ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ ਤਾਰਾ
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 ਫਿਉਜ 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।
ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਦੀ ਸਮੱਗਰੀ ਹੁਣ ਫਿਊਜ਼ਨ ਪ੍ਰਤੀਕਰਮ ਤੋਂ ਨਹੀਂ ਲੰਘਦੀ, ਇਸ ਲਈ ਤਾਰੇ ਕੋਲ ਊਰਜਾ ਦਾ ਕੋਈ ਸਰੋਤ ਨਹੀਂ ਹੈ। ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ, ਇਹ ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਕੋਲਾਪਸ ਦੇ ਵਿਰੁੱਧ ਫਿਊਜ਼ਨ ਦੁਆਰਾ ਪੈਦਾ ਕੀਤੀ ਗਰਮੀ ਦੁਆਰਾ ਆਪਣੇ ਆਪ ਨੂੰ ਸਮਰਥਤ ਨਹੀਂ ਕਰ ਸਕਦਾ, ਪਰੰਤੂ ਸਿਰਫ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਿਕ ਡੀਜਨਰੇਸੀ ਦਬਾਅ ਦੁਆਰਾ ਸਹਿਯੋਗੀ ਹੈ।.
ਇੱਕ ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ ਜਦੋਂ ਬਣਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਇਹ ਬਹੁਤ ਗਰਮ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਕਿਉਂਕਿ ਇਸ ਵਿੱਚ ਊਰਜਾ ਦਾ ਕੋਈ ਸਰੋਤ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ, ਇਹ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਠੰਡਾ ਹੋ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਆਪਣੀ ਊਰਜਾ ਨੂੰ ਫੈਲਾਉਂਦਾ ਹੈ। ਇਸਦਾ ਅਰਥ ਹੈ ਕਿ ਇਸ ਦਾ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ, ਜਿਸਦਾ ਸ਼ੁਰੂ ਵਿਚ ਉੱਚ ਰੰਗ ਦਾ ਤਾਪਮਾਨ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਸਮੇਂ ਦੇ ਨਾਲ ਘੱਟ ਹੁੰਦਾ ਅਤੇ ਲਾਲ ਹੋ ਜਾਂਦਾ ਹੈ। ਬਹੁਤ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਤੋਂ, ਇੱਕ ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ ਤਾਰਾ ਠੰਡਾ ਹੋ ਜਾਵੇਗਾ ਅਤੇ ਇਸਦੀ ਸਮੱਗਰੀ ਕੋਰ ਦੇ ਨਾਲ ਸ਼ੁਰੂ ਹੋ ਕੇ ਕ੍ਰਿਸਟਲਾਈਜ਼ ਹੋਵੇਗੀ। ਤਾਰੇ ਦੇ ਘੱਟ ਤਾਪਮਾਨ ਦਾ ਅਰਥ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਗਰਮੀ ਜਾਂ ਰੌਸ਼ਨੀ ਨੂੰ ਨਹੀਂ ਛੱਡੇਗਾ, ਅਤੇ ਇਹ ਇੱਕ ਠੰਡਾ ਕਾਲਾ ਬੌਣਾ ਬਣ ਜਾਵੇਗਾ [5] ਕਿਉਂਕਿ ਇਸ ਅਵਸਥਾ ਤਕ ਪਹੁੰਚਣ ਲਈ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਨੂੰ ਕਿੰਨਾ ਸਮਾਂ ਲਗਦਾ ਹੈ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੀ ਮੌਜੂਦਾ ਉਮਰ (ਲਗਭਗ 13.8) ਤੋਂ ਲੰਮਾ ਗਿਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਅਰਬ ਸਾਲ), [8] ਇਹ ਸੋਚਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਅਜੇ ਤੱਕ ਕੋਈ ਕਾਲਾ ਬੌਣਾ ਮੌਜੂਦ ਨਹੀਂ ਹੈ। [1] [4] ਸਭ ਤੋਂ ਪੁਰਾਣੇ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਅਜੇ ਵੀ ਕੁਝ ਹਜ਼ਾਰ ਕੈਲਵਿਨ ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ ਤੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ।
ਖੋਜ
ਸੋਧੋਪਹਿਲਾ 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।[9] 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 ਤਾਰੇ ਹਨ। [10] 1939 ਵਿਚ, ਰਸਲ ਨੇ ਇਸ ਖੋਜ ਵੱਲ ਮੁੜ ਕੇ ਵੇਖਿਆ। [3]
