سفید بونا
سفید بونا (white dwarf) انہاں ستارےآں نوں کہندے نيں جو اپنی عمر دا بیشتر حصہ گزارنے دے بعد فیوزن (fusion) دے قابل نئيں رہندے تے اپنے گرتے ہوئے ٹمپریچر دے باعث اچانک منہدم ہو کے سکڑ جاندے نيں۔ اک سورج جتنا وڈا ستارہ جدوں سفید بونے وچ تبدیل ہُندا اے تو اوہدی جسامت سکڑ کر ساڈی زمین دے برابر رہ جاندی اے۔ سائز چھوٹی ہونے تے وزن (کمیت) وچ کمی نہ ہونے دی وجہ توں اس ستارے دا مادہ انتہائ کثیف ہو جاندا اے یعنی جے حجم برابر ہو تو پانی توں دس لکھ گنا زیادہ بھاری ہُندا اے۔ زمین اُتے سب توں زیادہ کثیف چیز Osmium اے جو پانی توں صرف 22.6 گنا بھاری ہُندی اے۔
جسامت
سودھوسورج دے مقابلے وچ ساڈی زمین دا نصف قطر 0.009 اے۔ کمیت دے اعتبار توں سورج ساڈی زمین توں 3.3 لکھ گنا وڈا اے جدوں کہ قطر دے لحاظ توں 110 گنا وڈا اے۔
سفید بونے دا نصف قظر 0.008 توں لے کے 0.02 تک دیکھیا گیا اے یعنی جسامت وچ تو ایہ ساڈی زمین دے لگ بھگ برابر ہُندے نيں مگر کمیت وچ سورج دے برابر ہُندے نيں۔
سائرس B نامی سفید بونے دی جسامت زمین توں بہت چھوٹی اے مگر کمیت تن لکھ گنا زیادہ اے۔
سانچہ:Star nav
کیتا ہر ستارہ سفید بونا بن سکدا اے ؟
سودھوہر ستارے دے مرکز وچ ہلدے ایٹماں دے آپس وچ جڑ جانے دا عمل جاری ہُندا اے جسنوں fusion کہندے نيں۔ فیوزن دی وجہ توں ستارےآں دے مرکز وچ بے پناہ حرارت پیدا ہُندی اے تے ستارے دی گیساں گرم ہو کے پھیلتی نيں جس توں ستارے دی جسامت وچ اضافہ ہُندا اے۔ ستارے دی کشش ثقل یعنی gravity ستارے دی گیساں نوں پھیلنے توں روکنے دی کوشش کردی اے تے انہاں دونے قوتاں دا توازن ستارے دی جسا مت نوں سہارے رکھدا اے۔
صرف اوہ ستارہ سفید بونا بن سکدا اے جس دی کمیت (وزن) ساڈے سورج توں 1.44 گنا تک زیادہ ہوئے۔ اس توں وڈا ستارہ سفید بونے وچ تبدیل نئيں ہو سکدا۔ اس حد نوں چندرا شیکھر دی حد Chandrasekhar limit کہندے نيں۔ ستارے وچ موجود مادے دی نوعیت دے اعتبار توں اس حد وچ معمولی سی تبدیلی آ سکدی اے۔ ساڈی کہکشاں وچ موجود زیادہ تر یعنی 97 فی صد ستارے سورج دے اسيں وزن نيں تے اک دن سفید بونے وچ تبدیل ہو سکدے نيں۔ اسوقت جو سفید بونے دیکھے گئے نيں انہاں وچوں بیشتر دی کمیت سورج دا 0.5 توں 0.7 اے۔ ہن تک دریافت شدہ سب توں چھوٹا سفید بونا سورج دی 0.17 کمیت رکھدا اے تے سب وڈا سفید بونا سورج دی 1.33 کمیت رکھدا اے۔
اجزاء ترکیبی
