्रह शामिल हैं। वास्तव में, यदि आप रासायनिक संरचना की उपेक्षा करते हैं और केवल गुरुत्वाकर्षण और दबाव के बारे में सोचते हैं, तो विशाल ग्रहों को बहुत कम द्रव्यमान वाला सफेद बौना माना जा सकता है। भौतिकी बहुत समान है।

तो आइए एक छोटे से विशाल ग्रह पर विचार करें, जैसे नेपच्यून। वह ग्रह पूरी तरह से गैस और अपक्षयी दबाव द्वारा समर्थित है। यदि हम नेपच्यून में धीरे-धीरे द्रव्यमान जोड़ते हैं, तो ग्रह त्रिज्या में बढ़ना शुरू कर देगा। बेशक, गुरुत्वाकर्षण और दबाव भी बढ़ेगा, लेकिन मात्रा में वृद्धि को ऑफसेट करने के लिए पर्याप्त नहीं है। यह तब तक होता रहेगा जब तक हमारा ग्रह बृहस्पति के आकार के कुछ दसियों या सैकड़ों का नहीं हो जाता। उस बिंदु पर, गुरुत्वाकर्षण और दबाव में वृद्धि हमारे द्वारा जोड़े गए द्रव्यमान की अतिरिक्त मात्रा पर काबू पाती है, और वस्तु छोटी होने लगती है। (याद रखें कि हम यहां अक्रिय द्रव्यमान जोड़ रहे हैं --- अगर हम संलयन योग्य हाइड्रोजन जोड़ते हैं, तो हमारे पास एक फ्यूज़िंग स्टार एक पूरी तरह से अलग कहानी होगी!) आखिरकार, जब आपने सौर द्रव्यमान जोड़ा है, तो आप समाप्त हो जाते हैं पृथ्वी के आकार के बारे में एक वस्तु: एक सफेद बौना।

तो आपके प्रश्न का उत्तर यह है कि बृहस्पति से कम द्रव्यमान वाली वस्तुओं के लिए, द्रव्यमान जोड़ने से उनका आकार बढ़ जाता है। बृहस्पति से अधिक विशाल वस्तुओं के लिए, अधिक द्रव्यमान जोड़ने से गुरुत्वाकर्षण और दबाव बढ़ने के कारण उनका आकार कम हो जाता है। चूंकि डब्लूडी और एनएस बृहस्पति की तुलना में बहुत अधिक विशाल हैं, इसलिए उनके आकार बढ़ते द्रव्यमान के साथ घटते जाते हैं।

व्यवहार में, जब एक बाइनरी सामग्री को एक सफेद बौने पर डंप करता है, तो एक नोवा होगा, जो अधिकांश अतिरिक्त सामग्री को वापस अंतरिक्ष में भेज देगा। हालांकि, यदि एक सफेद बौना इस प्रक्रिया के माध्यम से पर्याप्त द्रव्यमान प्राप्त करता है, तो वह सुपरनोवा प्रकार I में गिर जाएगा। सुपरनोवा संभवतः एक न्यूट्रॉन तारे को छोड़ने के लिए इतना शक्तिशाली है कि सफेद बौना अलग हो गया है। दूसरी ओर, एक न्यूट्रॉन तारा जो बहुत अधिक द्रव्यमान जमा करता है, वास्तव में एक ब्लैक होल में गिर जाएगा।

यह पृष्ठ अंतिम बार 27 जून 2015 को अपडेट किया गया था।

लेखक के बारे में

डेव कोर्नरेइच

डेव आस्क ए एस्ट्रोनॉमर के संस्थापक थे। उन्होंने 2001 में कॉर्नेल से पीएचडी की उपाधि प्राप्त की और अब कैलिफोर्निया में हम्बोल्ट स्टेट यूनिवर्सिटी में भौतिकी और भौतिक विज्ञान विभाग में सहायक प्रोफेसर हैं। वहां वह आस्क द एस्ट्रोनॉमर का अपना संस्करण चलाता है। वह विषम ब्रह्माण्ड विज्ञान के प्रश्न में भी हमारी मदद करता है।


खगोलविद एक सफेद बौने का निरीक्षण करते हैं जो चंद्रशेखर सीमा को तोड़ता है

खगोल विज्ञान एक ऐसा क्षेत्र है जो बार-बार अद्भुत लोगों का कोई मौका नहीं छोड़ता है।

नेचर में प्रकाशित एक नए अध्ययन में शोधकर्ताओं ने इसका इस्तेमाल किया है एक्सएमएम-न्यूटन एक्स-रे टेलीस्कोप एक अजीब सफेद बौने जैसे तारे की छवि को कैप्चर करने के लिए जिसे पहली बार 2019 में देखा गया था।