ਜੇ ਇਕ ਚਿੱਟਾ ਬਾਂਦਰਾ ਬਾਈਨਰੀ ਸਟਾਰ ਸਿਸਟਮ ਵਿਚ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਆਪਣੇ ਸਾਥੀ ਤੋਂ ਗੱਲ ਨੂੰ ਵਧਾਉਂਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਕਈ ਕਿਸਮ ਦੇ ਵਰਤਾਰੇ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ, ਜਿਸ ਵਿਚ ਨੋਵਾ ਅਤੇ ਟਾਈਪ ਆਈਏ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਸ਼ਾਮਲ ਹਨ। ਇਹ ਇੱਕ ਸੁਪਰ-ਨਰਮ ਐਕਸ-ਰੇ ਸਰੋਤ ਵੀ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ ਜੇ ਇਹ ਇਸਦੇ ਸਾਥੀ ਤੋਂ ਸਮੱਗਰੀ ਨੂੰ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਇਸਦੀ ਸਤਹ 'ਤੇ ਫਿਊਜ਼ਨ ਨੂੰ ਕਾਇਮ ਰੱਖਣ ਦੇ ਯੋਗ ਹੁੰਦਾ ਹੈ। [11] ਦੋ ਚਿੱਟੇ ਬੱਤੀਆਂ ਦੀ ਇੱਕ ਨਜ਼ਦੀਕੀ ਬਾਈਨਰੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਗੰਭੀਰਤਾ ਦੀਆਂ ਲਹਿਰਾਂ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਊਰਜਾ ਨੂੰ ਪ੍ਰਫੁੱਲਤ ਕਰ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਜਦੋਂ ਤੱਕ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਏਕੀਕਰਨ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦੇ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਆਪਸੀ ਤਾਲਿਕਾ ਸਥਿਰ ਤੌਰ 'ਤੇ ਸੁੰਗੜਦੀ ਰਹਿੰਦੀ ਹੈ।[12] [13]
ਮਲਬੇ ਡਿਸਕਸ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ
ਸੋਧੋ
ਚਿੱਟੇ ਬੌਨਾ ਤਾਰਾ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਇਸ ਦੇ ਪੂਰਵਜ ਸਿਤਾਰੇ ਤੋਂ ਵਿਰਾਸਤ ਵਿਚ ਮਿਲੀ ਹੈ ਅਤੇ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਨਾਲ ਕਈ ਤਰੀਕਿਆਂ ਨਾਲ ਗੱਲਬਾਤ ਕਰ ਸਕਦੀ ਹੈ। ਹੇਲਿਕਸ ਨੀਬੂਲਾ ਦੇ ਕੇਂਦਰੀ ਸਟਾਰ ਦੇ ਨਾਸਾ ਦੇ ਸਪਿਟਜ਼ਰ ਸਪੇਸ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਦੁਆਰਾ ਕੀਤੀ ਗਈ ਇਨਫਰਾਰੈੱਡ ਸਪੈਕਟ੍ਰੋਸਕੋਪਿਕ ਨਿਗਰਾਨੀ ਧੂੜ ਦੇ ਬੱਦਲ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਦਾ ਸੰਕੇਤ ਦਿੰਦੀ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਕਾਮੇਟਰੀ ਟੱਕਰਾਂ ਕਾਰਨ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ। ਇਹ ਸੰਭਵ ਹੈ ਕਿ ਇਸ ਵਿਚੋਂ ਪਦਾਰਥ ਫੁੱਲਣ ਨਾਲ ਕੇਂਦਰੀ ਸਿਤਾਰੇ ਤੋਂ ਐਕਸ-ਰੇ ਦਾ ਨਿਕਾਸ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ। [16] [17] ਇਸੇ ਤਰ੍ਹਾਂ, 2004 ਵਿੱਚ ਕੀਤੇ ਗਏ ਨਿਰੀਖਣਾਂ ਨੇ ਜਵਾਨ ਦੇ ਆਲੇ ਦੁਆਲੇ ਧੂੜ ਦੇ ਬੱਦਲ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਦਾ ਸੰਕੇਤ ਕੀਤਾ (ਲਗਭਗ 500 ਆਪਣੇ ਏਜੀਬੀ ਪੂਰਵਕ ਤੋਂ ਬਣੇ ਹੋਏ ਹੋਣ ਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਲੱਖ ਸਾਲ) ਚਿੱਟੇ ਬੌਨਾ G29-38, ਇੱਕ ਦੀ ਤਰੰਗਾ ਰੁਕਾਵਟ ਦੇ ਕੇ ਬਣਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ ਕੋਮੇਟ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਦੇ ਨੇੜੇ ਹਨ। [18] ਚਿੱਟੇ ਦੁਵਾਰਿਆਂ ਦੇ ਵਾਯੂਮੰਡਲ ਦੀ ਧਾਤ ਦੀ ਸਮਗਰੀ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਕੁਝ ਅਨੁਮਾਨ ਵਿਚਾਰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿਚੋਂ ਘੱਟੋ ਘੱਟ 15% ਗ੍ਰਹਿ ਅਤੇ ਤਾਰੇ ਦੇ ਤਾਰੇ ਦੁਆਰਾ ਘੁੰਮਾਇਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਜਾਂ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਮਲਬੇ ਦੁਆਰਾ ਘੁੰਮਾਇਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ। [19] ਇਕ ਹੋਰ ਸੁਝਾਅ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਵਿਚਾਰ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਚਿੱਟੇ ਬੱਤੀ ਚੱਟਾਨਾਂ ਵਾਲੇ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੇ ਕੱਟੇ ਹੋਏ ਕੋਰਾਂ ਦੁਆਰਾ ਚੱਕਰ ਕੱਟੇ ਜਾ ਸਕਦੇ ਹਨ, ਜੋ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਤਾਰੇ ਦੇ ਲਾਲ ਅਕਾਰ ਦੇ ਪੜਾਅ ਤੋਂ ਬਚ ਜਾਂਦੇ ਪਰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀਆਂ ਬਾਹਰੀ ਪਰਤਾਂ ਗੁੰਮ ਜਾਂਦੀਆਂ, ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿਸਥੀ ਅਵਸ਼ੇਸ਼ਾਂ ਨੂੰ ਸੰਭਾਵਿਤ ਤੌਰ 'ਤੇ ਧਾਤ ਦੇ ਬਣੇ ਹੁੰਦੇ। ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਦੇ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਨਾਲ ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਆਪਸੀ ਤਾਲਮੇਲ ਦੇ ਦਸਤਖਤਾਂ ਦੀ ਭਾਲ ਵਿਚ ਉਹਨਾਂ ਨੂੰ ਲੱਭਣਾ। [20] ਚਿੱਟੇ ਬੱਤੀ ਧੂੜ ਨਾਲ ਕਿਵੇਂ ਪ੍ਰਦੂਸ਼ਿਤ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਦੇ ਹੋਰ ਸੁਝਾਅ ਦਿੱਤੇ ਗਏ ਵਿਚਾਰਾਂ ਵਿਚ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੁਆਰਾ [21] [22] [23] ਜਾਂ ਗ੍ਰਹਿ-ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਖਿੰਡੇ ਦੁਆਰਾ ਤਾਰੇ ਫੈਲਾਏ ਸ਼ਾਮਲ ਹਨ। [24] ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਮੇਜ਼ਬਾਨ ਗ੍ਰਹਿ ਤੋਂ ਐਕਸੋਮੋਨਜ਼ ਦੀ ਛੂਟ ਧੂੜ ਦੇ ਨਾਲ ਚਿੱਟੇ ਬੌਣੇ ਪ੍ਰਦੂਸ਼ਣ ਦਾ ਕਾਰਨ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ। ਜਾਂ ਤਾਂ ਛੁਟਕਾਰਾ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਵੱਲ ਤਾਰੇ ਫੈਲਣ ਦਾ ਕਾਰਨ ਬਣ ਸਕਦਾ ਹੈ ਜਾਂ ਐਕਸੋਮੂਨ ਨੂੰ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਦੇ ਰੋਚੇ -ਰੇਡੀਅਸ ਵਿਚ ਖਿੰਡਾ ਸਕਦਾ ਹੈ। [25] ਬਾਇਨਰੀਜ ਵਿਚ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਦੇ ਪ੍ਰਦੂਸ਼ਣ ਦੇ ਪਿੱਛੇ ਦੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀ ਵੀ ਖੋਜ ਕੀਤੀ ਗਈ ਸੀ ਕਿਉਂਕਿ ਇਹਨਾਂ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਵਿਚ ਕਿਸੇ ਵੱਡੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੀ ਘਾਟ ਹੋਣ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਜ਼ਿਆਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਇਹ ਵਿਚਾਰ ਇਕੱਲੇ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਦੁਆਲੇ ਧੂੜ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਨਹੀਂ ਕਰ ਸਕਦਾ। [26] ਜਦੋਂ ਕਿ ਪੁਰਾਣੇ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਧੂੜ ਦੇ ਪ੍ਰਾਪਤੀ ਦੇ ਪ੍ਰਮਾਣ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ, ਚਿੱਟੇ 1 ਬਿਲੀਅਨ ਵਰ੍ਹੇ ਤੋਂ ਪੁਰਾਣੇ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਜਾਂ 7000 ਕੇ ਧੂੜ-ਭਰੇ ਇਨਫਰਾਰੈੱਡ ਵਾਧੂ ਹੋਣ ਦਾ ਪਤਾ ਨਹੀਂ ਲਗਿਆ [27] ਜਦ ਤੱਕ ਐਲਐਸਪੀਐਮ ਜੇ0207 + 3331 ਦੀ ਖੋਜ 2018 ਵਿੱਚ ਨਹੀਂ ਹੋਈ, ਜਿਸਦੀ ਠੰਡੀ ਉਮਰ ~ 3 ਅਰਬ ਸਾਲ ਹੈ। ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ ਦੋ ਮਿੱਟੀ ਦੇ ਭਾਗ ਦਿਖਾਉਂਦਾ ਹੈ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਵੱਖ-ਵੱਖ ਤਾਪਮਾਨਾਂ ਨਾਲ ਦੋ ਰਿੰਗਾਂ ਨਾਲ ਸਮਝਾਇਆ ਜਾ ਰਿਹਾ ਹੈ. [28]
ਬਾਈਨਰੀ ਸਿਤਾਰੇ ਅਤੇ ਨੋਵਾ
ਸੋਧੋ
ਹਵਾਲੇ
ਸੋਧੋ- ↑ 1.0 1.1 Johnson, J. (2007). "Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars". Lecture notes, Astronomy 162. Ohio State University. Archived from the original on 15 ਨਵੰਬਰ 2019. Retrieved 17 October 2011.
- ↑ Henry, T. J. (1 January 2009). "The One Hundred Nearest Star Systems". Research Consortium on Nearby Stars. Retrieved 21 July 2010.
- ↑ 3.0 3.1 White Dwarfs, E. Schatzman, Amsterdam: North-Holland, 1958.