سودھوسب توں کم کمیت والے سفید بونے ہیلیم توں بنے ہُندے نيں۔ نسبتاً وڈے ستارےآں وچ جدوں triple alpha process دے ذریعے ہیلیم وچ فیوزن ہُندا اے تو کاربن تے آکسیجن بندے نيں۔ اس لئی درمیانی کمیت دے سفید بونے کاربن تے آکسیجنہاں توں بنے ہُندے نيں۔ جے ابتدائی ستارہ اِنّا وڈا ہو کہ مرکز وچ درجہ حرارت اک ارب ڈگری سنٹی گریڈ تک جا پہنچے تو کاربن وچ وی فیوزن ہونے لگدا اے تے اس توں نیون تے میگنیشیم بندے نيں اس لئی سب توں زیادہ کمیت والے سفید بونے آکسیجن، نیون تے میگنیشیم توں بنے ہُندے نيں۔
سفید بونے ہور کیوں نئيں سکڑتے؟
سودھوسفید بونے Pauli exclusion principle دی وجہ توں ہور سکڑ نئيں پاندے۔
سفید بونے ایٹماں توں نئيں بنے ہُندے بلکہ degenerate matter توں بنی گیس دا گولا ہُندے نيں۔[۱] ایٹم دے اندر زیادہ تر جگہ خالی ہُندی اے تے اس وجہ توں ایٹماں توں بنی چیزاں دی کثافت کم ہُندی اے۔ جے سونے دے اک ایٹم نوں 3.3 میل دا سمجھیا جائے تو اس دے مرکزے دی جسامت صرف اک فٹ دی ہوئے گی۔
degenerate matter وچ وی الیکٹران الیکٹران نوں تے پروٹون پروٹون نوں زبردست قوت توں دھکیلتا اے جس دی وجہ توں ایسے مادے نوں اک حد توں زیادہ نئيں دبایا جا سکدا۔
جب کثافت بہت زیادہ ہُندی اے تو گیس دے نويں قوانین عمل وچ آندے نيں جندے تحت پریشر تے ٹمپریچر دا تعلق ختم ہو جاندا اے تے ستارے دے سکڑنے توں حرارت پیدا نئيں ہُندتی۔ ہن صرف الیکٹرون ڈیجنیریسی پریشر کشش ثقل نوں رودے رکھدا اے۔[۲]
زمین اُتے جے کسی چیز وچ ہور مادہ ملیایا جائے تو جسامت وچ وی اضافہ ہُندا اے۔ لیکن degenerate matter وچ جدوں ہور مادہ داخل ہُندا اے تو اوہدی جسامت وچ کمی آندی اے کیونکہ کشش ثقل ودھ جاندی اے۔ اس دا مطلب ایہ ہويا کہ جے سفید بونے دی کمیت زیادہ ہو تو جسامت کم ہُندی اے تے کمیت کم ہو تو جسامت زیادہ ہُندی اے۔ فزکس دے اصول ایہ وی بتاندے نيں کہ مکمل ٹھنڈا ہونے اُتے وی سفید بونے جسامت برقرار رکھدے نيں۔
Material | کثافت kg/m3ماں | Notes |
---|---|---|
خالص پانی | 1,000 | |
اوسمیم | 22,610 | کمرے دے درجہ حرارت اُتے |
سورج دا مرکز | ~150,000 | |
سفید بونا ستارہ | 1 × 109 | |
ایٹم دا مرکزہ | 2.3 × 1017[۳] | |
نیوٹرون ستارے دا مرکز | 8.4 × 1016 − 1 × 1018 | |
بلیک ہول | 2 × 1030[۴] |
نیوٹرون ستارہ
سودھوجے کسی ستارے دی کمیت چندرا شیکھر دی حد Chandrasekhar limit توں زیادہ ہو تو اوہ ایندھن ختم ہونے اُتے سفید بونا بننے دی بجائے neutron star وچ تبدیل ہو جاندا اے کیونکہ کمیت زیادہ ہونے دی وجہ توں کشش ثقل دی قوت Pauli exclusion principle دی قوت اُتے حاوی ہو جاندی اے جس توں پروٹون تے الیکٹرون ملکر نیوٹرون تے نیوٹرینو بناندے نيں۔ اس عمل وچ توانائ جذب ہُندی اے۔ نیوٹرون دوسرے نیوٹرون تے پروٹون دے لئی زبردست کشش رکھدا اے۔ اس طرح بننے والے نیوٹرون تیزی توں آپس وچ جڑ کر جو نیوٹرون ستارہ بناندے نيں اوہ سفید بونے توں وی کدرے زیادہ کثیف ہُندا اے تے اس دا قطر لگ بھگ صرف 20 کلو میٹر یا اس توں کم ہُندا اے۔
