ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ ਤਾਰਾ

ਵਿਕੀਪੀਡੀਆ, ਇੱਕ ਅਜ਼ਾਦ ਗਿਆਨਕੋਸ਼ ਤੋਂ
Jump to navigation Jump to search
ਹੱਬਲ ਸਪੇਸ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਦੁਆਰਾ ਲਏ ਗਏ ਸੀਰੀਅਸ ਏ ਅਤੇ ਸੀਰੀਅਸ ਬੀ ਦਾ ਚਿੱਤਰ. ਸਿਰੀਅਸ ਬੀ, ਜੋ ਕਿ ਇੱਕ ਚਿੱਟਾ ਬਾਂਦਰ ਹੈ, ਨੂੰ ਵਧੇਰੇ ਚਮਕਦਾਰ ਸਿਰੀਅਸ ਏ ਦੇ ਹੇਠਾਂ ਖੱਬੇ ਪਾਸੇ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੇ ਇਕ ਕਮਜ਼ੋਰ ਬਿੰਦੂ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਦੇਖਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ.

ਇੱਕ ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਡੀਜਨਰੇਟ ਬਵਾਰਾ ਵੀ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਇਕ ਉੱਤਮ ਕੋਰ ਹੈ ਜੋ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਇਲੈਕਟ੍ਰੌਨਨ-ਡੀਜਨਰੇਟ ਪਦਾਰਥ ਦਾ ਬਣਿਆ ਹੁੰਦਾ ਹੈ। ਇੱਕ ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ ਬਹੁਤ ਸੰਘਣਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ। ਇਸਦਾ ਪੁੰਜ ਸੂਰਜ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲੇ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਇਸਦਾ ਖੰਡ ਧਰਤੀ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲੇ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਹੁੰਦਾ ਹੈ। ਇੱਕ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਦੀ ਬੇਹੋਸ਼ੀ ਦੀ ਰੌਸ਼ਨੀ ਸਟੋਰਡ ਥਰਮਲ ਊਰਜਾ ਦੇ ਨਿਕਾਸ ਤੋਂ ਆਉਂਦੀ ਹੈ ; ਇੱਕ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਵਿੱਚ ਕੋਈ ਫਿਊਜ਼ਨ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ। [1] ਸਭ ਤੋਂ ਨਜ਼ਦੀਕ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ ਸੀਰੀਅਸ ਬੀ ਹੈ, 8.6 ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ ਤੇ, ਸੀਰੀਅਸ ਬਾਈਨਰੀ ਸਟਾਰ ਦਾ ਛੋਟਾ ਹਿੱਸਾ ਹੈ। ਸੂਰਜ ਦੇ ਨਜ਼ਦੀਕ ਦੇ ਸੌ ਸਿਤਾਰਾ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਵਿਚ ਇਸ ਵੇਲੇ ਅੱਠ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ ਹੋਣ ਬਾਰੇ ਸੋਚਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ। [2] ਚਿੱਟੇ ਬੱਤੀ ਦੀ ਅਸਾਧਾਰਣ ਬੇਹੋਸ਼ੀ ਨੂੰ ਪਹਿਲਾਂ 1910 ਵਿਚ ਪਛਾਣਿਆ ਗਿਆ ਸੀ। [3] ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਦਾ ਨਾਮ 1922 ਵਿਚ ਵਿਲੇਮ ਲੂਇਟਨ ਦੁਆਰਾ ਬਣਾਇਆ ਗਿਆ ਸੀ।