- ↑ 4.0 4.1 Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P. (2001). "The Potential of White Dwarf Cosmochronology". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (782): 409–435. Bibcode:2001PASP..113..409F. doi:10.1086/319535.
- ↑ 5.0 5.1 Richmond, M. "Late stages of evolution for low-mass stars". Lecture notes, Physics 230. Rochester Institute of Technology. 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. 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.
- ↑ Spergel, D. N.; Bean, R.; Doré, O.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Komatsu, E. (2007). "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology". The Astrophysical Journal Supplement Series. 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.
{{cite journal}}: Unknown parameter|displayauthors=ignored (|display-authors=suggested) (help) - ↑ 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. doi:10.1098/rstl.1785.0006. JSTOR 106749.
- ↑ Holberg, J. B. (2005). "How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs". American Astronomical Society Meeting 207. 207: 1503. Bibcode:2005AAS...20720501H.
- ↑ Di Stefano, R.; Nelson, L. A.; Lee, W.; Wood, T. H.; Rappaport, S. (1997). P. Ruiz-Lapuente; R. Canal; J. Isern (eds.). Luminous Supersoft X-ray Sources as Type Ia Progenitors. NATO ASI series: Mathematical and physical sciences. Vol. 486. Springer. pp. 148–149. Bibcode:1997ASIC..486..147D. doi:10.1007/978-94-011-5710-0_10. ISBN 978-0-7923-4359-2.
{{cite book}}:|work=ignored (help) - ↑ Aguilar, David A.; Pulliam, Christine (16 November 2010). "Astronomers Discover Merging Star Systems that Might Explode". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Archived from the original on 9 April 2011. Retrieved 16 February 2011.
- ↑ Aguilar, David A.; Pulliam, Christine (13 July 2011). "Evolved Stars Locked in Fatalistic Dance". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Archived from the original on 15 July 2011. Retrieved 17 July 2011.
- ↑ "Hubble finds dead stars "polluted" with planetary debris". ESA/Hubble Press Release. Archived from the original on 9 June 2013. Retrieved 10 May 2013.
- ↑ "Comet falling into white dwarf (artist's impression)". www.spacetelescope.org. Archived from the original on 15 February 2017. Retrieved 14 February 2017.
- ↑ "Comet clash kicks up dusty haze". BBC News. 13 February 2007. Archived from the original on 16 February 2007. Retrieved 20 September 2007.
- ↑ Su, K. Y. L.; Chu, Y.-H.; Rieke, G. H.; Huggins, P. J.; Gruendl, R.; Napiwotzki, R.; Rauch, T.; Latter, W. B.; Volk, K. (2007). "A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula?". The Astrophysical Journal. 657 (1): L41. arXiv:astro-ph/0702296. Bibcode:2007ApJ...657L..41S. doi:10.1086/513018.
