هنگامی که ذخیره هسته ای یک ستاره در نهایت به پایان می رسد. در این زمان ستاره می تواند با تراکم خود، انرژی پتانسیل گرانشی اش را مصرف کند و این تراکم تا جایی ادامه می یابد که ستاره علاوه بر فشرده و کوچک شدن، الکترون هایش به حالت دژنره در بیایند. چنین ستارگانی را کوتوله های سفید می نامیم.
دانشمند انگلیسی به نام ادینگتون ساختار کوتوله های سفید را مورد مطالعه قرار داد. از آنجا که الکترون ها در بعضی از کوتوله های سفید دارای سرعتی نزدیک به سرعت نور هستند، بنابراین قوانین مکانیک نیوتونی را نمی توان برای محاسبه ساختار این ستارگان بکار گرفت و بایستی از تئوری نسبیت انیشتین استفاده نمود.
اولین کسی که تئوری نسبیت را برای محاسبه ساختار این ستارگان بکار برد، یک منجم هندی به نام چاندراسکار (چاندراسخار) بود. او نتیجه گرفت که ساختار یک ستاره کوتوله سفید و شعاع آن بطور اختصاصی توسط جرم ستاره مشخص می شود و رابطه ای را بین جرم و شعاع کوتوله های سفید بدست آورد که این رابطه بصورت منحنی زیر نشان داده می شود:
همان گونه که در این منحنی مشخص است هرچقدر جرم کوتوله سفید بیشتر باشد، شعاع آن کوچکتر است بطوریکه شعاع یک کوتوله سفید با جرم 1.4 برابر جرم خورشید صفر است. این یعنی بزرگترین جرمی که یک کوتوله سفید می تواند داشته باشد 1.4 برابر جرم خورشید است, که به این حد اصطلاحا «حد چاندراسکار» (Chandraskhar limit) می گویند.
باید دانست که اکثر ستارگان در پایان تحول خودشان به کوتوله های سفید تبدیل می شوند و در نهایت این کوتوله های سفید با تابش مداوم انرژی حرارتی خود را به محیط اطراف داده و پس از سرد شدن به کوتوله های سیاه تبدیل می شوند.
گاز دژنره
گازهای تشکیل دهنده اکثر ستارگان با تقریب بسیار خوبی از قانون گازهای کامل PV=NK پیروی می کنند ولی هرگاه چگالی یک گاز پلاسما را آنقدر زیاد کنیم که الکترون های آن نتوانند حرکت های اتفاقی و آزادانه انجام دهند، آن وقت خواص چنین گازی با خواص یک گاز کامل متفاوت خواهد بود و دیگر از قانون گازهای کامل پیروی نخواهد کرد که به آن گاز، گاز دژنره می گویند. به عبارت دیگر فشار یک گاز دژنره مستقل از دمای آن گاز است و به چگالی و ترکیب شیمیایی آن گاز بستگی خواهد داشت.
امتیاز: 0.00
وزارت آموزش و پرورش > سازمان پژوهش و برنامه‌ريزی آموزشی
شبکه ملی مدارس ایران رشد
ارسال ها: 1615
شما باید یک عنوان و متن وارد کنید!