القزم الأبيض: الخصائص والتكوين والتكوين والأنواع - آرتي - 2025

و القزم الأبيض هو نجم في المراحل الأخيرة من تطورها، التي استخدمت بالفعل جميع الهيدروجين في جوهرها، وكذلك الوقود في مفاعلها الداخلي. في ظل هذه الظروف ، يبرد النجم ويتقلص بشكل مذهل بسبب جاذبيته.

يتم تخزين الحرارة فقط أثناء وجوده ، لذلك ، بطريقة ما ، يشبه القزم الأبيض الجمرة التي تبقى بعد إطفاء حريق هائل. سوف يستغرق الأمر ملايين السنين قبل أن تتركه آخر نفس من حرارتها ، وتحولها إلى جسم بارد ومظلم.

الشكل 1. لقطة مقربة للنظام الثنائي سيريوس أ (النجم الرئيسي) وسيريوس ب (قزم أبيض) في الأشعة السينية التي التقطها شاندرا. المصدر: ويكيميديا ​​كومنز.

اكتشاف

على الرغم من أنه من المعروف الآن أنها متوفرة بكثرة ، إلا أنه لم يكن من السهل تحديدها لأنها صغيرة للغاية.

اكتشف ويليام هيرشل أول قزم أبيض في عام 1783 ، كجزء من نظام Eridani النجمي 40 ، في كوكبة Eridano ، نجمها اللامع هو Achernar ، المرئي إلى الجنوب (في نصف الكرة الشمالي) خلال فصل الشتاء.

40 يتكون Eridani من ثلاث نجوم ، أحدها 40 Eridane A. يمكن رؤيته بالعين المجردة ، لكن 40 Eridani B و 40 Eridani C أصغر بكثير. B هو قزم أبيض ، بينما C هو قزم أحمر.

بعد سنوات ، بعد اكتشاف نظام 40 Eridani ، اكتشف عالم الفلك الألماني فريدريش بيسل في عام 1840 أن نجم Sirius ، ألمع نجم في Canis Major ، لديه رفيق متحفظ.

لاحظ بيسل انجرافًا صغيرًا في مسار سيريوس ، الذي لا يمكن أن يكون تفسيره سوى قرب نجم آخر أصغر. كان يطلق عليه اسم Sirius B ، وهو أكثر قتامة بحوالي 10000 مرة من Sirius A.

اتضح أن سيريوس ب كان صغيرًا أو أصغر من نبتون ، ولكن بكثافة عالية للغاية ودرجة حرارة سطح تبلغ 8000 كلفن ، وبما أن إشعاع سيريوس ب يتوافق مع الطيف الأبيض ، فقد عُرف باسم "القزم الأبيض".

ومنذ ذلك الحين ، يُطلق على كل نجم بهذه الخصائص ، على الرغم من أن الأقزام البيضاء يمكن أن تكون حمراء أو صفراء أيضًا ، نظرًا لأن لديهم درجات حرارة متنوعة ، والأكثر شيوعًا هو اللون الأبيض.

مميزات

حتى الآن ، تم توثيق حوالي 9000 نجم تم تصنيفهم على أنهم أقزام بيضاء ، وفقًا لمسح سلون الرقمي للسماء (SDSS) ، وهو مشروع مخصص لعمل خرائط مفصلة ثلاثية الأبعاد للكون المعروف. كما قلنا ، ليس من السهل اكتشافها بسبب لمعانها الضعيف.

يوجد عدد غير قليل من الأقزام البيضاء بالقرب من الشمس ، اكتشف العديد منها من قبل الفلكيين جي كويبر و دبليو لويتن في أوائل القرن العشرين. لذلك تمت دراسة خصائصه الرئيسية بسهولة نسبية حسب التقنية المتاحة.

أبرزها:

- حجم صغير يضاهي كوكب.

- كثافة عالية.

- إضاءة منخفضة.

- درجات حرارة في حدود 100000 و 4000 كلفن.

- لديهم مجال مغناطيسي.

- لديهم جو من الهيدروجين والهيليوم.

- مجال الجاذبية الشديدة.

- فقدان منخفض للطاقة بسبب الإشعاع ، ولهذا يبرد ببطء شديد

بفضل درجة الحرارة واللمعان ، من المعروف أن أنصاف أقطارها صغيرة جدًا. قزم أبيض تشبه درجة حرارة سطحه درجة حرارة الشمس ، بالكاد يُصدر جزء من ألف من لمعانه. لذلك ، يجب أن يكون سطح القزم صغيرًا جدًا.

الشكل 2. سيريوس ب وكوكب الزهرة لهما نفس القطر تقريبًا. الموسومة

هذا المزيج من درجة الحرارة العالية ونصف القطر الصغير يجعل النجم يظهر باللون الأبيض ، كما ذكر أعلاه.

