તસ્વીરમાં તુલનાત્મક કદસૂર્ય (જમણે) અને ડ્યુઅલ સિસ્ટમ IK પેગાસસ ઘટક B - સફેદ વામનસપાટીનું તાપમાન 35,500 K (કેન્દ્ર) અને ઘટક A સાથે - સ્પેક્ટ્રલ પ્રકાર A8 (ડાબે) નો તારો.
ઓપનિંગ 1844 માં, કોનિગ્સબર્ગ ઓબ્ઝર્વેટરીના ડિરેક્ટર, ફ્રેડરિક બેસેલે શોધ્યું કે સિરિયસ, સૌથી તેજસ્વી તારો ઉત્તરીય આકાશ, સમયાંતરે, ખૂબ જ નબળા હોવા છતાં, તેનાથી વિચલિત થાય છે સીધો રસ્તોચળવળ ચાલુ અવકાશી ક્ષેત્ર. બેસેલ એવા નિષ્કર્ષ પર આવ્યા કે સિરિયસ પાસે એક અદ્રશ્ય “શ્યામ” ઉપગ્રહ હોવો જોઈએ અને આજુબાજુ બંને તારાઓની ક્રાંતિનો સમયગાળો હોવો જોઈએ. સામાન્ય કેન્દ્રસમૂહ લગભગ 50 વર્ષનો હોવો જોઈએ. સંદેશ સંશય સાથે મળ્યો હતો, કારણ કે શ્યામ ઉપગ્રહ અવલોકનક્ષમ રહ્યો હતો, અને તેનો સમૂહ ઘણો મોટો હોવો જોઈએ - સિરિયસના સમૂહ સાથે તુલનાત્મક.
જાન્યુઆરી 1862માં એ.જી. ક્લાર્ક, શિકાગો ઓબ્ઝર્વેટરીને ક્લાર્ક ફેમિલી ફર્મ દ્વારા પૂરા પાડવામાં આવેલ તે સમયે વિશ્વનું સૌથી મોટું ટેલિસ્કોપ (ડિયરબોર્ન ટેલિસ્કોપ) 18-ઇંચના રિફ્રેક્ટરને સમાયોજિત કરીને, સિરિયસની નજીકમાં એક ઝાંખો તારો શોધ્યો. બેસેલ દ્વારા આગાહી કરાયેલ સિરિયસ, સિરિયસ બીનો આ શ્યામ ઉપગ્રહ હતો. સિરિયસ B નું સપાટીનું તાપમાન 25,000 K છે, જે તેની અસાધારણ રીતે ઓછી તેજસ્વીતાને ધ્યાનમાં લેતા, ખૂબ જ નાની ત્રિજ્યા સૂચવે છે અને તે મુજબ, અત્યંત ઊંચી ઘનતા - 10 6 g/cm³ (સિરિયસ ઘનતા ~0.25 g/cm³, સૂર્યની ઘનતા ~ 1.4 g/cm³).
1917 માં, એડ્રિયન વાન માનને મીન રાશિમાં આગામી સફેદ વામન - વેન માનેનનો તારો શોધી કાઢ્યો.
એકવાર હાઇડ્રોજન સમાપ્ત થઈ જાય પછી, સમૂહ નક્કી કરે છે કે દરેક તારો કેવી રીતે બદલાય છે. નાના લોકો તેમના બાકીના બળતણને ખાલી શોષી લે છે અને સમાપ્ત થાય છે. સૌથી મોટા તારાઓ અદભૂત અંતિમ પતનનો અનુભવ કરતા પહેલા મર્જર પ્રતિક્રિયાઓની જટિલ શ્રેણીમાંથી પસાર થાય છે. ઇતિહાસ સ્નાતક અને આર્કાઇવિસ્ટિક્સ અને લાઇબ્રેરી સાયન્સમાં ડિપ્લોમા.
આ ચિત્ર કલાકારની પાતળી, ખડકાળ ડિસ્કના ભંગારનું છાપ છે જે બે હાઈડ્સ સફેદ વામન તારાઓની આસપાસ જોવા મળે છે. એવું માનવામાં આવતું હતું કે ખડકાળ એસ્ટરોઇડ્સ સિસ્ટમની અંદરના ગ્રહો દ્વારા વિક્ષેપિત થયા હતા અને તારા તરફ અંદરની તરફ વળ્યા હતા, જ્યાં તેઓ તૂટી પડ્યા હતા, કાટમાળની આસપાસ ફરતા હતા અને પછી તારા પર જ ખેંચાઈ ગયા હતા.
ઘનતા વિરોધાભાસ 20મી સદીની શરૂઆતમાં, હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ અને રસેલે સ્પેક્ટ્રલ ક્લાસ (તાપમાન) અને તારાઓની તેજસ્વીતા સંબંધિત પેટર્ન શોધી કાઢી હતી - હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ ડાયાગ્રામ (એચ-આર ડાયાગ્રામ). એવું લાગતું હતું કે તારાઓની સમગ્ર વિવિધતા H-R રેખાકૃતિની બે શાખાઓમાં ફિટ છે - મુખ્ય ક્રમ અને લાલ વિશાળ શાખા. સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ અને તેજસ્વીતા દ્વારા તારાઓના વિતરણ પર આંકડા એકઠા કરવાના કાર્ય દરમિયાન, રસેલ 1910 માં પ્રોફેસર ઇ. પિકરિંગ તરફ વળ્યા. આગળની ઘટનાઓરસેલ તેનું આ રીતે વર્ણન કરે છે:
તમે કલ્પના કરી શકો છો મજબૂત લાગણીઓજે ખગોળશાસ્ત્રી જ્યારે શોધે ત્યારે તેને માસ્ટર કરવું જોઈએ નવો ગ્રહઅથવા તારો અથવા તેના ટેલિસ્કોપ સાથે બીજું કંઈક? સારું, જો આ શોધ આકાશમાં જોવામાં ન આવે, પરંતુ એક ફાઇલમાં, સંશોધનનું દસ્તાવેજીકરણ કરવામાં આવે તો શું? લાગણીઓ માટે, આપણે નિષ્ક્રિયતાનો સારો ડોઝ ઉમેરવો પડશે. વેલ, કોલેજ લંડનના સંશોધક જય ફરિહી સાથે આવું જ થયું છે.
સ્પેક્ટ્રમ એ દૂરના તારા દ્વારા ઉત્સર્જિત પ્રકાશનો રેકોર્ડ છે અને જેનું રંગીન વિઘટન આપણને તે તારાની રચના અને તેના માર્ગ પર તેની કેવી અસર થાય છે તે વિશે જાણવા દે છે. ટેક્નોલોજી ઘણી આગળ વધી છે અને આજે આ સ્પેક્ટ્રાને રેકોર્ડ કરવા માટે ડિજિટલ સિસ્ટમનો ઉપયોગ કરવામાં આવે છે, પરંતુ એક સમયે કાચની પ્લેટો પર ફોટોગ્રાફીનો આશરો લેવો પડતો હતો, અને આ ફારિહાનો વેન માનેનના સ્ટારનો સંદર્ભ હતો: સ્મારક તકતીલગભગ એક સદી પહેલા માઉન્ટ વિલ્સન ઓબ્ઝર્વેટરીના ડિરેક્ટર વોલ્ટર એડમ્સ દ્વારા લેવામાં આવ્યું હતું.