سفید بونے دی سطح اُتے اسکیپ ولاسٹی روشنی دی رفتار دا صرف 2 فیصد ہُندی اے مگر نیوٹرون ستارے اُتے ایہ روشنی دی رفتار دا 70 فیصد ہُندی اے۔ جدوں کسی ستارے دی اسکیپ ولاسٹی روشنی دی رفتار توں وی زیادہ ہُندی اے تو ستارے توں خارج ہونے والی ساری روشنی پلٹ کر ستارے اُتے ہی آ گرتی اے تے دور توں دیکھنے والے نوں اوہ ستارہ بالکل نظر نئيں آتابلکہ اوہ اک سیاہ دیواراں والی اک سیاہ کالی سوراخ یا غار دی طرح نظر آندا اے۔
نیوٹرون ستارے دی ہی اک قسم نابض (pulsar) کہلاندی اے۔
بلیک ہول
سودھوجے کسی ستارے دی کمیت Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit توں وی زیادہ ہو تو اوہ ایندھن ختم ہونے اُتے neutron star بننے دی بجائے بلیک ہول وچ تبدیل ہو جاندا اے۔ ایہ حد حالے تک واضح نئيں ہوئی اے۔ اک اندازے دے مطابق سورج دی کمیت توں تن گنا یا زیادہ بھاری مرکز رکھنے والا ستارہ (یعنی سورج توں لگ بھگ 18 گنا وڈا ستارہ) ایندھن ختم ہونے اُتے اک بہت وڈے دھمادے توں بلیک ہول بن جاندا اے۔ [۱] بلیک ہول دی کثافت (density) سفید بونے تے نیوٹرون اسٹار توں وی کروڑاں گنا زیادہ ہُندی اے۔ نیوٹرون اسٹار نظر آ سکدا اے مگر بلیک ہول اُتے اسکیپ ولاسٹی (escape velocity) روشنی دی رفتار توں وی زیادہ ہُندی اے اس لئی ایتھے توں روشنی باہر نئيں جا سکدتی۔ اسی وجہ توں بلیک ہول خود کدی نظر نئيں آ سکدا۔
- سفید بونے وچ degenerate particle الیکٹرون ہُندے نيں۔ سفید بونے دی کمیت چندرا شیکھر دی حد توں کم ہُندی اے۔
- نیوٹرون ستارے وچ degenerate particle نیوٹرون ہُندے نيں۔ نیوٹرون ستارے دی کمیت چندرا شیکھر دی حد توں زیادہ مگر Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit توں کم ہُندی اے
- بلیک ہول وچ degenerate particle کوارک (quark) ہُندے نيں۔ بلیک ہول دی کمیت Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit توں زیادہ ہُندی اے۔
سفید بونے دی توانائ