2019 में, एक एक्स-रे स्रोत की खोज की गई थी जो एक सफेद बौने के समान लग रहा था, लेकिन एक सफेद बौने के कारण होने के लिए बहुत उज्ज्वल था। एक सुझाव यह था कि वस्तु दो सफेद बौनों का अस्थिर विलय हो सकती है। वर्तमान अध्ययन ने इस तारे को फिर से देखा है और कुछ निष्कर्ष प्राप्त किए हैं।

नए शोध ने पुष्टि की कि वस्तु का द्रव्यमान चंद्रशेखर सीमा से अधिक है। यह पिछले दावे का यह कहते हुए समर्थन करता है कि वस्तु एक सफेद बौने विलय द्वारा बनाई गई है।

यह वस्तु उच्च हवा की गति के साथ एक अवशेष नीहारिका से घिरी हुई है।

कुछ पृष्ठभूमि

एक सफेद बौना, जिसे . भी कहा जाता है पतित बौना, एक तारकीय कोर अवशेष है जो ज्यादातर इलेक्ट्रॉन-पतित पदार्थ से बना है। एक सफेद बौना बहुत घना होता है: इसका द्रव्यमान सूर्य के बराबर होता है, जबकि इसका आयतन पृथ्वी के बराबर होता है।

ये सितारे उपयोग करते हैं क्वांटम अध: पतन ताकि वे अपने वजन के नीचे गिरने से बच सकें। हम जानते हैं कि किसी भी दो इलेक्ट्रॉनों की क्वांटम अवस्था समान नहीं हो सकती। इसका मतलब यह है कि जब कोई इलेक्ट्रॉनों को एक ही अवस्था में निचोड़ने की कोशिश करता है, तो वे एक अध: पतन दबाव डालते हैं जो सफेद बौने को गिरने से रोकता है।

हालांकि, एक सफेद बौने के द्रव्यमान की एक सीमा होती है। सुब्रह्मण्यम चंद्रशेखर ने 1930 में इस सीमा की विस्तृत गणना की और पाया कि यदि एक सफेद बौने का द्रव्यमान लगभग 1.4 सूर्यों से अधिक है, तो इसका गुरुत्वाकर्षण तारे को न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल में कुचल देगा।

लेकिन यहाँ कुछ कहा जाता है में प्रवेश करता है द्विआधारी सफेद बौने जो ब्रह्मांड में काफी आम हैं। बाइनरी सिस्टम में कई सूर्य जैसे तारे और लाल बौने होते हैं। जब वे अपने मुख्य-अनुक्रम जीवन तक पहुँचते हैं तो ये तारे सफेद बौनों की द्विआधारी प्रणाली का हिस्सा बन जाते हैं।

समय के साथ, उनकी कक्षाएँ क्षीण हो सकती हैं, जिससे दो सफेद बौने आपस में टकरा सकते हैं।

स्थिति के आधार पर, दो चीजें हो सकती हैं जो हो सकती हैं
1. वे एक सुपरनोवा में विस्फोट कर सकते हैं, एक अवशेष न्यूट्रॉन स्टार बना सकते हैं
2. कभी-कभी वे कुछ असामान्य बना सकते हैं और नए अध्ययन में यह देखा गया है।

यह वर्तमान तारा कैसे स्थिर है?
शोधकर्ताओं ने सुझाव दिया है कि नई वस्तु में एक हो सकता है उच्च रोटेशन वस्तु को न्यूट्रॉन तारे में गिरने से रोकना।

यह अंततः लगभग 10000 वर्षों में न्यूट्रॉन तारा बनने के लिए ढह सकता है। इस प्रक्रिया में एक सुपरनोवा का निर्माण किया जा सकता है। ऐसा लगता है कि एक सफेद बौना चंद्रशेखर की सीमा को तोड़ सकता है, लेकिन केवल कुछ समय के लिए।


विकिरण और शीतलन

सफेद बौने के बड़े हिस्से को बनाने वाले पतित पदार्थ में कम अपारदर्शिता होती है लेकिन उच्च तापीय चालकता होती है। नतीजतन, एक सफेद बौने का इंटीरियर एक समान तापमान बनाए रखता है, लगभग 107 K।

एक सफेद बौना लंबे समय तक दिखाई देता है, क्योंकि सामान्य पदार्थ का कमजोर वातावरण बनने पर 107 K पर विकीर्ण होना शुरू हो जाता है, जबकि इसका अधिक आंतरिक द्रव्यमान 107 K पर होता है, फिर भी यह अपने सामान्य पदार्थ के खोल के माध्यम से विकिरण नहीं कर सकता है।