فيما يتعلق بهيكلها ، يُفترض أن لديها نواة صلبة ذات طبيعة بلورية ، محاطة بالمادة في الحالة الغازية.

هذا ممكن بسبب التحولات المتعاقبة التي تحدث في المفاعل النووي للنجم: من الهيدروجين إلى الهيليوم ، من الهيليوم إلى الكربون ، ومن الكربون إلى العناصر الثقيلة.

إنه احتمال حقيقي ، لأن درجة الحرارة في لب القزم منخفضة بما يكفي لوجود مثل هذا النواة الصلبة.

في الواقع ، تم اكتشاف قزم أبيض مؤخرًا يُعتقد أن له نواة ألماس قطرها 4000 كيلومتر ، وتقع في كوكبة ألفا سنتوري ، على بعد 53 سنة ضوئية من الأرض.

كثافة الأقزام البيضاء

تسببت مسألة كثافة الأقزام البيضاء في ذعر شديد بين علماء الفلك في أواخر القرن التاسع عشر وأوائل القرن العشرين. أشارت الحسابات إلى كثافات عالية جدًا.

يمكن أن تصل كتلة القزم الأبيض إلى 1.4 مرة كتلة شمسنا ، مضغوطة بحجم الأرض. وبهذه الطريقة ، تكون كثافته أكبر بمليون مرة من كثافة الماء وهو بالضبط ما يحافظ على القزم الأبيض. كيف يكون ذلك ممكنا؟

تدعي ميكانيكا الكم أن الجسيمات مثل الإلكترونات يمكنها فقط أن تشغل مستويات معينة من الطاقة. هناك أيضًا مبدأ يحد من ترتيب الإلكترونات حول النواة الذرية: مبدأ استبعاد باولي.

وفقًا لخاصية المادة هذه ، من المستحيل أن يكون لإلكترونين نفس الحالة الكمية داخل نفس النظام. علاوة على ذلك ، في المادة العادية ، لا يتم عادةً احتلال جميع مستويات الطاقة المسموح بها ، وبعضها فقط.

هذا ما يفسر سبب كثافة المواد الأرضية في حدود بضعة جرامات لكل سنتيمتر مكعب.

مادة منحطة

يحتل كل مستوى طاقة حجمًا معينًا ، بحيث لا تتداخل المنطقة التي تحتل مستوى واحدًا مع منطقة أخرى. وبهذه الطريقة ، يمكن أن يتعايش مستويين لهما نفس الطاقة بدون مشكلة ، طالما أنهما لا يتداخلان ، حيث توجد قوة انحطاط تمنع ذلك.

هذا يخلق نوعًا من الحاجز الكمومي الذي يحد من تقلص المادة في النجم ، مما يخلق ضغطًا يعوض انهيار الجاذبية. هذا يحافظ على سلامة القزم الأبيض.

وفي الوقت نفسه ، تملأ الإلكترونات جميع مواضع الطاقة الممكنة ، وتملأ بسرعة أقلها ، وفقط تلك التي تحتوي على أعلى طاقة متوفرة.

في ظل هذه الظروف ، مع احتلال جميع حالات الطاقة ، تكون المادة في حالة تسمى في الفيزياء الحالة المتدهورة. إنها حالة الكثافة القصوى الممكنة ، وفقًا لمبدأ الاستبعاد.

ولكن نظرًا لأن عدم اليقين في الموضع △ x للإلكترونات ضئيل ، نظرًا للكثافة العالية ، وفقًا لمبدأ عدم اليقين Heisenberg ، فإن عدم اليقين في العزم الخطي will p سيكون كبيرًا جدًا ، للتعويض عن صغر △ x وتحقيق وبالتالي:

△ س △ ص ≥ ћ / 2

حيث ћ هي h / 2π ، حيث h هو ثابت بلانك. وهكذا تقترب سرعة الإلكترونات من سرعة الضوء ويزداد الضغط الذي تمارسه ، لأن الاصطدامات تزداد أيضًا.

هذا الضغط الكمي ، المسمى ضغط فيرمي ، مستقل عن درجة الحرارة. هذا هو السبب في أن القزم الأبيض يمكن أن يكون لديه طاقة في أي درجة حرارة ، بما في ذلك الصفر المطلق.

تطور

بفضل الملاحظات الفلكية والمحاكاة الحاسوبية ، يتم تكوين نجم نموذجي مثل شمسنا على النحو التالي:

- أولاً ، يتكثف الغاز والغبار الكوني بكثافة في الهيدروجين والهيليوم بفضل الجاذبية ، مما يؤدي إلى ظهور النجم الأولي ، وهو جسم نجمي شاب. النجم الأولي هو مجال يتقلص بسرعة ، تزداد درجة حرارته تدريجياً على مدار ملايين السنين.