- ↑ Reach, William T.; Kuchner, Marc J.; Von Hippel, Ted; Burrows, Adam; Mullally, Fergal; Kilic, Mukremin; Winget, D. E. (2005). "The Dust Cloud around the White Dwarf G29-38". The Astrophysical Journal. 635 (2): L161. arXiv:astro-ph/0511358. Bibcode:2005ApJ...635L.161R. doi:10.1086/499561.
- ↑ Sion, Edward M.; Holberg, J.B.; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (2009). "The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics". The Astronomical Journal. 138: 1681–1689. arXiv:0910.1288. Bibcode:2009AJ....138.1681S. doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681.
- ↑ Li, Jianke; Ferrario, Lilia; Wickramasinghe, Dayal (1998). "Planets around White Dwarfs". Astrophysical Journal Letters. 503: L151. Bibcode:1998ApJ...503L.151L. doi:10.1086/311546. p. L51.
- ↑ Debes, John H.; Walsh, Kevin J.; Stark, Christopher (24 February 2012). "The Link Between Planetary Systems, Dusty White Dwarfs, and Metal-Polluted White Dwarfs". The Astrophysical Journal (in ਅੰਗਰੇਜ਼ੀ). 747 (2): 148. arXiv:1201.0756. Bibcode:2012ApJ...747..148D. doi:10.1088/0004-637X/747/2/148. ISSN 0004-637X.
- ↑ Veras, Dimitri; Gänsicke, Boris T. (2015-02-21). "Detectable close-in planets around white dwarfs through late unpacking". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (in ਅੰਗਰੇਜ਼ੀ). 447 (2): 1049–1058. arXiv:1411.6012. Bibcode:2015MNRAS.447.1049V. doi:10.1093/mnras/stu2475. ISSN 0035-8711.
{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link) - ↑ Frewen, S. F. N.; Hansen, B. M. S. (2014-04-11). "Eccentric planets and stellar evolution as a cause of polluted white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (in ਅੰਗਰੇਜ਼ੀ). 439 (3): 2442–2458. arXiv:1401.5470. Bibcode:2014MNRAS.439.2442F. doi:10.1093/mnras/stu097. ISSN 0035-8711.
{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link) - ↑ Bonsor, Amy; Gänsicke, Boris T.; Veras, Dimitri; Villaver, Eva; Mustill, Alexander J. (2018-05-21). "Unstable low-mass planetary systems as drivers of white dwarf pollution". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (in ਅੰਗਰੇਜ਼ੀ). 476 (3): 3939–3955. arXiv:1711.02940. Bibcode:2018MNRAS.476.3939M. doi:10.1093/mnras/sty446. ISSN 0035-8711.
{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link) - ↑ Gänsicke, Boris T.; Holman, Matthew J.; Veras, Dimitri; Payne, Matthew J. (2016-03-21). "Liberating exomoons in white dwarf planetary systems". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (in ਅੰਗਰੇਜ਼ੀ). 457 (1): 217–231. arXiv:1603.09344. Bibcode:2016MNRAS.457..217P. doi:10.1093/mnras/stv2966. ISSN 0035-8711.
{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link) - ↑ Rebassa-Mansergas, Alberto; Xu (许偲艺), Siyi; Veras, Dimitri (2018-01-21). "The critical binary star separation for a planetary system origin of white dwarf pollution". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (in ਅੰਗਰੇਜ਼ੀ). 473 (3): 2871–2880. arXiv:1708.05391. Bibcode:2018MNRAS.473.2871V. doi:10.1093/mnras/stx2141. ISSN 0035-8711.
{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link) - ↑ Becklin, E. E.; Zuckerman, B.; Farihi, J. (10 February 2008). "Spitzer IRAC Observations of White Dwarfs. I. Warm Dust at Metal-Rich Degenerates". The Astrophysical Journal (in ਅੰਗਰੇਜ਼ੀ). 674 (1): 431–446. arXiv:0710.0907. Bibcode:2008ApJ...674..431F. doi:10.1086/521715. ISSN 0004-637X.
- ↑ Debes, John H.; Thévenot, Melina; Kuchner, Marc J.; Burgasser, Adam J.; Schneider, Adam C.; Meisner, Aaron M.; Gagné, Jonathan; Faherty, Jacqueline K.; Rees, Jon M. (2019-02-19). "A 3 Gyr White Dwarf with Warm Dust Discovered via the Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project". The Astrophysical Journal. 872 (2): L25. arXiv:1902.07073. Bibcode:2019ApJ...872L..25D. doi:10.3847/2041-8213/ab0426. ISSN 2041-8213.
{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)