पतित पदार्थ: जेम्स लिबर्टे

जब मैं लॉस एलामोस के लिए निकला, उस समय जेम्स डब्ल्यू लिबर्ट एक वरिष्ठ थे। वे लिखते हैं: "मुझे याद है कि मैंने आपसे बर्कले में स्नातक विद्यालय को स्वीकार करने के बारे में बात की थी, जहां मुझे लुई हेनी के साथ तारकीय मॉडल की गणना करना सीखने में दिलचस्पी थी (दुर्भाग्य से कैलिफोर्निया पहुंचने के कुछ समय बाद उनकी मृत्यु हो गई)। मुझे नौसेना में जाना पड़ा। वियतनाम युद्ध के दौरान कुछ वर्षों के लिए, हालांकि मुझे वाशिंगटन में रहना पड़ा। मैंने 1976 में कैलिफोर्निया विश्वविद्यालय से पीएचडी की उपाधि प्राप्त की, मेरी थीसिस व्हाइट ड्वार्फ स्टार्स का स्पेक्ट्रोफोटोमेट्रिक स्टडीज (सलाहकार हायरोन स्पिनराड) थी।

"मैं तब एरिज़ोना चला गया और तब से यहाँ हूँ। अब (1998), यहाँ खगोल विज्ञान विभाग (स्टीवर्ड ऑब्जर्वेटरी) में मेरी कक्षा के स्नातक छात्र एक SPARC अल्ट्रा कंप्यूटर पर तारकीय मॉडल की गणना कर रहे हैं जो मुख्य अनुक्रम के माध्यम से चीरते हैं और विशाल शाखा और कोर हीलियम प्रज्वलन पर। और इस विकास सिमुलेशन के लिए केवल दस मिनट की गणना समय की आवश्यकता होती है! लेकिन यह लिंडले हॉल में था, पाठ्यक्रम के काम में इतना नहीं, बल्कि वेन फुलर्टन, जैक हिल्स के साथ बात करने और काम करने से, ब्रुक सैंडफोर्ड, लैरी क्लॉटमैन और विशेष रूप से एड सायन के साथ, आपके और वायमन स्टोरर के अलावा, कि मैंने पहली बार यूवी प्लेन, पॉलीट्रोप्स, चंद्रा की स्टेलर स्ट्रक्चर पर किताब, रेडिएटिव ट्रांसफर, एम्बर्ट्सुमियन की किताब थ्योरेटिकल एस्ट्रोफिजिक्स और 'फिटिंग मेथड्स' के बारे में सीखा। सितारों के मॉडल के लिए।

"१९८० के आसपास मुझे शिकागो विश्वविद्यालय में द ग्रोइंग मेनेजरी ऑफ मैग्नेटिक डिजेनरेट स्टार्स नामक एक बोलचाल देने के लिए आमंत्रित किया गया था। मैं उम्मीद कर रहा था कि चंद्रा आएंगे, लेकिन कहा गया कि वह अच्छी तरह से बीमार थे, सौभाग्य से वह आए! अंत में चंद्रा खड़े हो गए और सारा ध्यान उस पर गया। उन्होंने कहा कि वह अब आम तौर पर बोलचाल में नहीं आते थे, लेकिन बात के शीर्षक ने उन्हें आकर्षित किया। उन्हें खुशी हुई कि मैंने इसके बजाय 'पतित सितारों' शब्द का इस्तेमाल किया। 'सफेद बौने।' ऐसा लगता था कि कई दशकों पहले खगोलविदों का एक समूह चर्चा कर रहा था कि तारकीय जीवन के अंत में इन जानवरों के लिए किस नाम का उपयोग किया जाना चाहिए। हेनरी नॉरिस रसेल उन लोगों के नेता थे जिन्होंने 'सफेद बौनों' का पक्ष लिया और कहा, 'डॉ चंद्रशेखर, पचास वर्षों बाद ये तारे अभी भी रहेंगे, लेकिन हम आपके पतित पदार्थ के सिद्धांत के बारे में इतने निश्चित नहीं हैं।' चंद्रा ने कहा कि लगभग इतना समय बीत चुका है, और उन्हें लगा कि 'अपमानजनक पदार्थ' के विचार अभी भी ठीक चल रहे हैं! दुर्भाग्य से, जैसा कि मुझे याद है, चंद्रा को तुरंत बाद में छोड़ना पड़ा और मुझे वास्तव में उनके साथ चैट करने का मौका नहीं मिला, लेकिन यह मेरे लिए एक वास्तविक रोमांच था।"


सफेद बौना क्वेरी।

हमारा सूर्य हाइड्रोजन को हीलियम में मिला रहा है। अगला चरण कार्बन में हीलियम है - और बाहरी कूलर के गोले एक सुंदर ग्रह नीहारिका में उड़ने के बाद हमारे पास हमारे सूर्य का मूल सफेद बौना है जो उस समय कार्बन है। अगर ऐसा है, और अगर मैंने इसे सही पाया है, तो सफेद बौने WZ कैसिओपिया की तरह एक ज्वलंत लाल क्यों नहीं हैं?