- بمجرد الوصول إلى الكتلة الحرجة وزيادة درجة الحرارة ، يتم تشغيل المفاعل النووي داخل النجم. عندما يحدث هذا ، يبدأ اندماج الهيدروجين وينضم النجم إلى ما يسمى بالتسلسل الرئيسي (انظر الشكل 3).

- بعد مرور الوقت ، يتم استنفاد الهيدروجين في النواة ويبدأ اشتعال الهيدروجين في الطبقات الخارجية للنجم ، وكذلك اشتعال الهيليوم في النواة.

- يتسع النجم ويزداد سطوعه وتنخفض درجة حرارته ويتحول إلى اللون الأحمر. هذه هي مرحلة العملاق الأحمر.

- تنفصل الطبقات الخارجية للنجم بفضل الرياح النجمية وتشكل سديمًا كوكبيًا ، على الرغم من عدم وجود كواكب فيه. يحيط هذا السديم بنواة النجم (أكثر سخونة بكثير) ، والذي بمجرد استنفاد احتياطي الهيدروجين ، يبدأ في حرق الهيليوم لتكوين عناصر أثقل.

- يتبدد السديم ، تاركًا اللب المتقلص للنجم الأصلي ، والذي يصبح قزمًا أبيض.

على الرغم من توقف الاندماج النووي على الرغم من استمرار احتوائه على مادة ، لا يزال لدى النجم احتياطي لا يُصدق من الحرارة ، والتي تنبعث ببطء شديد عن طريق الإشعاع. تستمر هذه المرحلة لفترة طويلة (حوالي 10 ¹⁰ سنوات ، العمر التقديري للكون).

- بمجرد البرودة ، يختفي الضوء المنبعث تمامًا ويصبح القزم الأبيض قزمًا أسود.

الشكل 3. دورة حياة النجوم. المصدر: ويكيميديا ​​كومنز. RN بيلي

تطور الشمس

على الأرجح ، تمر شمسنا ، بسبب خصائصها ، بالمراحل الموضحة. اليوم الشمس هي نجم بالغ في التسلسل الرئيسي ، لكن كل النجوم تتركها في وقت ما ، عاجلاً أم آجلاً ، على الرغم من أن معظم حياتهم يقضون هناك.

سيستغرق الأمر ملايين السنين لدخول مرحلة العملاق الأحمر التالي. عندما يحدث ذلك ، ستبتلع الشمس المشرقة الأرض والكواكب الداخلية الأخرى ، ولكن قبل ذلك ، من المرجح أن تكون المحيطات قد تبخرت وستصبح الأرض صحراء.

لا تمر كل النجوم بهذه المراحل. ذلك يعتمد على كتلته. تلك التي هي أكبر بكثير من الشمس لها نهاية أكثر إثارة لأنها تنتهي على شكل مستعرات أعظم. يمكن أن تكون البقية في هذه الحالة جسمًا فلكيًا غريبًا ، مثل ثقب أسود أو نجم نيوتروني.

حد Chandrasekhar

في عام 1930 ، حدد عالم الفيزياء الفلكية الهندوسي البالغ من العمر 19 عامًا والمسمى Subrahmanyan Chandrasekhar وجود كتلة حرجة في النجوم.

النجم الذي تقل كتلته عن هذه القيمة الحرجة يتبع مسار قزم أبيض. ولكن إذا كانت كتلته فوق القمة ، تنتهي أيامه بانفجار هائل. هذا هو حد Chandrasekhar وهو ما يقرب من 1.44 ضعف كتلة شمسنا.

وتحسب على النحو التالي:

هنا N هو عدد الإلكترونات لكل وحدة كتلة ، ћ هو ثابت بلانك مقسومًا على 2π ، c هي سرعة الضوء في الفراغ و G هو ثابت الجاذبية العام.

هذا لا يعني أن النجوم الأكبر من الشمس لا يمكن أن تصبح أقزامًا بيضاء. طوال فترة وجوده في التسلسل الرئيسي ، يفقد النجم كتلته باستمرار. كما أنها تفعل ذلك في مرحلة السديم الكوكبي والعملاق الأحمر.

من ناحية أخرى ، بمجرد أن يتحول النجم إلى قزم أبيض ، يمكن للجاذبية القوية للنجم أن تجتذب كتلة من نجم آخر قريب وتزيد كتلته. بمجرد تجاوز حد Chandrasekhar ، قد لا تكون نهاية القزم - والنجم الآخر - بطيئة كما هو موضح هنا.

هذا القرب يمكن أن يعيد تشغيل المفاعل النووي المنقرض ويؤدي إلى انفجار مستعر أعظم هائل (سوبر نوفا Ia).