રસેલનું આશ્ચર્ય તદ્દન સમજી શકાય તેવું છે: 40 એરિડાની બી પ્રમાણમાં નજીકના તારાઓનો ઉલ્લેખ કરે છે, અને અવલોકન કરેલ લંબનમાંથી કોઈ વ્યક્તિ તેના માટેનું અંતર અને તે મુજબ, તેજની ચોક્કસતા નક્કી કરી શકે છે. 40 એરિડાની B ની તેજસ્વીતા તેના વર્ણપટ વર્ગ માટે અસામાન્ય રીતે ઓછી હોવાનું બહાર આવ્યું - સફેદ દ્વાર્ફ રચાયા નવો વિસ્તાર G-R ડાયાગ્રામ પર. તેજસ્વીતા, સમૂહ અને તાપમાનનું આ સંયોજન અગમ્ય હતું અને 1920 ના દાયકામાં વિકસિત તારાઓની રચનાના પ્રમાણભૂત મુખ્ય ક્રમ મોડેલમાં સમજાવી શકાયું નથી.
ફર્મી-ડીરાક આંકડાઓના આગમન પછી માત્ર ક્વોન્ટમ મિકેનિક્સના માળખામાં સફેદ દ્વાર્ફની ઉચ્ચ ઘનતા સમજાવવામાં આવી હતી. 1926 માં, ફાઉલરે, "ગીચ પદાર્થ" ("ગીચ પદાર્થ" લેખમાં, માસિક સૂચનાઓ આર. એસ્ટ્રોન. સોસી. 87, 114-122) દર્શાવ્યું હતું કે, મુખ્ય ક્રમના તારાઓથી વિપરીત, જેના માટે રાજ્યનું સમીકરણ આધારીત છે. મોડેલ આદર્શ ગેસ (પ્રમાણભૂત મોડેલએડિંગ્ટન), સફેદ દ્વાર્ફ માટે પદાર્થની ઘનતા અને દબાણ ડિજનરેટના ગુણધર્મો દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે. ઇલેક્ટ્રોન ગેસ(ફર્મી ગેસ).
શ્વેત દ્વાર્ફના સ્વભાવને સમજાવવાનો આગળનો તબક્કો યા આઈ. ફ્રેન્કેલ અને ચંદ્રશેખરનું કાર્ય હતું. 1928 માં, ફ્રેંકલે સૂચવ્યું કે સફેદ દ્વાર્ફ માટે ત્યાં હોવું જોઈએ ઉપલી મર્યાદાજનતા, અને 1930 માં ચંદ્રશેખરે તેમના કાર્યમાં " મહત્તમ વજનઆદર્શ સફેદ દ્વાર્ફ" ("આદર્શ સફેદ દ્વાર્ફનો મહત્તમ સમૂહ", એસ્ટ્રોફ. જે. 74, 81-82) દર્શાવે છે કે 1.4 સૌરથી ઉપરના દળવાળા સફેદ દ્વાર્ફ અસ્થિર છે (ચંદ્રશેખર મર્યાદા) અને તે તૂટી પડવા જોઈએ.
દેખીતી રીતે આ ટુકડામાં અસાધારણ કંઈ નહોતું: એક ચિત્ર અને ધાર પર એક ટીકા જે કહે છે કે તારો સૂર્ય કરતાં વધુ ગરમ. પણ વધુ વિગતે જોયા પછી ફરિહીને આશ્ચર્ય થયું. કહેવાતી શોષણ રેખા, જે નિર્દેશ કરે છે રાસાયણિક રચનાસાતત્યમાં બાકી રહેલા અવકાશના આધારે તે શરીર કે જેની સાથે છેદે છે, તેણે એવા તત્વો ફેંકી દીધા જે હજુ સુધી ત્યાં ન હોવા જોઈએ, જેમ કે કેલ્શિયમ, મેગ્નેશિયમ અને આયર્ન. તેઓ લાંબા સમય પહેલા જ તારામાં અદૃશ્ય થઈ જવા જોઈએ.
આ સૂચવે છે કે વેન માનેન ચેપગ્રસ્ત સફેદ વામન છે. દુર્લભ પ્રકારતારાઓ, જેની આસપાસ ગ્રહોની સિસ્ટમના અવશેષો દ્વારા રચાયેલી રિંગ હશે. તેમની આસપાસના ગ્રહોને જોવા માટે હજુ પણ કોઈ રસ્તો નથી, પરંતુ બધું ચાલશે, કારણ કે જો આવા કોઈ ગ્રહો ન હોત તો આ રિંગ અસ્તિત્વમાં રહેશે નહીં, કારણ કે તેમના ગુરુત્વાકર્ષણ પ્રભાવજરૂરી
સફેદ દ્વાર્ફનું મૂળ
ફાઉલરનો ઉકેલ સમજાવ્યો આંતરિક માળખુંસફેદ દ્વાર્ફ, પરંતુ તેમના મૂળની પદ્ધતિને સ્પષ્ટ કરી નથી. સફેદ દ્વાર્ફની ઉત્પત્તિને સમજાવવામાં, બે વિચારોએ મુખ્ય ભૂમિકા ભજવી હતી: એપિકનો વિચાર કે પરમાણુ બળતણના બર્નઆઉટ અને વી.જી.ની ધારણાના પરિણામે લાલ જાયન્ટ્સ મુખ્ય ક્રમના તારામાંથી રચાય છે. ફેસેન્કોવ, બીજા વિશ્વયુદ્ધના થોડા સમય પછી બનાવવામાં આવ્યું હતું, કે મુખ્ય ક્રમના તારાઓએ સમૂહ ગુમાવવો જોઈએ, અને આવા સામૂહિક નુકશાનની તારાઓના ઉત્ક્રાંતિ પર નોંધપાત્ર અસર થવી જોઈએ. આ ધારણાઓની સંપૂર્ણ પુષ્ટિ થઈ.
મુખ્ય ક્રમના તારાઓના ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન, હાઇડ્રોજન હિલીયમ (બેથે ચક્ર) બનાવવા માટે "બર્ન આઉટ" થાય છે. આવા બર્નઆઉટથી ઊર્જા પ્રકાશન બંધ થાય છે કેન્દ્રીય ભાગોતારો, સંકોચન અને, તે મુજબ, તેના કોરમાં તાપમાન અને ઘનતામાં વધારો, જે તે પરિસ્થિતિઓ તરફ દોરી જાય છે જેમાં તે સક્રિય થાય છે. નવો સ્ત્રોતથર્મોન્યુક્લિયર એનર્જી: 10 8 K ના ક્રમના તાપમાને હિલીયમ બર્નઆઉટ ( ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયાઅથવા ટ્રિપલ આલ્ફા પ્રક્રિયા), લાલ જાયન્ટ્સ અને સુપરજાયન્ટ્સની લાક્ષણિકતા:
He 4 + He 4 = Be 8 - બે હિલીયમ ન્યુક્લી (આલ્ફા કણો) મર્જ થાય છે અને બને છે અસ્થિર આઇસોટોપબેરિલિયમ;
8 + He 4 = C 12 + 7.3 MeV બનો - સૌથી વધુબી 8 ફરીથી બે આલ્ફા કણોમાં ક્ષીણ થાય છે, પરંતુ જ્યારે બી 8 ઉચ્ચ-ઊર્જાવાળા આલ્ફા કણ સાથે અથડાય છે, ત્યારે સ્થિર C 12 કાર્બન ન્યુક્લિયસ રચાય છે.