azure1961p द्वारा संपादित, 21 सितंबर 2014 - 09:23 अपराह्न।

#2 एसकेएफबॉयलर1

WZ कैसिओपिया लाल है क्योंकि यह अपेक्षाकृत ठंडा है। विकिपीडिया का कहना है कि तापमान 3,000K है। सफेद बौने आमतौर पर बहुत गर्म होते हैं और फिर कुछ समय के लिए ठंडे हो जाते हैं।

#3 गगलीली

दूसरे शब्दों में, यह संरचना नहीं है जो मायने रखती है, बल्कि यह तापमान है। सफेद बौने लगभग > 30,000K या तो हैं, और उस तापमान पर लगभग कोई भी वस्तु दृश्यमान सीमा में सफेद दिखने वाली है।

#4 ग्लेनलेड्रू

यह भी इंगित करता है कि कार्बन सितारों को स्पेक्ट्रम के नीले सिरे पर कंबल की रेखा के कारण अतिरिक्त लाल बना दिया जाता है, ज्यादातर आणविक अवशोषण बैंड जो वायुमंडल में डायटोमिक कार्बन द्वारा उत्पादित होते हैं (इसलिए मोनिकर, कार्बन स्टार।)

#5 जॉर्ज नू

दूसरे शब्दों में, यह संरचना नहीं है जो मायने रखती है, बल्कि यह तापमान है। सफेद बौने लगभग > 30,000K या तो हैं, और उस तापमान पर लगभग कोई भी वस्तु दृश्यमान सीमा में सफेद दिखने वाली है।

सही! तारे ज्यादातर एक 'ब्लैक बॉडी' के रूप में विकीर्ण होते हैं, जिसमें तापमान सबसे चमकीले रंग का निर्धारण करता है, न कि रासायनिक संरचना। हालांकि, जैसा कि एक अन्य पोस्ट में उल्लेख किया गया है, कुछ ठंडे सितारों का वातावरण प्रकाश के कुछ रंगों को अवशोषित कर सकता है, जो एक सैद्धांतिक काले शरीर का उत्पादन करेगा।

. इसके अलावा एक सफेद बौना इतना छोटा कुचल दिया जाता है कि इसका अधिकांश भाग "पतित पदार्थ" बन गया है, सिवाय शायद सतह परत को छोड़कर। देखें: http://en.wikipedia. Generate_matter और http://en.wikipedia। iki/White_dwarf

एक तारे को सफेद बौने में ढहने में कुछ समय लगता है, और कई ग्रह नीहारिकाओं के साथ केंद्रीय तारे ने संक्रमण पूरा नहीं किया है।

#6 डेविड नाइज़ली

हमारा सूर्य हाइड्रोजन को हीलियम में मिला रहा है। अगला चरण कार्बन में हीलियम है - और बाहरी कूलर के गोले एक सुंदर ग्रह नीहारिका में उड़ने के बाद हमारे पास हमारे सूर्य का मूल सफेद बौना है जो उस समय कार्बन है। अगर ऐसा है, और अगर मैंने इसे सही पाया है, तो सफेद बौने WZ कैसिओपिया की तरह एक ज्वलंत लाल क्यों नहीं हैं?

अग्रिम में धन्यवाद।

पीट

WZ Cas एक प्रकार का विशाल तारा है जिसे "कार्बन स्टार" के रूप में जाना जाता है। उस नाम के वर्गीकरण के बावजूद, यह एक कम घनत्व वाला तारा है जो अभी भी काफी हद तक हाइड्रोजन से बना है, लेकिन यह इतना बड़ा और फूला हुआ है कि इसका बाहरी वातावरण ठंडा है, जिससे यह कुछ हद तक लाल-नारंगी रंग का हो जाता है। वह ठंडा बाहरी वातावरण भी कुछ कार्बन यौगिकों को बनाने की अनुमति देता है जो तारे के रंग को और भी अधिक लाल कर देते हैं। कार्बन स्टार स्पेक्ट्रा में कार्बन के व्यापक अवशोषण बैंड ("स्वान बैंड") होते हैं, यही एक कारण है कि कार्बन सितारों को उनका नाम मिला। एक सफेद बौना बिल्कुल अलग है। यह एक छोटा लेकिन विशाल तारकीय कोर है जहां आगे कोई संलयन नहीं होता है। एक सफेद बौना काफी छोटा होता है (उदाहरण के लिए पृथ्वी जैसे छोटे चट्टानी ग्रह के व्यास के करीब), और एक असामान्य प्रकार के अविश्वसनीय रूप से घने पदार्थ से बना होता है जिसे परमाणु नाभिक और इलेक्ट्रॉनों के "पतित पदार्थ" के रूप में जाना जाता है। कुछ सफेद बौने कार्बन और ऑक्सीजन के नाभिक से बने होते हैं, लेकिन वे इतने गर्म होते हैं कि वे आमतौर पर बहुत लाल नहीं होते हैं और अपने स्पेक्ट्रा में हंस बैंड नहीं बनाते हैं। अधिकांश जो शौकिया दूरबीनों की सीमा के भीतर हैं, वे नीले-सफेद या सफेद रंग के हैं (इसलिए इसका नाम "व्हाइट ड्वार्फ") है। आपके लिए साफ आसमान।