ਚਿੱਟੇ ਬੌਣੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਅੰਤਮ ਵਿਕਾਸਵਾਦੀ ਅਵਸਥਾ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਜਿਸਦਾ ਪੁੰਜ ਨਿਉਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰਾ ਬਣਨ ਲਈ ਇੰਨਾ ਉੱਚਾ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ, ਲਗਭਗ 10 ਸੂਰਜੀ ਜਨਤਾ ਇਸ ਵਿਚ ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਵਿਚਲੇ 97% ਹੋਰ ਸਿਤਾਰੇ ਸ਼ਾਮਿਲ ਹਨ। [4] ,ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਦੇ ਬਾਅਦ - ਘੱਟ ਜਾਂ ਦਰਮਿਆਨੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਮੁੱਖ-ਤਰਤੀਬ ਵਾਲੇ ਤਾਰੇ ਦੀ ਫਿਉਜਿੰਗ ਅਵਧੀ ਖਤਮ ਹੋਣ ਤੋਂ ਬਾਅਦ, ਇਹ ਤਾਰਾ ਇੱਕ ਲਾਲ ਅਕਾਰ ਵਿੱਚ ਫੈਲ ਜਾਵੇਗਾ, ਜਿਸ ਦੌਰਾਨ ਇਹ ਟ੍ਰਿਪਲ-ਐਲਫ਼ਾ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਦੁਆਰਾ ਆਪਣੇ ਕੋਰ ਵਿੱਚ ਹੀਲੀਅਮ ਨੂੰ ਕਾਰਬਨ ਅਤੇ ਆਕਸੀਜਨ ਵਿੱਚ ਫਿਉ ਕਰਦਾ ਹੈ। ਜੇ ਇੱਕ ਲਾਲ ਅਲੋਕਿਕ ਕੋਲ ਕਾਰਬਨ ਫਿਉਜ਼ ਕਰਨ ਲਈ ਲੋੜੀਂਦੇ ਮੂਲ ਤਾਪਮਾਨ ਨੂੰ ਤਿਆਰ ਕਰਨ ਲਈ ਲੋੜੀਂਦਾ ਪੁੰਜ ਹੈ (ਲਗਭਗ 1   ਬਿਲੀਅਨ ਕੇ), ਇਸ ਦੇ ਕੇਂਦਰ ਵਿਚ ਕਾਰਬਨ ਅਤੇ ਆਕਸੀਜਨ ਦਾ ਇਕ ਅਟੁੱਟ ਪੁੰਜ ਤਿਆਰ ਹੋਏਗਾ। ਜਦੋਂ ਅਜਿਹਾ ਤਾਰਾ ਆਪਣੀਆਂ ਬਾਹਰੀ ਪਰਤਾਂ ਨੂੰ ਵਹਾਉਂਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ-ਗ੍ਰਹਿਣਸ਼ੀਲ ਨੀਬੂਲਾ ਬਣਦਾ ਹੈ, ਇਹ ਇਕ ਕੋਰ ਦੇ ਪਿੱਛੇ ਛੱਡ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਬਚਿਆ ਹੋਇਆ ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ ਤਾਰਾ ਹੈ। [5] ਆਮ ਤੌਰ 'ਤੇ, ਚਿੱਟੇ ਬੌਣੇ ਤਾਰੇ ਕਾਰਬਨ ਅਤੇ ਆਕਸੀਜਨ ਦੇ ਬਣੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ। ਪੂਰਵਜ ਦੇ ਪੁੰਜ 8 ਅਤੇ 10.5 ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਹੈ, ਜੇ ਸੂਰਜੀ ਜਨਤਾ ( M ☉ ), ਕੋਰ ਦਾ ਤਾਪਮਾਨ ਫਿਊਜ਼ ਕਾਰਬਨ ਕਰਨ ਲਈ ਕਾਫੀ ਹੋ ਜਾਵੇਗਾ, ਪਰ ਨਿਉਨ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਇਸ ਕੇਸ 'ਚ ਇੱਕ ਆਕਸੀਜਨ-ਨਿਉਨ- ਮੈਗਨੀਸ਼ੀਅਮ ਚਿੱਟੇ ਤਾਰਾ ਬਣਦਾ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ।[6] ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਪੁੰਜ ਦੇ ਸਿਤਾਰੇ ਹੀਲੀਅਮ ਨੂੰ ਮਿਲਾਉਣ ਦੇ ਯੋਗ ਨਹੀਂ ਹੋਣਗੇ, ਇਸਲਈ, ਇੱਕ ਹੀਲੀਅਮ ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ [7] ਬਾਈਨਰੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਵਿੱਚ ਪੁੰਜ ਦੇ ਨੁਕਸਾਨ ਦੁਆਰਾ ਬਣ ਸਕਦਾ ਹੈ।

