تراكيب الأقزام البيضاء

اكتشف بناء الأقزام البيضاء أول مرة من قبل الفيزيائي البريطاني إدنكتون A. Eddington والنظريون الفلكيون هم المسؤولون الكبار عن وضع النظريات حول التركيب النجمي. تمتلك بعض الإلكترونات في بعض الأقزام البيضاء سرعة تقترب من سرعة الضوء، ولا ينطبق ميكانيك نيوتن على سلوكها، حيث أول من طبق النظرية النسبية على تركيب نماذج الأقزام البيضاء هو العالم الهندي شاندرا أسكهار S.Chandrasekhar حيث اشتق هذا العالم معادلة الحصول النبي للنجم (قانون الغاز) للحالة التي تخص ضغط غاز الإلكترون المنحل بدلالة الكثافة للمادة النجمية. استطاع مع هذا القانون وحالة التوازن الهيدروستاتيكي (والذي ما يزال ينطبق على الأقزام البيضاء) أن يحسب النماذج ذات الكتل المختلفة لنجوم الأقزام البيضاء.

وبالرجوع لما يخص التركيب الكيميائي الداخلي للقزم الأبيض ضمن نصف قطر تباین كتلته. فهنالك علاقة متباينة بين الكتلة ونصف قطر القزم الأبيض. وقد أظهر شاندرا أسكهار - مع بعض التحوير الصغير الذي تنبأت به النظرية الحديثة. إنه كلما كانت الكتلة كبيرة للنجم، فإن له نصف قطر مقداره صفر، وبموجب النظرية لا يوجد قزم أبيض له كتلة 1.2 مرة من كتلة الشمس. فالكتل المعروفة عن طريق الرصد المباشر لثلاث فقط من الأقزام البيضاء والتي هي من أعداد المجاورات المرئية للنظم الثنائية:

لمركبات الشعري، والشعرى اليمانية، ونهر Eridani-40، حيث يمكن التنبؤ بأنصاف أقطار هذه النجوم الثلاثة عن طريق عدم ثبات درجة حرارتها وسطوعيتها، وحسب قانون ستيفن Stefan's Law (وهي الصيغة التي بموجبها يمكن حساب نسبة إشعاع طاقة الجسم الأسود، وينص على أن النسبة الكلية لانبعاث الطاقة من وحدة المساحة لجسم أسود تتناسب طردياً مع T4 القيمة المطلقة لدرجة حرارته).

ليس للتفاصيل الرصدية الكفاية الجيدة كي تتلاءم بثبات مع علاقة الكتلة ونصف القطر الشاندرا)، ولكن هي على الأقل مناسبة مع النظرية.

يقدر للأقزام البيضاء ذات الكتلة التي تفوق الحد الذي هو 1.2 من الكتلة الشمسية، وجود توزيع مستقر للإلكترون المنحل ذي الكتلة العالية. فالنجوم التي لها زمن كاف كي تستنفد وقودها النووي المجهز، وتتغير إلى مرحلة الأقزام البيضاء يجب أن تكون لها كتلة أساسية أكبر من 1.2 من الكتلة الشمسية لأغلب الكتل النجمية من نفس الوحدات التي تستنفذ طاقتها المخزونة بأكبر سرعة.

نحن لا نستطيع أن ندلي بشيء بالوقت الحاضر حول احتمالية كون النجم ذي الكتلة أن يستمر في انكماشه. إضافة إلى ذلك فإن مثل هذا النجم سوف لا منحلاً إلكترونياً، وسوف تتجنب إلكتروناته الانحلال بواسطة زيادة سرعتها بضخامة، كما هو لانكماش النجم. وفي نهاية الأمر سيصبح النجم صغيراً جداً لدرجة أن سرعة الهروب من سطحه ستصل إلى سرعة الضوء. وإن الفوتونات سوف لا تهرب طويلاً، وسيكون النجم في إدراك المختفي من الكون. وليس هنالك دليل بأن يصل النجم مثل هذه الكثافة.

وهنالك بعض الأمور فيما إذا احتمل ذلك، على سبيل المثال الدوران النجمي الذي سيعيقها. ومن جهة أخرى هو وجوب كون نجوم الأقزام البيضاء تأتي من بعض الأماكن لغزارتها، إضافة إلى ذلك هو أن عدد الأقزام البيضاء عال بما فيه الكفاية كي يكون قريباً لتحديده. وضمنياً فإن كل النجوم المتغيرة ذات الكتل الصلبة الأكبر من 1.2 من الكتل الشمسية والتي هي متوقعة على نطاق واسع لأغلبها إن لم يكن كلها بالواقع ستصبح أخيراً أقزاماً بيضاء، وبالتابع يجب أن تخفض كتلها نوعاً ما قبل أن تصل تلك المرحلة، بواسطة الذي قذف مادة منها نحو الفضاء.

مواضيع ذات صلة

شكلوفسكي وآخرون

هبة المطيافية النجمية: الانزياح الأزرق والانزياح الأحمر

رقصة باليه في أعالي السماء

قياس الوسط بين النجوم

النجوم هي شموس ونحن نعرف مكوّناتها

النجوم الوقتية والجديدة

النجوم المتغيرة

النجوم المجتمعة

النجوم المزدوجة

النجوم الملونة

حركات النجوم

عدد النجوم الثوابت