જો કે, એ નોંધવું જોઈએ કે ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયા બેથે ચક્ર કરતાં નોંધપાત્ર રીતે ઓછી ઉર્જા પ્રકાશન દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે: પ્રતિ એકમ સમૂહની દ્રષ્ટિએ હિલીયમના "બર્નિંગ" દરમિયાન ઉર્જાનું પ્રકાશન હાઇડ્રોજનના "બર્નિંગ" દરમિયાન કરતાં 10 ગણું ઓછું હોય છે.. જેમ જેમ હિલીયમ બળી જાય છે અને કોરમાંથી ઉર્જા સ્ત્રોત ખતમ થઈ જાય છે, વધુ જટિલ ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ પ્રતિક્રિયાઓ શક્ય છે, જો કે, પ્રથમ, આવી પ્રતિક્રિયાઓને વધુને વધુ ઊંચા તાપમાનની જરૂર પડે છે અને બીજું, આવી પ્રતિક્રિયાઓમાં એકમ દળ દીઠ ઊર્જા પ્રકાશન ઘટે છે કારણ કે દળની સંખ્યામાં વધારો થાય છે. પ્રતિક્રિયાશીલ ન્યુક્લી.
એક વધારાનું પરિબળ જે દેખીતી રીતે લાલ જાયન્ટ ન્યુક્લીના ઉત્ક્રાંતિને પ્રભાવિત કરે છે તે ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયાની ઉચ્ચ તાપમાન સંવેદનશીલતા અને મિકેનિઝમ સાથે ભારે ન્યુક્લીની ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાઓનું સંયોજન છે. ન્યુટ્રિનો ઠંડક: ખાતે ઉચ્ચ તાપમાનઉચ્ચ તાપમાન અને દબાણમાં, ન્યુટ્રિનો-એન્ટિન્યુટ્રિનો જોડીની રચના સાથે ફોટોન ઇલેક્ટ્રોન દ્વારા વિખેરાઈ શકે છે, જે મુક્તપણે કોરમાંથી ઊર્જા દૂર કરે છે: તારો તેમના માટે પારદર્શક છે. આની ઝડપ વોલ્યુમેટ્રિકન્યુટ્રિનો કૂલિંગ, ક્લાસિકલથી વિપરીત સુપરફિસિયલફોટોન ઠંડક એ તારાના આંતરિક ભાગમાંથી તેના ફોટોસ્ફિયરમાં ઊર્જા સ્થાનાંતરણની પ્રક્રિયાઓ દ્વારા મર્યાદિત નથી. ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ પ્રતિક્રિયાના પરિણામે, તારાઓની કોરમાં એક નવું સંતુલન પ્રાપ્ત થાય છે, જે સમાન મુખ્ય તાપમાન દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે: ઇસોથર્મલ કોર.
પ્રમાણમાં નાના સમૂહ (સૂર્યના ક્રમ પર) સાથેના લાલ જાયન્ટ્સના કિસ્સામાં, વધુના કિસ્સામાં ઇસોથર્મલ કોરો મુખ્યત્વે હિલીયમ ધરાવે છે; વિશાળ તારા- કાર્બન અથવા વધુથી બનેલું ભારે તત્વો. જો કે, કોઈ પણ સંજોગોમાં, આવા આઇસોથર્મલ કોરની ઘનતા એટલી ઊંચી હોય છે કે કોર બનાવતા પ્લાઝમાના ઇલેક્ટ્રોન વચ્ચેનું અંતર તેમની ડી બ્રોગ્લી તરંગલંબાઇ સાથે સુસંગત બને છે. λ = h / mવિ
, એટલે કે, ઇલેક્ટ્રોન ગેસના અધોગતિ માટેની શરતો સંતુષ્ટ છે. ગણતરીઓ દર્શાવે છે કે આઇસોથર્મલ ન્યુક્લીની ઘનતા સફેદ દ્વાર્ફની ઘનતાને અનુરૂપ છે, એટલે કે. લાલ જાયન્ટ્સના કોરો સફેદ દ્વાર્ફ છે.
તે હમણાં જ બહાર આવ્યું છે અને આવશ્યકપણે કાર્બન અને ઓક્સિજનથી બનેલું છે. કોઈ વધુ પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ ઉત્પન્ન થતી ન હોવાથી, આંતરિક દબાણ કે જેણે તારાને ત્યાં સુધી સ્થિર કર્યું હતું તે શક્તિ ગુમાવે છે અને હવે તેનો હેતુ પૂરો કરી શકતો નથી. તારો તેના પોતાના વજન હેઠળ ડૂબવાનું શરૂ કરે છે, તેનું કદ ઘટે છે અને તેની ઘનતા વધવા લાગે છે.
ત્યાં એક બિંદુ આવે છે જ્યારે ઘનતા એટલી મજબૂત હોય છે કે અનિશ્ચિતતા સિદ્ધાંત દરમિયાનગીરી કરે છે. દ્રવ્યના સંકોચનને લીધે, દરેક ઇલેક્ટ્રોન નાની જગ્યા સુધી મર્યાદિત છે અને તેથી તેની સ્થિતિ ખૂબ સારી રીતે વ્યાખ્યાયિત છે. પરંતુ, અનુસાર ક્વોન્ટમ મિકેનિક્સ, ચૂકવવાની કિંમત એ કણોની ગતિ વિશે મોટી અનિશ્ચિતતા છે.
લાલ જાયન્ટ્સથી સામૂહિક નુકસાન
પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓલાલ જાયન્ટ્સમાં માત્ર કોરમાં જ જોવા મળે છે: જેમ જેમ હાઈડ્રોજન કોરમાંથી બળી જાય છે તેમ, હિલીયમ ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ તારાના સ્થિર હાઈડ્રોજન-સમૃદ્ધ પ્રદેશોમાં ફેલાય છે, જે ગરીબ અને હાઈડ્રોજન-સમૃદ્ધ પ્રદેશોની સીમા પર ગોળાકાર સ્તર બનાવે છે. ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયા સાથે સમાન પરિસ્થિતિ ઊભી થાય છે: જેમ હિલીયમ મૂળમાં બળી જાય છે, તે હિલીયમ-ગરીબ અને હિલીયમ-સમૃદ્ધ પ્રદેશો વચ્ચેની સીમા પર ગોળાકાર સ્તરમાં પણ કેન્દ્રિત થાય છે. ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસના આવા "બે-સ્તર" પ્રદેશો ધરાવતા તારાઓની તેજસ્વીતા નોંધપાત્ર રીતે વધે છે, જે સૂર્યની લગભગ હજારો તેજસ્વીતાઓ સુધી પહોંચે છે, જ્યારે તારો "ફુલી જાય છે", તેના વ્યાસમાં વધારો કરે છે. પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષા. હિલીયમ ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ ઝોન તારાની સપાટી પર વધે છે: આ ઝોનની અંદર દળનો અપૂર્ણાંક તારાના સમૂહના ~70% છે. "બ્લોઇંગ અપ" સાથે તારાની સપાટી પરથી દ્રવ્યનો એકદમ તીવ્ર પ્રવાહ જોવા મળે છે, ઉદાહરણ તરીકે નેબ્યુલા HD44179 ( રેખાંકન).
