अपभ्रष्ट पदार्थ और श्वेत वामन तारे

एक श्वेत वामन तारा (white dwarf) एक निम्न- या मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले तारे द्वारा छोड़ा गया ठंडा, पृथ्वी के आकार का कोर होता है, जो ऊष्मा से नहीं बल्कि सघन रूप से भरे इलेक्ट्रॉनों के क्वांटम दबाव से टिका होता है।

Definition

अपभ्रष्ट पदार्थ (degenerate matter) इतना संपीड़ित पदार्थ होता है कि क्वांटम अपवर्जन बल उपलब्ध निम्न-ऊर्जा अवस्थाओं को भर देते हैं और तापमान से लगभग स्वतंत्र दबाव प्रदान करते हैं, और एक श्वेत वामन तारा एक सघन तारकीय अवशेष है जो अपने इलेक्ट्रॉनों के अपभ्रष्टता दबाव से समर्थित होता है।

Scope

यह विषय इलेक्ट्रॉन-अपभ्रष्ट पदार्थ (electron-degenerate matter) के भौतिकी, इलेक्ट्रॉन अपभ्रष्टता दबाव (electron degeneracy pressure) द्वारा समर्थित श्वेत वामन तारों की संरचना, व्युत्क्रम द्रव्यमान-त्रिज्या संबंध और चंद्रशेखर सीमा द्रव्यमान, श्वेत वामन तारों का धीमा शीतलन और एक घड़ी के रूप में इसका उपयोग, तथा उनकी संरचना और क्रिस्टलीकरण को शामिल करता है।

Core questions

• यदि एक श्वेत वामन तारा अब ईंधन नहीं जलाता है तो उसे क्या सहारा देता है?
• अधिक विशाल श्वेत वामन तारों की त्रिज्या छोटी क्यों होती है?
• एक श्वेत वामन तारे का अधिकतम द्रव्यमान कितना होता है?
• श्वेत वामन तारे कैसे ठंडे होते हैं और यह उन्हें कैसे दिनांकित कर सकता है?

Key concepts

• इलेक्ट्रॉन अपभ्रष्टता
• पाउली अपवर्जन सिद्धांत
• द्रव्यमान-त्रिज्या संबंध
• चंद्रशेखर सीमा
• श्वेत वामन शीतलन
• कार्बन-ऑक्सीजन कोर
• क्रिस्टलीकरण

Key theories

इलेक्ट्रॉन अपभ्रष्टता दबाव

श्वेत-वामन घनत्व पर इलेक्ट्रॉन एक अपभ्रष्ट अवस्था में धकेल दिए जाते हैं जिसमें पाउली अपवर्जन सिद्धांत एक दबाव प्रदान करता है जो घनत्व पर निर्भर करता है लेकिन तापमान पर मुश्किल से, जिससे एक ठंडा अवशेष अनिश्चित काल तक गुरुत्वाकर्षण का विरोध कर सकता है।

चंद्रशेखर द्रव्यमान सीमा

जैसे-जैसे एक श्वेत वामन तारा द्रव्यमान प्राप्त करता है वह सिकुड़ता है, और जब इलेक्ट्रॉन सापेक्षतावादी हो जाते हैं तो दबाव गुरुत्वाकर्षण के साथ तालमेल नहीं बिठा पाता; लगभग 1.4 सौर द्रव्यमान की चंद्रशेखर सीमा से ऊपर कोई स्थिर श्वेत वामन तारा मौजूद नहीं होता है, यह परिणाम टाइप Ia सुपरनोवा के लिए केंद्रीय है।

Mechanisms

जब एक निम्न- या मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाला तारा अपना आवरण छोड़ता है, तो उसका गर्म कार्बन-ऑक्सीजन कोर एक श्वेत वामन तारे के रूप में रहता है जिसमें सघन रूप से भरे इलेक्ट्रॉन अपभ्रष्टता दबाव प्रदान करते हैं जो बिना किसी ऊष्मा स्रोत के गुरुत्वाकर्षण को संतुलित करता है। बिना संलयन के, अवशेष केवल अपनी संग्रहीत तापीय ऊर्जा का विकिरण करता है और अरबों वर्षों में ठंडा होता है, अंततः क्रिस्टलीकृत होता है।

Clinical relevance

श्वेत वामन तारे सबसे सामान्य तारकीय अवशेष और एक महत्वपूर्ण ब्रह्मांडीय घड़ी हैं: उनके शीतलन युग तारकीय आबादी को दिनांकित करते हैं, चंद्रशेखर सीमा टाइप Ia सुपरनोवा को नियंत्रित करती है जिसका उपयोग ब्रह्मांड विज्ञान के लिए मानकीकृत मोमबत्तियों के रूप में किया जाता है, और उनके भौतिकी ने पहला प्रमाण प्रदान किया कि क्वांटम अपभ्रष्टता तारों का समर्थन करती है।

History

फाउलर ने 1926 में श्वेत वामन तारों पर नए क्वांटम सांख्यिकी को लागू किया, चंद्रशेखर ने एडिंगटन के प्रतिरोध के बावजूद 1931 में सीमा द्रव्यमान प्राप्त किया, और मेस्टेल ने 1950 के दशक में श्वेत-वामन शीतलन के सिद्धांत को विकसित किया जो ब्रह्मांडीय कालमापक के रूप में उनके उपयोग का आधार है।

Key figures

• Subrahmanyan Chandrasekhar
• Ralph Fowler
• Arthur Eddington
• Leon Mestel

Seminal works

• chandrasekhar1931
• shapiro1983

Frequently asked questions

एक श्वेत वामन तारा ईंधन न जलाने पर भी क्यों नहीं ढहता है?

इसका सहारा इलेक्ट्रॉन अपभ्रष्टता दबाव (electron degeneracy pressure) से आता है, एक क्वांटम प्रभाव जिसे ऊष्मा की आवश्यकता नहीं होती है; भले ही श्वेत वामन तारा शून्य तापमान की ओर ठंडा होता है, यह दबाव बना रहता है और गुरुत्वाकर्षण के विरुद्ध इसे सहारा देना जारी रखता है।

श्वेत वामन तारों के लिए अधिकतम द्रव्यमान क्यों होता है?

द्रव्यमान जोड़ने से एक श्वेत वामन तारा सघन और छोटा हो जाता है, जिससे उसके इलेक्ट्रॉन प्रकाश की गति के करीब चलने लगते हैं; सापेक्षतावादी इलेक्ट्रॉन दिए गए संपीड़न के लिए कम दबाव प्रदान करते हैं, इसलिए लगभग 1.4 सौर द्रव्यमान से ऊपर गुरुत्वाकर्षण समर्थन को अभिभूत कर देता है और तारा एक स्थिर श्वेत वामन तारा नहीं रह सकता है।