ผลต่างระหว่างรุ่นของ "ดาวแคระขาว"
เนื้อหาที่ลบ เนื้อหาที่เพิ่ม
ไม่มีความย่อการแก้ไข |
|||
บรรทัด 160:
==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
==Stellar system==
ดาวแคระขาวและระบบดาวเคราะห์เป็นมรดกตกทอดจากดาวต้นกำเนิดและอาจจะมีผลกับดาวแคระขาวหลากหลายทาง กล้องสังเกตการณ์ในช่วงคลื่นอินฟราเรดที่สร้างโดยนาซ่า[[Spitzer Space Telescope]] สังเกตดาวใจกลางของ [[Helix Nebula]] ชี้ให้เห็นถึงการมีอยู่ของเมฆฝุ่น ซึ่งอาจจะมีสาเหตุมาจากการชนกันของดาวหาง อาจจะเป็นไปได้ว่าสสารนี้เป็นสาเหตุของการแผ่รังสีเอ็กซ์จากใจกลางของดาว ในทำนองเดียวกัน การสังเกตการณ์ใน 2004 แสดงการมีอยู่ของเมฆฝุ่นอยู่รอบ ๆ ดาวแคระขาว [[G29-38]] (ประมาณว่าก่อตัวจาก Asymtotic giant branch เมื่อประมาณ 500 ล้านปีที่แล้ว)ซึ่งอาจจะถูกสร้างโดยการแตกตัวจากแรงไทดัลของดาวหางที่ผ่านไปใกล้ดาวแคระขาว ถ้าดาวแคระขาวอยู่ในระบบดาวคู่ก็อาจจะมีปรากฏการณ์ต่าง ๆ นานาเกิดขึ้นเช่นโนวาและซูเปอร์โนวาชนิด Ia และอาจจะเป็นแหล่งกำเนิด Super-soft x-ray ได้เช่นกัน ถ้ามันสามารถที่จะนำเอาสสารจากคู่ของมันเร็วพอที่รักษาปฏิกิริยาฟิวชั่นที่ผิวมันได้
===ซูเปอร์โนวาชนิด Ia===
มวลอิสระของดาวแคระขาวไม่หมุนจะไม่สามารถมากเกินไปกว่าขีดจำกัดของจันทรเสขารหรือประมาณ 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์ (ขีดจำกัดนี้จะเพิ่มขึ้นถ้าดาวแคระขาวหมุนอย่างรวดเร็วและไม่คงที่) อย่างไรก็ตามดาวแคระขาวในระบบคู่จะดึงสสารมาจากคู่ของมันและเพิ่มทั้งมวลและความหนาแน่น ถ้ามวลนี้มีค่าเข้าใกล้ขีดจำกัดจันทรเสขาร ในทางทฤษฎีมันจะทำให้เกิดการระเบิดจากการจุดนิวเคลียร์หรือมันจะยุยตัวกลายเป็นดาวนิวตรอน
การเพิ่มมวลภายใต้เงื่อนไขกลไกพิเศษในปัจจุบัน single-degenerate model สำหรับซูเปอร์โนวาชนิด Ia ในแบบจำลองนี้ ดาวแคระขาวเพิ่มสสารจากคู่ของมันและเพิ่มมวลและความกดดันที่แก่น จนเชื่อว่าความร้อนแรงกดดันที่ใจกลางจะนำไปสู่การจุดปฏิกิริยาฟิวชั่นหลอมคาร์บอนเมื่อมวเข้าใกล้ขีดจำกัดของจันทรเสขาร เพราะว่าดาวแคระขาวถูกพยุงโดยแรงโน้มถ่วงและแรงดันควอนตัมดีเจเนอเรซีถูกแทนที่ด้วยความดันจากอุณหภูมิ เพิ่มความร้อนให้ภายในของดาวเพื่อให้อุณหภูมิสูงขึ้นโดยที่ไม่เพิ่มความดัน ดังนั้นดาวแคระขาวจะไม่ขยายตัวและตอบสนองด้วยการเย็นลง ตรงกันข้ามในเมื่อเพิ่มอุณหภูมิจะเร่งอัตราปฏิกิริยาฟิวชั่นในกระบวนการ Thermal runaway ที่ป้อนตัวมันเอง thermonuclear flame ก็จะบริโภคดาวแคระขาวจำนวนมากในเวลาไม่กี่วินาที ทำให้เกิดการระเบิดทำลายดาวจนสิ้น ในกลไกที่เป็นไปได้อื่น ๆ สำหรับซูเปอร์โนว่าชนิด Ia double-degenerate model สองดาวแคระคาร์บอนออกซิเจนในระบบดาวคู่จะรวมกันและเกิดเป็นวัตถุที่มีมวลมากกว่าขีดจำกัดจันทรเสขารและปฎิกิริยาฟิวชั่นหลอมคาร์บอนก็จะถูกจุดขึ้นมา
===Cataclysmic variables===
== ดูเพิ่ม ==
| |||