अंतर्वस्तु

सोलहवीं शताब्दी के दौरान, खगोलशास्त्री टाइको ब्राहे ने कैसिओपिया नक्षत्र में सुपरनोवा एसएन 1572 का अवलोकन किया। इसका वर्णन उन्होंने अपनी पुस्तक में किया है डे नोवा स्टेला (लैटिन के लिए "नए सितारे के संबंध में"), नाम अपनाने को जन्म दे रहा है नया तारा. इस काम में उन्होंने तर्क दिया कि स्थिर तारों के सापेक्ष एक पास की वस्तु को गति करते हुए देखा जाना चाहिए, और यह कि नोवा को बहुत दूर होना चाहिए। हालांकि यह घटना एक सुपरनोवा थी और नोवा नहीं, 1930 के दशक तक शर्तों को विनिमेय माना जाता था। [२] इसके बाद, नोवा को . के रूप में वर्गीकृत किया गया शास्त्रीय नोवा उन्हें सुपरनोवा से अलग करने के लिए, क्योंकि उनके कारणों और ऊर्जाओं को अलग-अलग माना जाता था, केवल अवलोकन संबंधी साक्ष्य के आधार पर।

यद्यपि "स्टेला नोवा" शब्द का अर्थ "नया तारा" है, नोवा अक्सर सफेद बौनों के परिणामस्वरूप होता है, जो बेहद पुराने सितारों के अवशेष हैं।

संभावित नोवा का विकास एक बाइनरी सिस्टम में दो मुख्य अनुक्रम सितारों के साथ शुरू होता है। दोनों में से एक लाल विशालकाय के रूप में विकसित होता है, शेष बचे हुए सफेद बौने कोर को शेष तारे के साथ कक्षा में छोड़ देता है। दूसरा तारा - जो या तो एक मुख्य अनुक्रम तारा हो सकता है या एक बूढ़ा विशालकाय - अपने सफेद बौने साथी पर अपना लिफाफा डालना शुरू कर देता है, जब वह अपने रोश लोब को ओवरफ्लो करता है। नतीजतन, सफेद बौना लगातार साथी के बाहरी वातावरण से एक अभिवृद्धि डिस्क में पदार्थ को पकड़ लेता है, और बदले में, संचित पदार्थ वातावरण में गिर जाता है। चूंकि सफेद बौने में पतित पदार्थ होते हैं, संचित हाइड्रोजन फुलाता नहीं है, लेकिन इसका तापमान बढ़ जाता है। भगोड़ा संलयन तब होता है जब इस वायुमंडलीय परत का तापमान पहुँच जाता है

20 मिलियन K, CNO चक्र के माध्यम से परमाणु जलने की शुरुआत। [३]

हाइड्रोजन संलयन सफेद बौने की सतह पर एक स्थिर तरीके से अभिवृद्धि दर की एक संकीर्ण सीमा के लिए हो सकता है, जिससे सुपर सॉफ्ट एक्स-रे स्रोत को जन्म दिया जा सकता है, लेकिन अधिकांश बाइनरी सिस्टम मापदंडों के लिए, हाइड्रोजन का जलना अस्थिर रूप से अस्थिर होता है और तेजी से परिवर्तित होता है एक भगोड़ा प्रतिक्रिया में अन्य, भारी रासायनिक तत्वों में हाइड्रोजन की एक बड़ी मात्रा, [2] ऊर्जा की एक बड़ी मात्रा को मुक्त करती है। यह शेष गैसों को सफेद बौने सतह की सतह से दूर उड़ा देता है और प्रकाश का एक अत्यंत उज्ज्वल विस्फोट पैदा करता है।