આવા તારાઓ સ્પષ્ટપણે અસ્થિર છે, અને 1956 માં I.S. શ્ક્લોવ્સ્કીએ લાલ જાયન્ટ્સના શેલ્સના શેડિંગ દ્વારા ગ્રહોની નિહારિકાની રચના માટે એક પદ્ધતિનો પ્રસ્તાવ મૂક્યો હતો, જ્યારે આવા તારાઓના આઇસોથર્મલ ડિજનરેટ કોરોના એક્સપોઝરથી સફેદ દ્વાર્ફનો જન્મ થાય છે (લાલ જાયન્ટ્સના ઉત્ક્રાંતિના અંત માટે આ દૃશ્ય સામાન્ય રીતે અસંખ્ય અવલોકન ડેટા દ્વારા સ્વીકૃત અને સમર્થિત છે). આવા તારાઓ માટે સામૂહિક નુકશાન અને પરબિડીયુંના વધુ શેડિંગની ચોક્કસ પદ્ધતિઓ હજુ સુધી સંપૂર્ણપણે સ્પષ્ટ નથી, પરંતુ નીચેના પરિબળોને ધારી શકાય છે કે જે પરબિડીયુંના નુકસાનમાં ફાળો આપી શકે છે:
આમ, ઇલેક્ટ્રોન ખૂબ જ ઝડપી હલનચલન અને તેમના મિશ્રણના કારણો દ્વારા જીવંત બને છે નવો પ્રકારશુદ્ધ ક્વોન્ટમ મૂળના દબાણ દળો, જેને ડિજનરેસી પ્રેશર કહેવાય છે. આ તારાના પતનનો સામનો કરે છે અને ગુરુત્વાકર્ષણ સાથે સંતુલન પુનઃસ્થાપિત કરે છે. તારો સફેદ વામન બની જાય છે.
ચંદ્ર ઉપગ્રહ દ્વારા એક્સ-રેમાં અવલોકન કરાયેલ પૃથ્વીથી 8.6 પ્રકાશવર્ષ પર સિરિયસ A અને B સ્ટાર જોડી. આ છબીમાં એક સફેદ વામન છે, સિરિયસ બી, જે સૌથી વધુ છે તેજસ્વી પદાર્થ, કારણ કે તેની સપાટી, 000 ડિગ્રીના તાપમાને ગરમ થાય છે, તે ઘણું ઉત્સર્જન કરે છે એક્સ-રે. બીજો મુદ્દો સિરિયસ એ છે, સૌથી વધુ તેજસ્વી તારોપ્રકાશમાં આકાશમાં દૃશ્યમાન છે, પરંતુ આ તરંગલંબાઇ પર ભાગ્યે જ દૃશ્યમાન છે. ટેલિસ્કોપને કારણે તારા આકારની રચના ઓપ્ટિકલ અસર છે.
- વિસ્તૃત તારાકીય પરબિડીયાઓમાં, અસ્થિરતા વિકસી શકે છે, જે મજબૂત તરફ દોરી જાય છે ઓસીલેટરી પ્રક્રિયાઓ, ફેરફારો સાથે થર્મલ શાસનતારાઓ ચાલુ રેખાંકનતારા દ્વારા બહાર કાઢવામાં આવેલા પદાર્થના ઘનતાના તરંગો સ્પષ્ટપણે દેખાય છે, જે આવા વધઘટના પરિણામ હોઈ શકે છે.
- ફોટોસ્ફિયરની નીચેના પ્રદેશોમાં હાઇડ્રોજનના આયનીકરણને કારણે, મજબૂત સંવહન અસ્થિરતા વિકસી શકે છે. સમાન સ્વભાવ ધરાવે છે સૌર પ્રવૃત્તિ, લાલ જાયન્ટ્સના કિસ્સામાં, સંવર્ધક પ્રવાહની શક્તિ નોંધપાત્ર રીતે સૌર કરતાં વધુ હોવી જોઈએ.
- અત્યંત ઊંચી તેજસ્વીતાને લીધે, તેના બાહ્ય સ્તરો પર તારાના કિરણોત્સર્ગ પ્રવાહનું પ્રકાશ દબાણ નોંધપાત્ર બને છે, જે ગણતરીઓ અનુસાર, કેટલાક હજાર વર્ષોમાં શેલના નુકસાન તરફ દોરી શકે છે.
એક અથવા બીજી રીતે, પરંતુ પર્યાપ્ત લાંબી અવધિલાલ જાયન્ટ્સની સપાટી પરથી પ્રમાણમાં શાંત દ્રવ્યનો પ્રવાહ તેના શેલના ઇજેક્શન અને તેના મુખ્ય ભાગના એક્સપોઝર સાથે સમાપ્ત થાય છે. આવા બહાર નીકળેલા શેલને ગ્રહોની નિહારિકા તરીકે જોવામાં આવે છે. પ્રોટોપ્લેનેટરી નેબ્યુલાના વિસ્તરણ વેગ દસ કિમી/સેકંડ છે, એટલે કે, લાલ જાયન્ટ્સની સપાટી પરના પેરાબોલિક વેગના મૂલ્યની નજીક છે, જે લાલ જાયન્ટ્સના "વધારા સમૂહ" ના પ્રકાશન દ્વારા તેમની રચનાની વધારાની પુષ્ટિ તરીકે કામ કરે છે.
દ્રવ્યના મજબૂત સંકોચનને લીધે, સફેદ વામન સામાન્ય તારા કરતા ઘણો નાનો અને ઘન હોય છે. સરેરાશ વ્યાસ લગભગ 000 કિલોમીટર છે, એટલે કે, પૃથ્વીના કદ જેવું જ છે, પરંતુ સૂર્યના સમૂહ સાથે. ઘનતા લગભગ એક ટન દીઠ અસાધારણ મૂલ્ય સુધી પહોંચે છે ઘન સેન્ટીમીટરપદાર્થો સફેદ વામન સામગ્રીના એક ચમચી સૂપનું વજન ઘણા ટન છે.
સફેદ વામનનું નાનું કદ તેની ખૂબ ઓછી તેજ માટે જવાબદાર છે. તે આ કારણોસર છે કે સફેદ દ્વાર્ફ રચાય છે અલગ જૂથમુખ્ય ક્રમની નીચે હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ ડાયાગ્રામ પર. ધૂંધળા હોવાને કારણે, સૂર્યની નજીકના લોકો સિવાય સફેદ દ્વાર્ફ શોધવાનું ખૂબ મુશ્કેલ છે. તેણે આ અસરને અન્ય ધૂંધળા તારાની હાજરીને આભારી છે, ગુરુત્વાકર્ષણ આકર્ષણજેણે સિરિયસની હિલચાલને પ્રભાવિત કરી.