تكوين

عندما يتحول الهيدروجين الموجود في نواة النجم إلى هيليوم ، يبدأ في دمج ذرات الكربون والأكسجين.

وعندما يتم استنفاد احتياطي الهليوم بدوره ، يتكون القزم الأبيض بشكل أساسي من الكربون والأكسجين ، وفي بعض الحالات من النيون والمغنيسيوم ، بشرط أن يكون للنواة ضغط كافٍ لتكوين هذه العناصر.

الشكل 4. النجم AE Aquarii هو قزم أبيض نابض. المصدر: ناسا عبر ويكيميديا ​​كومونس.

من المحتمل أن يكون للقزم غلاف جوي رقيق من الهيليوم أو الهيدروجين ، نظرًا لأن الجاذبية السطحية للنجم عالية ، تميل العناصر الثقيلة إلى التراكم في المركز ، تاركةً العناصر الأخف على السطح.

في بعض الأقزام ، من الممكن أيضًا دمج ذرات النيون وإنشاء نوى حديدية صلبة.

تدريب

كما قلنا في الفقرات السابقة ، يتشكل القزم الأبيض بعد أن يستنفد النجم احتياطي الهيدروجين. ثم تتضخم وتتوسع ثم تطرد المادة على شكل سديم كوكبي ، تاركة النواة بالداخل.

هذا اللب ، المكون من مادة متحللة ، هو ما يعرف بالنجم القزم الأبيض. بمجرد إيقاف تشغيل مفاعل الاندماج ، يتقلص ويبرد ببطء ، ويفقد كل طاقته الحرارية وإشراقه.

أنواع الأقزام البيضاء

لتصنيف النجوم ، بما في ذلك الأقزام البيضاء ، يتم استخدام النوع الطيفي ، والذي يعتمد بدوره على درجة الحرارة. لتسمية النجوم القزمة ، يتم استخدام حرف D كبير ، متبوعًا بأحد هذه الأحرف: A ، B ، C ، O ، Z ، Q ، X. هذه الأحرف الأخرى: P ، H ، E و V تشير إلى سلسلة أخرى من الخصائص ، كثيرًا أكثر تحديدا.

كل حرف من هذه الحروف يشير إلى سمة بارزة في الطيف. على سبيل المثال ، نجم DA هو قزم أبيض له خط هيدروجين في طيفه. وقزم DAV له خط الهيدروجين ، وعلاوة على ذلك ، يشير الحرف V إلى أنه نجم متغير أو نابض.

أخيرًا ، يُضاف رقم بين 1 و 9 إلى سلسلة الأحرف للإشارة إلى فهرس درجة الحرارة n:

n = 50400 / T الفعال للنجم

تصنيف آخر للأقزام البيضاء يعتمد على كتلتها:

- حوالي 0.5 م شمس

- متوسط ​​الكتلة: بين 0.5 و 8 مرات M Sol

- ما بين 8 و 10 أضعاف كتلة الشمس.

أمثلة على الأقزام البيضاء

- Sirius B في كوكبة Can Major ، رفيق Sirius A ، ألمع نجم في سماء الليل. إنه أقرب قزم أبيض على الإطلاق.

- AE Aquarii هو قزم أبيض يصدر نبضات من الأشعة السينية.

- 40 Eridani B ، بعد 16 سنة ضوئية. يمكن ملاحظته بواسطة التلسكوب

- ينتمي HL Tau 67 إلى كوكبة الثور وهو قزم أبيض متغير ، وهو الأول من نوعه الذي يتم اكتشافه.

- DM Lyrae هو جزء من نظام ثنائي وهو قزم أبيض انفجر على شكل مستعر في القرن العشرين.

- WD B1620 هو قزم أبيض ينتمي أيضًا إلى نظام ثنائي. النجم المرافق هو نجم نابض. في هذا النظام يوجد كوكب يدور حولهما.

- Procyon B ، رفيق Procyon A ، في كوكبة الكلب الصغرى.

الشكل 5. نظام Procyon الثنائي ، القزم الأبيض هو نقطة صغيرة على اليمين. المصدر: جوزيبي دوناتيلو عبر فليكر.

المراجع

1. كارول ، ب.مقدمة في الفيزياء الفلكية الحديثة. الثاني. الإصدار. بيرسون.
2. مارتينيز ، د. التطور النجمي. تم الاسترجاع من: كتب جوجل.
3. Olaizola، I. الأقزام البيضاء. تم الاسترجاع من: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. اوستر ، ل. 1984. علم الفلك الحديث. افتتاحية Reverté.
5. ويكيبيديا. الأقزام البيضاء. تعافى من: es. wikipedia.org.
6. ويكيبيديا. قائمة الأقزام البيضاء. تعافى من en.wikipedia.org.