चरम चमक में वृद्धि बहुत तेज या धीरे-धीरे हो सकती है। यह नोवा के गति वर्ग से संबंधित है, फिर भी चोटी के बाद, चमक में लगातार गिरावट आती है। [४] एक नोवा को अधिकतम ऑप्टिकल चमक से लगभग २ या ३ परिमाण तक क्षय होने में लगने वाले समय का उपयोग उसकी गति वर्ग के माध्यम से वर्गीकरण के लिए किया जाता है। फास्ट नोवा को आमतौर पर 2 परिमाण से क्षय होने में 25 दिनों से कम समय लगेगा, जबकि धीमी नोवा में 80 दिनों से अधिक समय लगेगा। [५]

उनकी हिंसा के बावजूद, आमतौर पर नोवा में निकाली गई सामग्री की मात्रा सौर द्रव्यमान का लगभग 1 10,000 है, जो सफेद बौने के द्रव्यमान के सापेक्ष काफी छोटा है। इसके अलावा, बिजली के विस्फोट के दौरान संचित द्रव्यमान का केवल पांच प्रतिशत ही फ्यूज हो जाता है। [२] फिर भी, यह नोवा इजेक्टा को कई हजार किलोमीटर प्रति सेकंड के वेग से तेज करने के लिए पर्याप्त ऊर्जा है - धीमी गति की तुलना में तेज नोवा के लिए अधिक - कुछ समय के सौर से 50,000-100,000 गुना सौर तक चमक में समवर्ती वृद्धि के साथ। [२] [६] २०१० में नासा के फर्मी गामा-रे स्पेस टेलीस्कोप का उपयोग करने वाले वैज्ञानिकों ने पाया कि एक नोवा भी गामा-किरणों (>१०० MeV) का उत्सर्जन कर सकता है। [7]

संभावित रूप से, एक सफेद बौना समय के साथ कई नोवा उत्पन्न कर सकता है क्योंकि अतिरिक्त हाइड्रोजन अपने साथी तारे से इसकी सतह पर जमा होता रहता है। एक उदाहरण आरएस ओफियुची है, जिसे छह बार (1898, 1933, 1958, 1967, 1985 और 2006 में) भड़कने के लिए जाना जाता है। आखिरकार, सफेद बौना टाइप आईए सुपरनोवा के रूप में विस्फोट कर सकता है यदि यह चंद्रशेखर सीमा तक पहुंचता है।

कभी-कभी, नोवा पर्याप्त रूप से उज्ज्वल होते हैं और बिना सहायता प्राप्त आंखों के लिए विशिष्ट होने के लिए पृथ्वी के काफी करीब होते हैं। सबसे उज्ज्वल हालिया उदाहरण नोवा सिग्नी 1975 था। यह नोवा 29 अगस्त 1975 को डेनेब के उत्तर में लगभग पांच डिग्री उत्तर में सिग्नस नक्षत्र में दिखाई दिया, और परिमाण 2.0 (लगभग डेनेब के रूप में उज्ज्वल) तक पहुंच गया। सबसे हाल ही में वी१२८० स्कॉर्पी थे, जो १७ फरवरी २००७ को परिमाण ३.७ तक पहुंच गए, और नोवा डेल्फ़िनी २०१३। नोवा सेंटॉरी २०१३ को २ दिसंबर २०१३ को खोजा गया था और अब तक, इस सहस्राब्दी का सबसे चमकीला नोवा है, जो ३.३ परिमाण तक पहुंच गया है।

हीलियम नोवा

एक हीलियम नोवा (हीलियम फ्लैश से गुजरना) नोवा घटनाओं की एक प्रस्तावित श्रेणी है जिसमें इसके स्पेक्ट्रम में हाइड्रोजन लाइनों की कमी होती है। यह एक सफेद बौने पर हीलियम के खोल के विस्फोट के कारण हो सकता है। सिद्धांत को पहली बार 1989 में प्रस्तावित किया गया था, और देखा जाने वाला पहला उम्मीदवार हीलियम नोवा 2000 में V445 Puppis था। [8] तब से, चार अन्य नोवा को हीलियम नोवा के रूप में प्रस्तावित किया गया है। [९]

खगोलविदों का अनुमान है कि आकाशगंगा प्रति वर्ष लगभग 30 से 60 नोवा का अनुभव करती है, लेकिन हाल ही में एक परीक्षा में लगभग 50 ± 27 की संभावित सुधार दर मिली है। [१०] मिल्की वे में हर साल खोजे गए नोवा की संख्या बहुत कम है, लगभग १०, [११] संभवत: गैस और धूल के अवशोषण से दूर के नोवा के अस्पष्ट होने के कारण। [११] एंड्रोमेडा गैलेक्सी में हर साल बीसवीं परिमाण की तुलना में लगभग २५ नोवा उज्जवल खोजे जाते हैं और अन्य आस-पास की आकाशगंगाओं में छोटी संख्याएँ देखी जाती हैं। [१२] २०१९ तक, आकाशगंगा में ४०७ संभावित नोवा दर्ज किए गए हैं। [1 1]

