თეთრი ჯუჯა
თეთრი ჯუჯა (ასევე უწოდებენ გადაგვარებულ ჯუჯას) — ვარსკვლავური ნარჩენი, რომელიც უმეტესად ელექტრონგადაგვარებული მატერიისგან შედგება. თეთრი ჯუჯა ძალიან მკვრივია: მისი მასა მზის მასის ტოლი შეიძლება იყოს, ხოლო მოცულობა — დედამიწისა. მისი მკრთალი ნათება მოდის თერმული ენერგიის მარაგის გამოსხივებიდან. უახლოესი თეთრი ჯუჯა არის 8,6 სინათლის წლით დაშორებული სირიუს B, რომელიც ორმაგი ვარსკვლავის, სირიუსის პატარა კომპანიონია. ამჟამად მიჩნეულია, რომ მზის უახლოეს 100 ვარსკვლავურ სისტემას შორის 8 თეთრი ჯუჯაა.[1] თეთრი ჯუჯის უჩვეულო სიმკრთალე პირველად ჰენრი ნორის რასელმა, ედუარდ ჩარლზ პიკერინგმა და უილიამინა ფლემინგმა 1910 წელს შენიშნეს.[2], გვ. 1 თეთრი ჯუჯა უილემ ლუიტენმა 1922 წელს უწოდა.
მიჩნეულია, რომ თეთრი ჯუჯა საბოლოო ევოლუციური მდგომარეობაა იმ ვარსკვლავებისა, რომელთა მასა საკმარისი არ არის, რათა ნეიტრონული ვარსკვლავი გახდეს — ირმის ნახტომის გალაქტიკაში არსებული ვარსკვლავების 97 %.[3] როდესაც დაბალი ან საშუალო მასის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის წყალბადის სინთეზის სიცოცხლის ხანგრძლივობა დასრულდება, ის გაფართოვდება წითელ გიგანტად, რომელიც ჰელიუმს ნახშირბადად და ჟანგბადად ასინთეზირებს ბირთვში სამმაგი ალფა პროცესით. თუ წითელ გიგანტს არასაკმარისი მასა აქვს იმისათვის, რომ ბირთვში ნახშირბადის სინთეზისათვის საჭირო ტემპერატურა (1 მილიარდი კელვინი) წარმოქმნას, მის ცენტრში ნახშირბადისა და ჟანგბადის ინერტული მასა წარმოიქმნება. მისი გარე ფენის მოცილების შემდეგ, როცა პლანეტარული ნისლეული წარმოიქმნება, ის ამ ბირთვის უკან რჩება, რომელიც წარმოქმნის ნარჩენ თეთრ ჯუჯას.[4] აქედან გამომდინარე, ჩვეულებრივ, თეთრი ჯუჯები ნახშირბადისა და ჟანგბადისაგან შედგება. თუ წინაპრის მასა 8-10,5 მზის მასაა, ბირთვის ტემპერატურა საკმარისია ნახშირბადის სინთეზისათვის, მაგრამ არა ნეონისა, ამ შემთხვევაში კი ჟანგბად-ნეონ-მაგნიუმის თეთრი ჯუჯა შეიძლება წარმოიქმნას.[5] როგორც აღმოჩნდა, ჰელიუმის თეთრი ჯუჯები[6][7] წარმოიქმნება ორმაგ ვარსკვლავურ სისტემებში მასის დაკარგვით.
თეთრ ჯუჯაში არსებული მატერია თერმობირთვულ სინთეზს აღარ განიცდის, არ აქვს ენერგიის წყარო და არც სითბოსი, რომელსაც წარმოქმნიდა თერმობირთვული რეაქციებისა და გრავიტაციის ომი. მას მხოლოდ ელექტრონების გადაგვარების წნევა ამარაგებს, რაც მას უკიდურესად მკვრივს ხდის. გადაგვარების ფიზიკა იძლევა მაქსიმუმ მასას არაბრუნვადი თეთრი ჯუჯისთვის (ჩანდრასეკარის ზღვარი) — მიახლოებით 1,4 მზის მასა, რომლის ზემოთაც ელექტრონული გადაგვარება ვეღარ მოამარაგებს ვარსკვლავს. ნახშირბად-ჟანგბადის თეთრი ჯუჯა, რომელიც ამ ზღვარს უახლოვდება, ჩვეულებრივ კომპანიონიდან მასის მიზიდვით, შესაძლოა Ia ტიპის ზეახლად აფეთქდეს. ამ პროცესს ნახშირბადის დეტონაცია ეწოდება.[8][4] SN 1006 ამის ყველაზე ცნობილი მაგალითია.
თეთრი ჯუჯა წარმოქმნისას ძალიან ცხელია, მაგრამ რადგანაც მას ენერგიის წყარო არ აქვს, ის თანდათანობით თავის ენერგიას გამოასხივებს და გაგრილდება. ეს ნიშნავს, რომ მისი გამოსხივება, რომელსაც მაღალი ფერის ტემპერატურა აქვს, შემცირდება და გაწითლდება დროთა განმავლობაში. ძალიან დიდი ხნის შემდეგ, თეთრი ჯუჯა იმ ტემპერატურამდე გაცივდება, რომლის შემდეგაც ის ვეღარ შეძლებს შესამჩნევი სითბო ან სინათლე გამოასხივოს, ამიტომ ცივი შავი ჯუჯა გახდება.[4] თუმცა, გამოთვლილია, რომ დროის ხანგრძლივობა, როცა თეთრი ჯუჯა ამ მდგომარეობას აღწევს, სამყაროს ამჟამინდელ ასაკზე (დაახლოებით 13,7 მილიარდი წელიწადი)[9] მეტია და რადგანაც არც ერთი თეთრი ჯუჯა არ შეიძლება სამყაროზე ხნიერი იყოს, მიჩნეულია, რომ შავი ჯუჯები ჯერჯერობით არ არსებობს.[8][3] ყველაზე ბებერი თეთრი ჯუჯები მაინც ასხივებს რამდენიმე ათას კელვინ სითბოს.
სქოლიო რედაქტირება
- ↑ Henry, T. J.. The One Hundred Nearest Star Systems. Research Consortium On Nearby Stars (1 January 2009). ციტირების თარიღი: 21 July 2010.
- ↑ White Dwarfs, E. Schatzman, Amsterdam: North-Holland, 1958.
- ↑ 3.0 3.1 Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P. (2001). „The Potential of White Dwarf Cosmochronology“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (782): 409. Bibcode:2001PASP..113..409F. doi:10.1086/319535.
- ↑ 4.0 4.1 4.2 Richmond, M. Late stages of evolution for low-mass stars. Lecture notes, Physics 230. Rochester Institute of Technology. ციტირების თარიღი: 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. 334: 165. arXiv:astro-ph/0410690. Bibcode:2005ASPC..334..165W.
- ↑ 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. arXiv:astro-ph/0404291. Bibcode:2004ApJ...606L.147L. doi:10.1086/421462.
- ↑ „Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf“ (პრეს-რელიზი). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 17 April 2007.
- ↑ 8.0 8.1 Johnson, J.. (2007)Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars. Lecture notes, Astronomy 162. Ohio State University. ციტირების თარიღი: 17 October 2011.
- ↑ Spergel, D. N.; Bean, R.; Doré, O.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Hinshaw, G.; Jarosik, N.; et al. (2007). „Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 170 (2): 377. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.