سودھوجب اک ستارہ فیوزن دے عمل توں توانائ پیدا کرنے دے قابل نئيں رہندا تب ہی اوہ سفید بونے وچ تبدیل ہُندا اے۔ یعنی سفید بونا اپنی توانائی دی جمع شدہ پونجی دے بل اُتے گرم ہُندا اے تے روشنی خارج کردا اے۔ بہت چھوٹا ہونے دی وجہ توں اوہدی توانائی دا اخراج وی بہت سست ہُندا اے تے اسنوں مکمل ٹھنڈا ہونے وچ ارباں سال لگتے نيں۔ ٹھنڈا ہو کے سفید بونا کالے بونے وچ تبدیل ہو جاندا اے تے پھر نظر نئيں آندا۔ اندازہ کیتا جاندا اے کہ کائنات دی عمر حالے اِنّی نئيں اے کہ کوئی سفید بونا مکمل ٹھنڈا ہو چکيا ہوئے۔[۵]
سفید بونے دے اندرونی حصے دا درجہ حرارت اک لکھ ڈگری سینٹی گریڈ ہُندا اے اس لئی ایکس رے خارج کردا اے۔ چونکہ بیرونی پرت صرف ہائیڈروجن تے ہیلیئم توں بنی ہُندی اے اس لئی ایہ ایکس رے نوں روک نئيں پاندتی۔[۶]
جے دو سفید بونے آپس وچ ٹکرا جان؟
سودھوجے دو سفید بونے آپس وچ ٹکرا جان یا اک سفید بونے اُتے باہر توں اِنّا مادہ آ گرے کہ اوہدی کمیت چندرا شیکھر دی حد پار کر لے تو electron degeneracy pressure کشش ثقل نوں روک نئيں سدے گا تے سفید بونا ہور سکڑنے لگے گا۔ ہور سکڑنے اُتے اس دا ٹمپریچر تو نئيں بڑھے گا لیکن کثافت ودھ جائے گی جس توں کاربن تے آکسیجنہاں وچ فیوزن شروع ہو جائے گا تے اس توں ٹمپریچر ودھنے لگے گا۔ سفید بوناں وچ ٹمپریچر ودھنے توں حجم نئيں ودھدا۔ (جے ٹمپریچر ودھنے دے نال حجم وی ودھدا جائے تو ستارے نوں ٹھنڈا ہونے دا موقع مل جاندا اے۔) ٹمپریچر ودھنے توں فیوزن وی تیز ہُندا چلا جاندا اے جس توں لوہا تے نکل بندا اے تے آخرکار ستارہ دھمادے توں پھٹ جاندا اے جسنوں Type Ia Supernova کہندے نيں۔ اس قسم دے ساُتے نووا وچ ستارہ مکمل طور اُتے بکھر جاندا اے تے باقی کچھ نئيں بچتا۔ ایہ لوہے تے نکل دے ٹکڑے شہاب ثاقب دی شکل وچ دور دراز دے ستارےآں تے سیاراں اُتے جا گرتے نيں۔
ہور ویکھو
سودھو- بھورا بونا
- nuclear binding energy
- نیوٹرینو Neutrino
- فیوزر
- نیپچون
- نیوکلیئر انشقاق Nuclear fission
- نیوکلیئر ائتلاف Nuclear fusion
- ثقب اسود Black hole
- nuclear drip line
- ڈبے وچ ذرہ
- فوٹوڈس انٹیگریشن
بیرونی ربط
سودھوحوالے
سودھو- ↑ White Dwarf
- ↑ «Archive copy» (PDF). بایگانیشده از اصلی (PDF) در ۲۰۱۳-۱۰-۰۸. دریافتشده در ۲۰۱۹-۱۰-۰۵.
- ↑ Nave، C. R. «Nuclear Size and Density». HyperPhysics. جارجیا اسٹیٹ یونیورسٹی. بایگانیشده از روی نسخه اصلی در ۲۵ دسمبر ۲۰۱۸. دریافتشده در ۲۶ جون ۲۰۰۹.
- ↑ (1997) Relativity: an introduction to space-time physics. CRC Press, 240. ISBN 0-7484-0621-2.
- ↑ http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit3/extreme.html
- ↑ White Dwarfs
وکیمیڈیا کامنز چ مورتاں: سفید بونا |