आवर्तक नोवा जैसे RS Ophiuchi (दशकों के क्रम में अवधि वाले) दुर्लभ हैं। हालांकि, खगोलविदों का मानना ​​​​है कि अधिकांश, यदि सभी नहीं, तो नोवा आवर्तक होते हैं, भले ही समय के पैमाने पर 1,000 से 100,000 वर्ष तक हो। [१३] एक नोवा के लिए पुनरावृत्ति अंतराल सफेद बौने की अभिवृद्धि दर पर उसके शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण के साथ उसके द्रव्यमान की तुलना में कम निर्भर है, बड़े सफेद बौनों को कम द्रव्यमान वाले लोगों की तुलना में विस्फोट को बढ़ावा देने के लिए कम अभिवृद्धि की आवश्यकता होती है। [२] नतीजतन, उच्च द्रव्यमान वाले सफेद बौनों के लिए अंतराल कम होता है। [2]

V Sagittae इस मायने में असामान्य है कि अब हम अनुमान लगा सकते हैं कि यह लगभग 2083 में नोवा बन जाएगा, लगभग 11 वर्षों में प्लस या माइनस। [14]

27 मई 2020 को, खगोलविदों ने बताया कि शास्त्रीय नोवा विस्फोट लिथियम तत्व के गांगेय उत्पादक हैं। [१५] [१६]

उपप्रकार संपादित करें

नोवे को प्रकाश वक्र विकास गति के अनुसार वर्गीकृत किया गया है, इसलिए


सफेद बौना विलय

जो बात मुझे समझ में नहीं आती है, वह यह है कि चंद्रशेखर सीमा से अधिक होने के कारण ये सफेद बौने तुरंत सुपरनोवा के बिना कैसे विलीन हो सकते हैं। किसी तरह, विलय से उत्पन्न तारे ने कार्बन/ऑक्सीजन/नियॉन को नियंत्रित तरीके से फ्यूज करना शुरू कर दिया।

#2 लुका ब्रासी

#3 एस्ट्रोला72

मैं कोई एस्ट्रोफिजिसिस्ट नहीं हूं, लेकिन मुझे लगता है कि चंद्रशेखर लिमिट तभी लागू होती है जब कोई फ्यूजन नहीं हो रहा हो। लेकिन व्हाइट ड्वार्फ विलय के मामले में कम से कम इस मामले में भारी तत्वों के संलयन को फिर से प्रज्वलित किया गया है। इसलिए संलयन प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप थर्मल दबाव के कारण तारा ढहने से बचता है।

एस्ट्रोला72 द्वारा संपादित, 30 मई 2019 - 11:32 पूर्वाह्न।

#4 अर्लीराइजर

आम तौर पर, जब एक सफेद बौना चंद्रशेखर की सीमा को पार करने के लिए पर्याप्त द्रव्यमान जमा करता है, तो परिणाम अनियंत्रित संलयन और एक प्रकार Ia सुपरनोवा के तुरंत बाद ढह जाता है।

मेरा अनुमान है कि सफेद बौनों के विलय के साथ, सितारों के उनके साझा गुरुत्वाकर्षण केंद्र के बारे में तेजी से घूर्णन के रूप में वे अचानक पतन को रोकते हैं और संलयन को नियंत्रित तरीके से शुरू करने की अनुमति देते हैं।

कठिनाई इलेक्ट्रॉन-पतित पदार्थ से बने तारकीय कोर अवशेष से एक में संक्रमण करने में है जो पूरी चीज को उड़ाए बिना कार्बन को फ्यूज कर रहा है।