ਖੋਜ[ਸੋਧੋ]

ਪਹਿਲਾ ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ 40 ਏਰਡਾਨੀ ਦੇ ਤੀਹਰੇ ਤਾਰਾ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿਚ ਲੱਭਿਆ ਗਿਆ ਸੀ, ਜਿਸ ਵਿਚ ਮੁਕਾਬਲਤਨ ਚਮਕਦਾਰ ਮੁੱਖ ਸੀਕਨ ਸਿਤਾਰਾ 40 ਈਰਡਾਨੀ ਏ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਚਿੱਟੇ ਬੌਣੇ 40 ਦੇ ਨੇੜੇ ਬਾਈਨਰੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀ ਦੂਰੀ 'ਤੇ ਘੁੰਮਦਾ ਹੈ 40 ਐਰਡਾਨੀ ਬੀ ਅਤੇ ਮੁੱਖ ਤਰਤੀਬ ਲਾਲ ਬੱਤੀ 40.ਏਰੀਦਾਨੀ ਸੀ। 40 ਜੋੜੀ ਏਰਡਾਨੀ ਬੀ / ਸੀ ਦੀ ਖੋਜ ਵਿਲੀਅਮ ਹਰਸ਼ੈਲ ਨੇ 31 ਜਨਵਰੀ 1783 ਨੂੰ ਕੀਤੀ ਸੀ।[8] ਸੰਨ 1910 ਵਿਚ, ਹੈਨਰੀ ਨੌਰਿਸ ਰਸਲ, ਐਡਵਰਡ ਚਾਰਲਸ ਪਿਕਰਿੰਗ ਅਤੇ ਵਿਲੀਅਮਿਨਾ ਫਲੇਮਿੰਗ ਨੇ ਪਤਾ ਲਗਾਇਆ ਕਿ ਇਕ ਮੱਧਮ ਤਾਰਾ ਹੋਣ ਦੇ ਬਾਵਜੂਦ, 40 ਐਰਡਾਨੀ ਬੀ ਅੱਖਰ ਕਿਸਮ ਦੇ, ਜਾਂ ਚਿੱਟੇ ਰੰਗ ਦੇ ਸਨ। [9] 1939 ਵਿਚ, ਰਸਲ ਨੇ ਖੋਜ ਵੱਲ ਮੁੜ ਕੇ ਵੇਖਿਆ। [3] , ਪੀ.   1

ਹਵਾਲੇ[ਸੋਧੋ]

  1. Johnson, J. (2007). "Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars". Lecture notes, Astronomy 162. Ohio State University. Retrieved 17 October 2011. 
  2. Henry, T. J. (1 January 2009). "The One Hundred Nearest Star Systems". Research Consortium on Nearby Stars. Retrieved 21 July 2010. 
  3. 3.0 3.1 White Dwarfs, E. Schatzman, Amsterdam: North-Holland, 1958.
  4. Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P. (2001). "The Potential of White Dwarf Cosmochronology". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (782): 409–435. Bibcode:2001PASP..113..409F. doi:10.1086/319535Freely accessible. 
  5. Richmond, M. "Late stages of evolution for low-mass stars". Lecture notes, Physics 230. Rochester Institute of Technology. Retrieved 3 May 2007. 
  6. 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. 334: 165. Bibcode:2005ASPC..334..165W. arXiv:astro-ph/0410690Freely accessible. 
  7. Liebert, J.; Bergeron, P.; Eisenstein, D.; Harris, H. C.; Kleinman, S. J.; Nitta, A.; Krzesinski, J. (2004). "A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass". The Astrophysical Journal. 606 (2): L147. Bibcode:2004ApJ...606L.147L. arXiv:astro-ph/0404291Freely accessible. doi:10.1086/421462. 
  8. Herschel, W. (1785). "Catalogue of Double Stars. By William Herschel, Esq. F. R. S". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 75: 40–126. Bibcode:1785RSPT...75...40H. JSTOR 106749. doi:10.1098/rstl.1785.0006. 
  9. Holberg, J. B. (2005). "How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs". American Astronomical Society Meeting 207. 207: 1503. Bibcode:2005AAS...20720501H.