સ્પેક્ટ્રાની વિશેષતાઓ
સફેદ દ્વાર્ફનો સ્પેક્ટ્રા મુખ્ય ક્રમના તારાઓ અને જાયન્ટ્સના સ્પેક્ટ્રાથી ખૂબ જ અલગ છે. તેમની મુખ્ય વિશેષતા એ ખૂબ જ વિસ્તૃત શોષણ રેખાઓની થોડી સંખ્યા છે અને કેટલાક સફેદ દ્વાર્ફ (સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ ડીસી)માં ધ્યાનપાત્ર શોષણ રેખાઓ બિલકુલ હોતી નથી. આ વર્ગના તારાઓના સ્પેક્ટ્રામાં શોષણ રેખાઓની નાની સંખ્યાને રેખાઓના ખૂબ જ મજબૂત વિસ્તરણ દ્વારા સમજાવવામાં આવે છે: માત્ર સૌથી મજબૂત શોષણ રેખાઓ, જ્યારે વિસ્તૃત થતી હોય ત્યારે, ધ્યાનપાત્ર રહેવા માટે પૂરતી ઊંડાઈ હોય છે, અને નબળી રેખાઓ, તેમના છીછરાને કારણે. ઊંડાઈ, સતત સ્પેક્ટ્રમ સાથે વ્યવહારીક રીતે મર્જ કરો.
સફેદ દ્વાર્ફના સ્પેક્ટ્રાની વિશેષતાઓ ઘણા પરિબળો દ્વારા સમજાવવામાં આવી છે. પ્રથમ, કારણ કે ઉચ્ચ ઘનતાસફેદ દ્વાર્ફ પ્રવેગક મુક્ત પતનતેમની સપાટી પર ~10 8 cm/s² (અથવા ~1000 km/s²) છે, જે બદલામાં, તેમના ફોટોસ્ફિયરના નાના વિસ્તરણ, તેમાં વિશાળ ઘનતા અને દબાણ અને શોષણ રેખાઓને વિસ્તૃત કરવા તરફ દોરી જાય છે. મજબૂત અન્ય પરિણામ ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્રસપાટી પર તેમના સ્પેક્ટ્રામાં રેખાઓની ગુરુત્વાકર્ષણીય લાલ શિફ્ટ છે, જે કેટલાક દસ કિમી/સેકન્ડના વેગની સમકક્ષ છે. બીજું, મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્રો ધરાવતા કેટલાક સફેદ દ્વાર્ફ મજબૂત રેડિયેશન ધ્રુવીકરણ અને વિભાજન દર્શાવે છે. વર્ણપટ રેખાઓઝીમેન અસરને કારણે.
પછી આ પ્રકારના લગભગ 500 મૃતદેહો મળી આવ્યા હતા, જે તેની સરખામણીમાં ખૂબ જ ઓછા છે કુલ સંખ્યાઅમારી ગેલેક્સીમાં, દસ અબજનો અંદાજ છે. સફેદ વામનનું લાંબુ જીવન. એકવાર આપણો તારો સફેદ વામન બની જાય, પછી તેનું જીવન ફક્ત નાના ફેરફારો દ્વારા ચિહ્નિત થશે. કારણ કે તારામાં હવે ઊર્જાનો સ્ત્રોત નથી, તેનું તાપમાન અને તેજ ઘટે છે. તેનો રંગ સફેદથી લાલમાં બદલાય છે, અને પછીથી, કેટલાક અબજ વર્ષો પછી, તે દૃશ્યમાન પ્રદેશમાં ખૂબ જ આછું ઉત્સર્જન કરે છે. તે પછી કાળો વામન બની જાય છે.
સમયાંતરે આંતરિક માળખું પણ બદલાય છે. પ્રારંભિક પતન પછી, કણો ખૂબ જ ઊર્જાસભર હોય છે અને કાર્બન અને ઓક્સિજન આયનો આસપાસ ફરવા માટે મુક્ત હોય છે. પરંતુ તાપમાનમાં ઘટાડો સાથે, આ આયનો તેમની સ્વતંત્રતા ગુમાવે છે અને પોતાને માટે ગોઠવે છે સ્ફટિક જાળી. બીજી બાજુ, ઇલેક્ટ્રોન પ્રકાશની ઝડપની નજીકની ઝડપે મુક્તપણે આગળ વધવાનું ચાલુ રાખે છે.
સફેદ દ્વાર્ફમાંથી એક્સ-રે ઉત્સર્જન
યુવાન સફેદ દ્વાર્ફની સપાટીનું તાપમાન - તેમના શેલને ઉતાર્યા પછી તારાઓના આઇસોટ્રોપિક કોરો - ખૂબ ઊંચું છે - 2·10 5 K કરતાં વધુ, પરંતુ સપાટી પરથી ન્યુટ્રિનો ઠંડક અને કિરણોત્સર્ગને કારણે ખૂબ જ ઝડપથી ઘટી જાય છે. આવા ખૂબ જ યુવાન સફેદ દ્વાર્ફ એક્સ-રેમાં જોવા મળે છે. સૌથી ગરમ સફેદ દ્વાર્ફનું સપાટીનું તાપમાન 7·10 4 K છે, સૌથી ઠંડુ - ~5·10³ K.
એક્સ-રે શ્રેણીમાં સફેદ દ્વાર્ફના કિરણોત્સર્ગની એક ખાસિયત એ છે કે મુખ્ય સ્ત્રોત એક્સ-રે રેડિયેશનતેમના માટે ફોટોસ્ફિયર છે, જે તેમને "સામાન્ય" તારાઓથી તીવ્રપણે અલગ પાડે છે: બાદમાં એક એક્સ-રે કોરોના હોય છે જે ઘણા મિલિયન કેલ્વિન્સ સુધી ગરમ થાય છે, અને ફોટોસ્ફિયરનું તાપમાન એક્સ-રે બહાર કાઢવા માટે ખૂબ ઓછું હોય છે.
અભિવૃદ્ધિની ગેરહાજરીમાં, સફેદ દ્વાર્ફ માટે તેજસ્વીતાનો સ્ત્રોત તેમના મૂળમાં આયનોની સંગ્રહિત થર્મલ ઊર્જા છે, તેથી તેમની તેજસ્વીતા વય પર આધારિત છે. શ્વેત દ્વાર્ફના ઠંડકનો એક માત્રાત્મક સિદ્ધાંત 1940ના અંતમાં S.A. દ્વારા બનાવવામાં આવ્યો હતો. કેપલાન.
તારાનું કદ હવે બદલાતું નથી, કારણ કે અધોગતિનું દબાણ તાપમાનથી સ્વતંત્ર છે અને તારાને કાયમ માટે પકડી શકે છે. સફેદ વામન અહીં દેખાતા ગ્રહોની સર્પાકાર નિહારિકાના કેન્દ્રમાં છે અવકાશ ટેલિસ્કોપ દ્વારાહબલ. બધા સફેદ દ્વાર્ફ પાસે નથી સમાન કદ. સફેદ વામન જેટલો વિશાળ, ગુરુત્વાકર્ષણનો પ્રતિકાર કરવા માટે જરૂરી દબાણ અને ઘનતા વધારે છે, તેથી અંતિમ કદ નાનું છે.