अर्लीराइज़र द्वारा संपादित, 30 मई 2019 - 11:44 पूर्वाह्न।

#5 cfosterstars

इनमें से कुछ विलय की प्रकृति के कारण हैं। यदि प्रणाली पर्याप्त कोणीय गति के साथ विलीन हो जाती है तो सुपर चंद्रशेखर सीमा सफेद बौने भी स्थिर होते हैं और ढहेंगे नहीं। यदि सिस्टम संलयन का शासन करता है, तो थर्मल ऊर्जा स्थिरीकरण बल के रूप में अध: पतन दबाव के बिना हाइड्रोस्टेटिक संतुलन को जन्म दे सकती है। एक साधारण तारे की तरह केवल थर्मल गैस के दबाव से पतन को रोका जाता है। टाइप 1 ए का भगोड़ा संलयन इस तथ्य के कारण है कि एक सफेद बौना थर्मल गैस के दबाव से नहीं बल्कि अध: पतन के दबाव से होता है। पतित पदार्थ के लिए, तापमान के साथ आयतन में कोई वृद्धि नहीं होती है ताकि तापमान में नाटकीय रूप से वृद्धि हो सके और मात्रा में कोई वृद्धि न हो। पर्याप्त कोणीय गति के साथ, संयुक्त सुपर चंद्रशेखर सीमा सफेद बौना अध: पतन को उठाने और "सामान्य" तारा संलयन पर वापस जाने के लिए पर्याप्त गर्मी कर सकता है। यह एक मुख्य अनुक्रम तारे की तरह नहीं होगा क्योंकि कोई हाइड्रोजन नहीं होगा और संलयन को हीलियम या कार्बन/ऑक्सीजन संलयन जैसे भारी तत्व होने चाहिए। तो परिणामी तारा वुल्फ-रेयेट स्टार की तरह अधिक होगा, लेकिन कम द्रव्यमान के साथ। बड़े पैमाने पर सौर हवा के कारण तारे की इन परतों को दूर करने के कारण WR सितारों में कोई हाइड्रोजन या हीलियम लिफाफा नहीं होता है, लेकिन फिर भी सौर द्रव्यमान के 10s का द्रव्यमान होता है। यह व्हाइट ड्वार्फ मर्जर स्टार केवल 1-2 सोलर मास कोर होगा। इसलिए मैं वास्तव में नहीं देखता कि यह गैर-अपक्षयी दबावों पर बहुत भारी तत्वों को कैसे जला सकता है और संलयन से दूर नहीं भागा है।

#6 बिलपी

जो बात मुझे समझ में नहीं आती है, वह यह है कि चंद्रशेखर सीमा से अधिक होने के कारण ये सफेद बौने तुरंत सुपरनोवा के बिना कैसे विलीन हो सकते हैं।

आपके लिंक के लेखकों ने इसे आपके प्रश्न के उत्तर के रूप में संदर्भित किया है।

बिलपी द्वारा संपादित, 30 मई 2019 - दोपहर 12:47 बजे।

#7 cfosterstars

आपके लिंक के लेखकों ने इसे आपके प्रश्न के उत्तर के रूप में संदर्भित किया है।

https://arxiv.org/pdf/1606.02300.pdf

बहुत बढ़िया पेपर। यह आश्चर्यजनक है कि कैसे 3D प्रभाव अब मॉडल किए गए हैं और बहुत ही अनोखे निष्कर्ष पर ले जाते हैं। ऑफ सेंटर फ्यूजन इग्निशन और डिफ्लैग्रेशन (सब-सोनिक) फ्यूजन बर्निंग का प्रभाव बहुत अच्छा है। एक "सफेद बौने" की कल्पना करें जो अब पूरी तरह से सिलिकॉन और सल्फर से बना है! या इन वस्तुओं ने न्यूट्रॉन सितारों को बनाने के लिए कैसे विस्फोट किया या वे सिर्फ फ्लिप की तरह हैं। यह स्पष्ट नहीं है कि यह कैसे होता है और लेखक कहते हैं कि यह शोध जारी है। यह भी दिलचस्प है क्योंकि इस प्रकार की प्रक्रिया सफेद बौनों और सुपरनोवा के बीच 8-10 सौर द्रव्यमान बोर्डर पर मुख्य अनुक्रम सितारों के विकास के समान ही है।

#8 बिलपी

एक "सफेद बौने" की कल्पना करें जो अब पूरी तरह से सिलिकॉन और सल्फर से बना है! या इन वस्तुओं ने न्यूट्रॉन सितारों को बनाने के लिए कैसे विस्फोट किया या वे सिर्फ फ्लिप की तरह हैं। यह स्पष्ट नहीं है कि यह कैसे होता है और लेखक कहते हैं कि यह शोध जारी है। यह भी दिलचस्प है क्योंकि इस प्रकार की प्रक्रिया सफेद बौनों और सुपरनोवा के बीच 8-10 सौर द्रव्यमान बोर्डर पर मुख्य अनुक्रम सितारों के विकास के समान ही है।

ब्रह्मांड विज्ञान में सितारे और तारकीय विकास आईएमओ सबसे आश्चर्यजनक और दिलचस्प चीजें हैं।


वीडियो देखना: पदरथ एव पदरथ क समह (सितंबर 2022).


टिप्पणियाँ:

  1. Takoda

    यह स्पष्ट नहीं है

  2. Tygorn

    यह स्वस्थ है!

  3. Byme

    क्या सही शब्द ... सुपर, शानदार विचार

  4. Zorion

    मैं माफी मांगता हूं, लेकिन, मेरी राय में, आप सही नहीं हैं। मैं यह साबित कर सकते हैं। पीएम में मुझे लिखो, हम बात करेंगे।

  5. Al-Fahl

    आलोचना करने के बजाय समस्या के समाधान की सलाह दें।



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