Kerdil putih
Sebuah kerdil putih (Jawi: كرديل ڤوتيه), juga disebut kerdil merosot, ialah bintang kecil yang sebahagian besarnya terdiri daripada jisim elektron merosot. Kerdil putih sangat tumpat; jisim kerdil putih boleh dibandingkan dengan Matahari dan isi padunya sebanding dengan Bumi. Kekilauannya yang malap muncul dari pancaran dari tenaga terma yang tersimpan. [1] Kerdil putih merangkumi 6% daripada semua bintang dalam kejiranan suria[2] Kemalapan yang luar biasa oleh kerdil putih dikenal pasti pada tahun 1910 oleh Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering, dan Williamina Fleming;[3], p. 1 nama "kerdil putih" (white dwarf) diperkenalkan oleh Willem Luyten pada tahun 1922.[4]
Kerdil putih dianggap sebagai tahap evolusi terakhir bagi semua bintang yang jisimnya tidak mencukupi untuk menjadi supernova - iaitu lebih 97% daripada bintang dalam galaksi kita. Nama [5], §1. Selepas jangka hayat pelakuran hidrogen bagi bintang jujukan utama berjisim rendah atau sederhana tamat, ia akan mengembang menjadi gergasi merah yang melakur helium menjadi karbon dan oksigen dalam terasnya oleh proses alfa ganda tiga. Jika sesuatu gergasi merah mempunyai jisim yang tidak mencukupi untuk menjana suhu teras yang diperlukan untuk melakur karbon, jisim dalaman karbon dan oksigen akan terbina di pusatnya. Setelah melepaskan lapisan luar untuk membentuk nebula planet, ia akan meninggalkan teras ini, yang membentuk sisa sebagai kerdil putih. [6] Biasanya disebabkan itu, kerdil putih terdiri daripada karbon dan oksigen. Berkemungkinan juga suhu teras mencukupi untuk melakur karbon tetapi tidak neon. Maka, dalam hal ini, kerdil putih oksigen-neon-magnesium mungkin terbentuk. [7] Juga, beberapa kerdil putih helium [8][9] wujud disebabkan oleh kehilangan jisim dalam sistem dedua.
Kandungan dalam kerdil putih tidak lagi mengalami tindak balas pelakuran, maka bintang tidak mempunyai sumber tenaga, juga tidak lagi disokong melawan runtuhan graviti oleh haba yang dihasilkan oleh pelakuran. Hal ini hanya disokong oleh tekanan kemerosotan elektron, yang menyebabkannya menjadi sangat padat. Fizik kemerosotan menghasilkan jisim maksimum untuk kerdil putih yang tidak berputar, had Chandrasekhar-sekitar 1.4 jisim suria, melampaui apa yang dapat disokong oleh tekanan kemerosotan. Sebuah kerdil putih karbon-oksigen yang mendekati had jisim ini, biasanya oleh pindahan jisim dari bintang pendamping, boleh meletup sebagai Supernova jenis IA melalui proses yang dikenali sebagai detonasi karbon.[1][6] (SN 1.006 dipercayai menjadi contoh yang terkenal detonasi ini.)
Rujukan sunting
- ^ a b Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars, Jennifer Johnson, lecture notes, Astronomy 162, Ohio State University. Accessed on line May 3, 2007.
- ^ The One Hundred Nearest Star Systems, Todd J. Henry, RECONS, April 11, 2007. Accessed on line May 4, 2007.
- ^ Ralat petik: Tag
<ref>tidak sah; teks bagi rujukanschatzmantidak disediakan - ^ Ralat petik: Tag
<ref>tidak sah; teks bagi rujukanholbergtidak disediakan - ^ Ralat petik: Tag
<ref>tidak sah; teks bagi rujukancosmochronologytidak disediakan - ^ a b Late stages of evolution for low-mass stars, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology. Accessed on line May 3, 2007.
- ^ On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries, K. Werner, N. J. Hammer, T. Nagel, T. Rauch, and S. Dreizler, pp. 165 ff. in 14th European Workshop on White Dwarfs; Proceedings of a meeting held at Kiel, July 19–23, 2004, edited by D. Koester and S. Moehler, San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2005.
- ^ A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass, James Liebert, P. Bergeron, Daniel Eisenstein, H.C. Harris, S.J. Kleinman, Atsuko Nitta, and Jurek Krzesinski, The Astrophysical Journal 606, #2 (May 2004), pp. L147–L149. Accessed on line March 5, 2007.
- ^ Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf, press release, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, April 17, 2007.