પરંતુ ડિજનરેટ થયેલું ઇલેક્ટ્રોન દબાણ મનસ્વી રીતે મોટા સમૂહને સમર્થન આપી શકતું નથી. 1930 ના દાયકામાં, ભારતીય ખગોળશાસ્ત્રી સુબ્રહ્મણ્યન ચંદ્રશેખરે ભાર મૂક્યો હતો સૈદ્ધાંતિક સ્તરજો તેમનો દળ સૂર્યના 1.4 ગણા કરતા ઓછો હોય તો તેઓ પતનનો પ્રતિકાર કરી શકે છે.
દ્વિસંગી પ્રણાલીઓમાં સફેદ દ્વાર્ફમાં વધારો
- જ્યારે સાથી મોટા લાલ દ્વાર્ફ હોય ત્યારે સફેદ દ્વાર્ફ પર બિન-સ્થિર વૃદ્ધિ વામન નોવા (યુ જેમ (યુજી) પ્રકારના તારાઓ) અને નોવા જેવા વિનાશક ચલ તારાઓની રચના તરફ દોરી જાય છે.
- મજબૂત સાથે સફેદ દ્વાર્ફ પર વૃદ્ધિ ચુંબકીય ક્ષેત્ર, વિસ્તાર તરફ જઈ રહ્યા છે ચુંબકીય ધ્રુવોસફેદ વામન, અને ક્ષેત્રના નજીકના ધ્રુવીય પ્રદેશોમાં એક્રેટિંગ પ્લાઝ્મામાંથી રેડિયેશનની સાયક્લોટ્રોન પદ્ધતિ દૃશ્યમાન પ્રદેશ (ધ્રુવીય અને મધ્યવર્તી ધ્રુવીય) માં કિરણોત્સર્ગના મજબૂત ધ્રુવીકરણનું કારણ બને છે.
- સફેદ દ્વાર્ફ પર હાઇડ્રોજન-સમૃદ્ધ દ્રવ્યનું વિસ્તરણ સપાટી પર તેના સંચય તરફ દોરી જાય છે (મુખ્યત્વે હિલીયમનો સમાવેશ થાય છે) અને હિલીયમ ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયા તાપમાને ગરમ થાય છે, જે થર્મલ અસ્થિરતાના કિસ્સામાં, નોવા તરીકે જોવામાં આવતા વિસ્ફોટ તરફ દોરી જાય છે.
તારામાં થર્મોન્યુક્લિયર બળતણ "બર્નઆઉટ" થયા પછી, જેનો સમૂહ સૂર્યના સમૂહ સાથે તુલનાત્મક છે, તેના મધ્ય ભાગમાં (કોર) દ્રવ્યની ઘનતા એટલી વધી જાય છે કે ગેસના ગુણધર્મો નાટકીય રીતે બદલાય છે. આવા ગેસને ડિજનરેટ કહેવામાં આવે છે, અને તેમાં રહેલા તારાઓને ડિજનરેટ સ્ટાર્સ કહેવામાં આવે છે.
તારાઓના પવન દ્વારા પદાર્થના નુકશાનને ધ્યાનમાં લેતા, આનો અર્થ એ થાય છે કે સામાન્ય મુખ્ય ક્રમનો તારો સફેદ વામન સ્થિતિ પ્રાપ્ત કરી શકે છે જો તેના અંતિમ પતન પહેલા તેનું દળ સૂર્ય કરતા આઠ ગણું ઓછું હોય. સિરિયસ બી, જમણી બાજુનો નાનો તારો, સફેદ વામન છે. ન્યુટ્રોન સ્ટાર અથવા બ્લેક હોલ બની શકે તેટલા મોટા ન હોય તેવા તારાના મૃત્યુ પછી જે તારાઓની શાંતિ રહે છે તેને આપણે કહીએ છીએ. એટલે કે, તે તે છે જે એક તારામાં એકવાર બાકી રહે છે, તેના મુખ્ય ક્રમ અને તેના લાલ વિશાળ તબક્કાના અંતે, તેની પાસે હવે વિલીનીકરણનું ઉત્પાદન ચાલુ રાખવાનું બળતણ નથી.
ડિજનરેટ કોરની રચના પછી, તેની આસપાસના સ્ત્રોતમાં થર્મોન્યુક્લિયર બર્નિંગ ચાલુ રહે છે, જે ગોળાકાર સ્તરનો આકાર ધરાવે છે. આ કિસ્સામાં, તારો લાલ જાયન્ટમાં ફેરવાય છે. આવા તારાઓનો શેલ પ્રચંડ કદ સુધી પહોંચે છે - સેંકડો સૌર ત્રિજ્યા - અને લગભગ 10-100 હજાર વર્ષોના સમયગાળામાં અવકાશમાં વિખેરાઈ જાય છે. બહાર નીકળેલું શેલ ક્યારેક ગ્રહોની નિહારિકા તરીકે દેખાય છે. બાકીનો ગરમ કોર ધીમે ધીમે ઠંડુ થાય છે અને સફેદ દ્વાર્ફમાં ફેરવાય છે, જેમાં ગુરુત્વાકર્ષણના દળોને ડિજનરેટ ઇલેક્ટ્રોન ગેસના દબાણ દ્વારા પ્રતિકાર કરવામાં આવે છે, જેનાથી તારાની સ્થિરતા સુનિશ્ચિત થાય છે. સૂર્યની આસપાસના સમૂહ સાથે, સફેદ દ્વાર્ફની ત્રિજ્યા માત્ર થોડા હજાર કિલોમીટર છે. સરેરાશ ઘનતાતેમાં રહેલા પદાર્થો ઘણીવાર 109 kg/m3 (ટન પ્રતિ ઘન સેન્ટીમીટર) કરતાં વધી જાય છે.
સૂર્યના કદના તારા માટે, અંતિમ સમૂહ સામાન્ય રીતે લગભગ 0.6 જેટલો હોય છે સૌર સમૂહ, પરંતુ પૃથ્વી જેવા ગ્રહના કદમાં સંકોચાય છે. તે આશ્ચર્યજનક લાગે છે કે આપણા ગ્રહ જેટલા જ કદનો તારો તેની પરિક્રમા કરતા ખડકાળ ગ્રહનો નાશ કરી શકે છે. જો કે, જવાબ તેઓ પ્રચંડ ગંભીરતામાં રહેલો છે. જ્યારે તારો આ અંતિમ તબક્કામાં પહોંચે છે, ત્યારે તે વિપરીત પ્રક્રિયામાંથી પસાર થાય છે જેના કારણે તે લાલ જાયન્ટ બની જાય છે.
એટલે કે, તે તેના બાહ્ય સ્તરોમાંથી મોટાભાગની સામગ્રી ગુમાવે છે, અને બાકીની બધી સામગ્રી ત્રિજ્યાના સોમા ભાગની ત્રિજ્યામાં સંકુચિત થાય છે. મૂળ તારો. આ એ હકીકતમાં પરિણમે છે કે જો કોઈ ગ્રહ પૂરતો નજીકથી પસાર થાય છે, તો તારાની નજીક અનુભવાયેલ ગુરુત્વાકર્ષણ વચ્ચેનો તફાવત, તારાની નજીક, દૂરના છેડા કરતાં ઘણો વધારે છે, તેને ખેંચીને અને વિકૃત કરે છે. તમને એક ખ્યાલ આપવા માટે, સફેદ દ્વાર્ફની સપાટી પરનું ગુરુત્વાકર્ષણ સૂર્યની સપાટી પરના ગુરુત્વાકર્ષણ કરતાં દસ હજાર ગણું વધુ મજબૂત છે.
