ผลต่างระหว่างรุ่นของ "ดาวแคระขาว"
เนื้อหาที่ลบ เนื้อหาที่เพิ่ม
ไม่มีความย่อการแก้ไข |
|||
บรรทัด 143:
|}
ในการคำนวณในยุคแรก ถูกแนะนำว่าควรจะมีดาวแคระขาวที่มีกำลังส่องสว่างแปรไปโดยมีคาบประมาณ 10 วินาที แต่การค้นหาในทศวรรษที่ 1960 ล้มเหลวในการค้นหา ดาวแคระขาวแปรแสงที่ค้นพบครั้งแรกคือ [[HL Tau 76]] ในปี 1965 และ 1966 [[Arlo U. Landlt]] ถูกค้นพบเมื่อมันแปรแสงโดยที่มีคาบประมาณ 12.5 นาที เหตุผลที่คาบยาวกว่าที่ทำนายไว้คือการแปรแสงของ HL Tau 76 เหมือนกับดาวแคระขาวที่สามารถแปรแสงเป็นจังหวะอื่น ๆ ที่รู้จัก เกิดจากการเต้นเป็นจังหวะ non-radial graity wave ชนิดที่รู้จักของดาวแคระขาวที่เต้นเป็นจังหวะมีดาว DAV หรือ ZZ Ceti และ HL Tau 76 มีบรรยากาศทึ่ไฮโดรเจนเด่น และมีสเปกตรัมชนิด DA DBV หรือดาว V777 Her มีบรรยากาศที่ฮีเลียม คาร์บอน ออกซิเจน เด่น GW Vir (บางครั้งถูกแบ่งย่อยเป็นสเปกตรัม DOV และดาว PNNV) ที่ชั้นบรรยากาศเด่นด้วยฮีเลียม คาร์บอนและออกซิเจน แต่ไม่ใช่ดาวแคระขาว ถ้าพูดตรง ๆ ดาวจะอยู่บนตำแหน่งระหว่าง [[asymptotic giant branch]] และพื้นที่ของดาวแคระขาวบนแผนภาพ HR diagram มันควรจะถูกเรียกว่า pre white dwarfs ดาวแคระขาวจะแปรแสงเพียงเล็กน้อยคือ 1%-30% ของแสงที่แผ่ออกมา เกิดจากการรวมกันของโหมดการสั่นของคาบร้อยถึงพันวินาที การสังเกตการณ์ของการแปรแสงเป็นหน้าที่ของ [[asteroseismological]] พิสูจน์เกี่ยวกับภายในของดาวแคระขาว
==การวิวัฒนาการ==
ดาวแคระขาวถูกพิจารณาว่าเป็นจุดสิ้นสุดของการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์จากแถบดาวกระบวนหลักที่มีมวลตั้งแต่ 0.07 ถึง 10 เท่าของดวงอาทิตย์
ส่วนประกอบของดาวแคระขาวจะแตกต่างกันขึ้นอยู่กับมวลเริ่มต้นของดาว
===ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยมาก===
ถ้าดาวในแถบกระบวนหลักมวลมีน้อยกว่าที่ประมาณไว้คือครึ่งหนึ่งของดวงอาทิตย์ มันจะไม่สามารถที่จะหลอมฮีเลียมที่ใจกลางได้ ทำให้ถูกพิจารณาว่าช่วงชีวิตของมันจะเกินกว่าอายุของเอกภพ ดังนั้นในช่วงสุดท้ายดาวจะหลอมไฮโดรเจนทั้งหมดและวิวัฒนาการเป็นดาวแคระขาวที่ประกอบด้วย helium-4 nuclei จากระยะเวลาที่กระบวนการใช้จะเห็นว่าไม่ค้นพบจุดกำเนิดของการสำรวจดาวแคระแบบฮีเลียม ในทางตรงข้ามเราอาจจะคิดผลผลิตของมวลที่หายไปในระบบดาวคู่หรือมวลที่หายไปของคู่ดาวเคราะห์ขนาดใหญ่
===ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยหรือปานกลาง===
ถ้าดาวในกระบวนการหลักมีมวลระหว่างประมาณ 0.5 ถึง 0.8 เท่าของดาวงอาทิตย์ ใจกลางก็จะร้อนพอที่จะสามารถหลอมฮีเลียมกลายเป็นคาร์บอนและออกซิเจนโดยกระบวนการ[[triple-alpha process]] ได้ แต่ก็ยังไม่เคยพบว่าจะมีดาวที่ร้อนพอที่จะหลอมจากคาร์บอนเป็นนีออนได้ ใกล้ ๆ กับจุดจบของดาวที่จะเกิดปฏิกิริยาฟิวชั่น ดาวดาวจะมีใจกลางคาร์บอน ออกซิเจนจะไม่เกิดปฏิกิริยาฟิวชั่นและถูกล้อมรอบด้วยชั้นการหลอมฮีเลียมชั้นในและชั้นการหลอมไฮโดรเจนชั้นนอก ในแผนภาพ HR Diagram จะพบอยู่ใน [[asymptotic giant branch]] มันจะพ่นมวลสารชั้นนอกออกไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ จะเหลือเฉพาะแก่นคาร์บอนและออกซิเจน กระบวนการนี้จะทำให้เกิดดาวแคระขาวประเภทคาร์บอนออกซิเจนซึ่งเป็นส่วนใหญ่ของดาวแคระขาวทั้งหมดที่สำรวจพบ