સફેદ દ્વાર્ફની અવકાશી ઘનતાનો અંદાજ કાઢવો શક્ય હતો: તે તારણ આપે છે કે 30 પ્રકાશ વર્ષની ત્રિજ્યાવાળા ગોળામાં આવા 100 જેટલા તારા હોવા જોઈએ. પ્રશ્ન ઊભો થાય છે: શું બધા તારા જીવનના અંતે સફેદ દ્વાર્ફ બની જાય છે? ઉત્ક્રાંતિ માર્ગ? જો નહીં, તો તારાઓનો કયો અંશ સફેદ વામન અવસ્થામાં સંક્રમણ કરે છે? ખગોળશાસ્ત્રીઓએ તાપમાન-તેજસ્વીતા ડાયાગ્રામ પર ગ્રહોની નિહારિકાના કેન્દ્રીય તારાઓની સ્થિતિનું કાવતરું ઘડ્યું ત્યારે સમસ્યાને ઉકેલવા માટે એક મોટું પગલું લેવામાં આવ્યું હતું. ગ્રહોની નિહારિકાના કેન્દ્રમાં સ્થિત તારાઓના ગુણધર્મોને સમજવા માટે, આનો વિચાર કરો અવકાશી પદાર્થો. ફોટોગ્રાફ્સમાં, ગ્રહોની નિહારિકા વાયુઓના વિસ્તૃત લંબગોળ સમૂહ તરીકે દેખાય છે અને કેન્દ્રમાં એક ઝાંખા પરંતુ ગરમ તારો છે. વાસ્તવમાં, આ સમૂહ એક જટિલ તોફાની, કેન્દ્રિત શેલ છે જે 15-50 કિમી/સેકંડની ઝડપે વિસ્તરે છે. જો કે આ રચનાઓ રિંગ્સ જેવી લાગે છે, તે વાસ્તવમાં શેલ અને ગતિ છે તોફાની ચળવળતેમાંનો ગેસ આશરે 120 કિમી/સેકન્ડની ઝડપે પહોંચે છે. તે બહાર આવ્યું છે કે ઘણા ગ્રહોની નિહારિકાઓના વ્યાસ કે જેનાથી અંતર માપવાનું શક્ય હતું તે 1 ના ક્રમમાં છે. પ્રકાશ વર્ષ, અથવા લગભગ 10 ટ્રિલિયન કિલોમીટર.
પરંતુ પછીના અવલોકનોમાં, તેઓએ જોયું કે આ એક્સ-રેનો સ્ત્રોત બ્લેક હોલ નથી. એવું લાગતું હતું કે તેઓ ક્યાંકથી કેન્દ્રથી દૂર ખસી ગયા છે. એવા વિસ્તારોમાં જ્યાં એક્સ-રે સિગ્નલ અથવા બહુવિધ તારાઓનું ઉત્સર્જન કરતા બહુવિધ સ્ત્રોતો એકઠા થાય છે, છબી સફેદ દેખાય છે.
લાલ રેખા ગ્રહના સામાન્ય સંક્રમણને દર્શાવે છે. જેમ તમે જોઈ શકો છો, તારાની તેજ ખૂબ સમાનરૂપે ઘટે છે. વાદળી રંગમાં એક ગ્રહ પરના તારાનું છુપાયેલું છે જેનો નાશ થઈ રહ્યો છે. સામાન્ય રીતે, ગ્રહોના માર્ગ દરમિયાન, તારાનું તેજ ઘટે છે અને ધીમે ધીમે તેના સામાન્ય સ્તરે પાછું આવે છે.
ઉપરોક્ત દરો પર વિસ્તરણ, શેલ્સમાં ગેસ ખૂબ જ દુર્લભ બને છે અને ઉત્તેજિત થઈ શકતો નથી, અને તેથી 100,000 વર્ષ પછી જોઈ શકાતો નથી. આજે આપણે જે ગ્રહોની નિહારિકાઓ જોઈએ છીએ તેમાંથી ઘણાનો જન્મ છેલ્લા 50,000 વર્ષોમાં થયો હતો, અને તેમની લાક્ષણિક ઉંમર 20,000 વર્ષની નજીક છે. આવા નિહારિકાઓના કેન્દ્રિય તારાઓ પ્રકૃતિમાં જાણીતા સૌથી ગરમ પદાર્થો છે. તેમની સપાટીનું તાપમાન 50,000 થી 1 મિલિયન સુધી બદલાય છે. K. અસામાન્ય રીતે ઊંચા તાપમાનને લીધે, તારાના મોટાભાગના કિરણોત્સર્ગ ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક સ્પેક્ટ્રમના દૂરના અલ્ટ્રાવાયોલેટ પ્રદેશમાં પડે છે.
આ આપણને સૌરમંડળના ભાવિને જોવાની મંજૂરી આપે છે
આ કલાત્મક ખ્યાલમાં, એક નાની ખડકાળ વસ્તુ સફેદ વામનના પરિભ્રમણ દ્વારા નાશ પામે છે. તે ધીમે ધીમે ક્ષીણ થશે, સામગ્રીનો એક પગેરો છોડીને જે આખરે તારા પર પડશે. ખગોળશાસ્ત્રીઓનો અંદાજ છે કે ગ્રહ પૃથ્વીના દળના ત્રીજા ભાગનો હોવો જોઈએ, અને સફેદ વામન સૂર્યના દળ કરતાં 1.4 ગણો છે. તેવી જ રીતે, તેઓ તદ્દન છે ઉચ્ચ ડિગ્રીનિશ્ચિતતા કે આ ગ્રહનો વિનાશ છે, કારણ કે એક્સ-રે ઉત્સર્જન અન્ય કોઈપણ માળખામાં બંધબેસતું નથી.
આ અલ્ટ્રાવાયોલેટ કિરણોત્સર્ગસ્પેક્ટ્રમના દૃશ્યમાન પ્રદેશમાં શેલ ગેસ દ્વારા શોષાય છે, રૂપાંતરિત થાય છે અને ફરીથી ઉત્સર્જિત થાય છે, જે આપણને શેલનું અવલોકન કરવા દે છે. આનો અર્થ એ છે કે શેલો કેન્દ્રિય તારાઓ કરતાં વધુ તેજસ્વી છે - જે વાસ્તવમાં ઊર્જાનો સ્ત્રોત છે - ત્યારથી મોટી રકમતારાનું રેડિયેશન સ્પેક્ટ્રમના અદ્રશ્ય ભાગ પર પડે છે. ગ્રહોની નિહારિકાના કેન્દ્રિય તારાઓની લાક્ષણિકતાઓના વિશ્લેષણથી, તે અનુસરે છે કે તેમના સમૂહનું લાક્ષણિક મૂલ્ય 0.6-1 સૌર સમૂહની રેન્જમાં છે. અને તારાના આંતરડામાં ભારે તત્વોના સંશ્લેષણ માટે, તે જરૂરી છે વિશાળ સમૂહ. આ તારાઓમાં હાઈડ્રોજનનું પ્રમાણ નહિવત છે. જો કે, ગેસના શેલ હાઇડ્રોજન અને હિલીયમથી સમૃદ્ધ છે.