===ดาวฤกษ์ที่มีปานกลางหรือมวลมาก===
ถ้าดาวมีมวลเพียงพอ ใจกลางของมันจะมีความร้อนเพียงพอที่จะจุดคาร์บอนเป็นนีออน และหลอดนีออนเป็นเหล็ก ดังนั้นดาวจะไม่สามารถจะกลายเป็นดาวแคระขาวที่มีมวลของใจกลางของมันซึ่งไม่เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นแต่ถูกพยุงด้วยความดันอิเล็กตรอนดีเจเนอเรซี เมื่อมีมวลมากเกินกว่ามวลที่เป็นไปได้ที่จะสามารถพยุงได้ด้วยความดันดีเจเนอเรซี ใจกลางดาวก็จะยุบตัวและก็จะระเบิดเป็น [[core-collapse supernova]] ซึ่งจะเหลือดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ หรือดาวที่หนาแน่นประหลาดอื่น ๆ ดาวในแถบกระบวนหลักบางดวงอาจจะเป็นไปได้ที่มวล 8 - 10 เท่าของดวงอาทิตย์มากพอที่จะหลอมคาร์บอนเป็นนีออนและแมกนีเซียมหรืออาจจะมีมวลไม่พอที่จะหลอมนีออน ดังนั้นดาวควรจะเหลือซากดาวแคระขาวที่ประกอบไปด้วยออกซิเจน นีออนและแมกนีเซียมโดยมีเงื่อนไขว่าใจกลางไม่ยุบตัวหรือปฏิกิริยาฟิวชั่นจะไม่รุนแรงจนพัดพาบางส่วนออกไปกลายเป็นซูเปอร์โนวา ตลอดจนดาวแคระขาวโดดเดียวบางดวงจะถูกจำแนกเป็นชนิดนี้ หลักฐานส่วนใหญ่สำหรับการมีอยู่ของดาวชนิดนี้จะมากจากโนวาที่ถูกเรียกว่าโนวา OneMg หรือ Neon สเปกตรัมของโนวานี้จะอุดมไปด้วยนีออน แมกนีเซีม หรือมวลตัวกลางอื่น ๆที่ปรากฎเฉพาะการเพิ่มสสารไปยังดาวแคระขาวนีออนแมกนีเซียมที่สามารถอธิบายได้
==จุดจบ==
ดาวแคระขาวจะมีเสถียรในรูปแบบหนึ่งและจะยังคงเป็นเช่นนั้นต่อไปในการเย็นตัวซึ่งส่วนใหญ่ไม่แน่ชัด ในที่สุดจะกลายเป็นดาวแคระขาวสีดำเรียกว่าดาวแคระดำ สมมติว่าเอกภพขยายตัวต่อไปเรื่อย ๆ ก็จะถูกพิจารณาว่าใน 10<sup>19</sup> ถึง 10<sup>20</sup> แกแล็กซี่จะค่อย ๆ หายไปในขณะที่ดาวออกไปสู่ที่ว่างระหว่างแกแล็กซี่ โดยทั่วไปดาวแคระขาวก็จะรอด ถึงแม้ว่าการชนกันของดาวแคระขาวจะทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์หรือดาวแคระขาวที่มีมวลมากกว่าขีดจำกัดจันทรเสขารก็จะระเบิดเป็นซูเปอร์โนว่าชนิด Ia ช่วงชีวิตของดาวแคระขาวจะพิจารณาจากอายุขัยของโปรตอนเป็นที่รู้กันว่าน้อยกว่า 10<sup>32</sup> ปี บางทฤษฎี simple grand unified ก็ทำนายว่าอายุขัยของโปรตอนไม่มากไปกว่า 10<sup>49</sup> ปี ถ้าทฤษฎีนี้ใช้ไม่ได้ โปรตอนจะสลายตัวด้วยปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่ซับซ้อนมากขึ้นหรือกระบวนการ [[quantum gravitational]] ซึ่งเกี่ยวข้องกับ [[virtual black hole]] ในกรณีนี้อายุขัยของมันก็จะประมาณว่าไม่มากไปกว่า 10<sup>200</sup> ปี ถ้าโปรตอนสลายตัว มวลของดาวแคระขาวก็จะลดลงอย่างช้า ๆ กระทั่งมวลของมันส่วนใหญ่กลายเป็นก้อนสสาร nondegenerate และก็จะหายไปในที่สุด
== ดูเพิ่ม ==
| |||