પ્રથમ વખત આ ઘટના સીધી રીતે જોવા મળી છે. હમણાં સુધી તે કંઈક હતું જે ફક્ત તરીકે મંચિત કરવામાં આવ્યું હતું સંભવિત પૂર્વધારણા, અને અમને અમારા દૂરના ભવિષ્યને વધુ સારી રીતે પ્રકાશિત કરવાની મંજૂરી આપે છે સૌર સિસ્ટમ. જ્યારે સૂર્ય લાલ જાયન્ટ બને છે, ત્યારે તે સંભવતઃ બુધ, શુક્ર અને સંભવતઃ આપણા ગ્રહનો નાશ કરે છે. પૃથ્વીના કિસ્સામાં, શંકાઓ છે. કેટલાક મોડેલો અનુસાર, સૂર્ય તેને આવરી લેવા માટે પૂરતો વિસ્તરે તે પહેલાં તે તેની નવી ભ્રમણકક્ષામાં પહોંચી શકે છે.
તેમના જીવનના અંતે, સૂર્ય જેવા તારાઓ સફેદ વામન તરીકે ઓળખાતા તારાઓની અવશેષો પાછળ છોડી જાય છે. આ પ્રક્રિયામાં, તે ખૂબ જ શક્ય છે કે તેની આસપાસ રહેલા પાર્થિવ ગ્રહો સંપૂર્ણપણે બળી ગયા હોય. જો કે, સફેદ દ્વાર્ફ ખૂબ જ છે રસપ્રદ દૃશ્યબ્રહ્માંડમાં જીવનનું ભાવિ. સ્ટેજ ન્યુક્લિયર ફ્યુઝનતારાઓ કે જેમાં આપણે રહીએ છીએ તે બ્રહ્માંડના જીવનનો એક નાનો ભાગ રોકશે. બીજી બાજુ, સફેદ દ્વાર્ફ અબજો વર્ષો પછી ચમકતા રહેશે છેલ્લો તારોબહાર જશે.
કેટલાક ખગોળશાસ્ત્રીઓ માને છે કે તમામ સફેદ દ્વાર્ફમાંથી 50-95 ગ્રહોની નિહારિકામાંથી ઉદ્ભવ્યા નથી. આમ, જો કે કેટલાક સફેદ દ્વાર્ફ સંપૂર્ણપણે ગ્રહોની નિહારિકા સાથે સંકળાયેલા છે, તેમાંથી ઓછામાં ઓછા અડધા અથવા વધુ સામાન્ય મુખ્ય ક્રમના તારાઓમાંથી ઉદ્ભવ્યા છે જે તબક્કામાંથી પસાર થયા નથી. ગ્રહોની નિહારિકા. સંપૂર્ણ ચિત્રસફેદ દ્વાર્ફની રચના અસ્પષ્ટ અને અનિશ્ચિત છે. તેમાં ઘણી બધી વિગતો ખૂટે છે શ્રેષ્ઠ કેસ દૃશ્યઉત્ક્રાંતિ પ્રક્રિયાનું વર્ણન ફક્ત તાર્કિક તારણો દ્વારા જ બાંધી શકાય છે. અને હજુ સુધી સામાન્ય નિષ્કર્ષઆ છે: ઘણા તારાઓ સફેદ દ્વાર્ફ સ્ટેજની જેમ તેમના અંતિમ માર્ગ પર તેમની કેટલીક બાબતો ગુમાવે છે, અને પછી કાળા, અદ્રશ્ય દ્વાર્ફના રૂપમાં આકાશી "કબ્રસ્તાન" માં છુપાવે છે. જો તારાનું દળ સૂર્યના દળ કરતાં લગભગ બમણું હોય, તો આવા તારાઓ છે છેલ્લા તબક્કાતેમની ઉત્ક્રાંતિ સ્થિરતા ગુમાવે છે. આવા તારાઓ સુપરનોવા તરીકે વિસ્ફોટ કરી શકે છે અને પછી કેટલાક કિલોમીટરની ત્રિજ્યા સાથે દડાના કદમાં સંકોચાઈ શકે છે, એટલે કે. ન્યુટ્રોન તારાઓમાં ફેરવો.
સફેદ વામનની અંદર ન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ થતી નથી. અને ધીમી ઠંડકને કારણે ગ્લો થાય છે. સફેદ દ્વાર્ફની થર્મલ ઊર્જાનો મુખ્ય અનામત તેમાં સમાયેલ છે ઓસીલેટરી હલનચલનઆયનો જે 15 હજાર કેલ્વિનથી નીચેના તાપમાને સ્ફટિક જાળી બનાવે છે. અલંકારિક રીતે કહીએ તો, સફેદ દ્વાર્ફ વિશાળ ગરમ સ્ફટિકો છે. ધીમે ધીમે, સફેદ દ્વાર્ફની સપાટીનું તાપમાન ઘટે છે અને તારો સફેદ (રંગમાં) થવાનું બંધ કરે છે - તે બદામી અથવા ભૂરા વામન છે. સફેદ દ્વાર્ફનો સમૂહ ચોક્કસ મૂલ્ય કરતાં વધી શકતો નથી - આ કહેવાતી ચંદ્રશેખર મર્યાદા છે (અમેરિકન ખગોળશાસ્ત્રી, જન્મથી ભારતીય, સુબ્રહ્મણ્યન ચંદ્રશેખર પછી નામ આપવામાં આવ્યું છે), તે લગભગ 1.4 સૌર સમૂહની બરાબર છે. જો તારાનું દળ વધારે હોય, તો અધોગતિ પામેલા ઇલેક્ટ્રોનનું દબાણ ગુરુત્વાકર્ષણના દળો સામે ટકી શકતું નથી અને થોડી જ સેકંડમાં સફેદ દ્વાર્ફનું આપત્તિજનક સંકોચન થાય છે - પતન. પતન દરમિયાન, ઘનતા તીવ્રપણે વધે છે, પ્રોટોન ડિજનરેટ ઇલેક્ટ્રોન સાથે જોડાય છે અને ન્યુટ્રોન બનાવે છે (આને પદાર્થનું ન્યુટ્રોનાઇઝેશન કહેવામાં આવે છે), અને પ્રકાશિત ગુરુત્વાકર્ષણ ઊર્જા મુખ્યત્વે ન્યુટ્રિનો દ્વારા વહન કરવામાં આવે છે. આ પ્રક્રિયા કેવી રીતે સમાપ્ત થાય છે? દ્વારા આધુનિક વિચારો, જ્યારે 1017 kg/m3 ના ક્રમની ઘનતા પહોંચી જાય, જ્યારે ન્યુટ્રોન પોતે જ ક્ષીણ થઈ જાય ત્યારે પતન અટકી શકે છે, અને પછી ન્યુટ્રોન સ્ટાર; અથવા મુક્ત થયેલી ઉર્જા સફેદ દ્વાર્ફનો સંપૂર્ણ નાશ કરે છે - અને પતન અનિવાર્યપણે વિસ્ફોટમાં ફેરવાય છે.
