"سفید بونا" کے نسخوں کے درمیان فرق
م خودکار: درستی املا ← اس وقت، جن ک\1 |
1 مآخذ کو بحال کرکے 0 پر مردہ ربط کا ٹیگ لگایا گیا) #IABot (v2.0.8 |
||
| سطر 25: | سطر 25: | ||
This quantum pressure can oppose gravity as long as the density doesn't get too high. If a white dwarf has more than 1.4 times the mass of the Sun squeezing the nuclei, there will be too few orbits available to the electrons (since they cannot travel faster than the speed of light) and the star will collapse - causing a supernova explosion.<ref>[http://whitedwarf.org/education/ask/index.html#3 White Dwarf Research Corporation]</ref> --> |
This quantum pressure can oppose gravity as long as the density doesn't get too high. If a white dwarf has more than 1.4 times the mass of the Sun squeezing the nuclei, there will be too few orbits available to the electrons (since they cannot travel faster than the speed of light) and the star will collapse - causing a supernova explosion.<ref>[http://whitedwarf.org/education/ask/index.html#3 White Dwarf Research Corporation]</ref> --> |
||
جب کثافت بہت زیادہ ہوتی ہے تو گیس کے نئے قوانین عمل میں آتے ہیں جن کے تحت پریشر اور ٹمپریچر کا تعلق ختم ہو جاتا ہے اور ستارے کے سکڑنے سے حرارت پیدا نہیں ہوتی۔ اب صرف [[الیکٹرون ڈیجنیریسی پریشر]] [[کشش ثقل]] کو روکے رکھتا ہے۔<ref>http://www.nicadd.niu.edu/~bterzic/PHYS652/Lecture_22.pdf</ref> |
جب کثافت بہت زیادہ ہوتی ہے تو گیس کے نئے قوانین عمل میں آتے ہیں جن کے تحت پریشر اور ٹمپریچر کا تعلق ختم ہو جاتا ہے اور ستارے کے سکڑنے سے حرارت پیدا نہیں ہوتی۔ اب صرف [[الیکٹرون ڈیجنیریسی پریشر]] [[کشش ثقل]] کو روکے رکھتا ہے۔<ref>{{Cite web |url=http://www.nicadd.niu.edu/~bterzic/PHYS652/Lecture_22.pdf |title=آرکائیو کاپی |access-date=2012-11-25 |archive-date=2013-10-08 |archive-url=https://web.archive.org/web/20131008125425/http://www.nicadd.niu.edu/~bterzic/PHYS652/Lecture_22.pdf |url-status=dead }}</ref> |
||
[[زمین]] پر اگر کسی چیز میں مزید مادہ ملایا جائے تو جسامت میں بھی اضافہ ہوتا ہے۔ لیکن degenerate matter میں جب مزید مادہ داخل ہوتا ہے تو اس کی جسامت میں کمی آتی ہے کیونکہ [[ثقالت|کشش ثقل]] بڑھ جاتی ہے۔ اس کا مطلب یہ ہوا کہ اگر سفید بونے کی کمیت زیادہ ہو تو جسامت کم ہوتی ہے اور کمیت کم ہو تو جسامت زیادہ ہوتی ہے۔ طبیعیات کے اصول یہ بھی بتاتے ہیں کہ مکمل ٹھنڈا ہونے پر بھی سفید بونے جسامت برقرار رکھتے ہیں۔ |
[[زمین]] پر اگر کسی چیز میں مزید مادہ ملایا جائے تو جسامت میں بھی اضافہ ہوتا ہے۔ لیکن degenerate matter میں جب مزید مادہ داخل ہوتا ہے تو اس کی جسامت میں کمی آتی ہے کیونکہ [[ثقالت|کشش ثقل]] بڑھ جاتی ہے۔ اس کا مطلب یہ ہوا کہ اگر سفید بونے کی کمیت زیادہ ہو تو جسامت کم ہوتی ہے اور کمیت کم ہو تو جسامت زیادہ ہوتی ہے۔ طبیعیات کے اصول یہ بھی بتاتے ہیں کہ مکمل ٹھنڈا ہونے پر بھی سفید بونے جسامت برقرار رکھتے ہیں۔ |
||
نسخہ بمطابق 23:00، 17 جنوری 2021ء
سفید بونا (white dwarf) ان ستاروں کو کہتے ہیں جو اپنی عمر کا بیشتر حصہ گزارنے کے بعد فیوزن (fusion) کے قابل نہیں رہتے اور اپنے گرتے ہوئے ٹمپریچر کے باعث اچانک منہدم ہو کر سکڑ جاتے ہیں۔ ایک سورج جتنا بڑا ستارہ جب سفید بونے میں تبدیل ہوتا ہے تو اس کی جسامت سکڑ کر ہماری زمین کے برابر رہ جاتی ہے۔ سائز چھوٹی ہونے اور وزن (کمیت) میں کمی نہ ہونے کی وجہ سے اس ستارے کا مادہ انتہائ کثیف ہو جاتا ہے یعنی اگر حجم برابر ہو تو پانی سے دس لاکھ گنا زیادہ بھاری ہوتا ہے۔ زمین پر سب سے زیادہ کثیف چیز Osmium ہے جو پانی سے صرف 22.6 گنا بھاری ہوتی ہے۔
جسامت
سورج کے مقابلے میں ہماری زمین کا نصف قطر 0.009 ہے۔ کمیت کے اعتبار سے سورج ہماری زمین سے 3.3 لاکھ گنا بڑا ہے جبکہ قطر کے لحاظ سے 110 گنا بڑا ہے۔
سفید بونے کا نصف قظر 0.008 سے لے کر 0.02 تک دیکھا گیا ہے یعنی جسامت میں تو یہ ہماری زمین کے لگ بھگ برابر ہوتے ہیں مگر کمیت میں سورج کے برابر ہوتے ہیں۔
سائرس B نامی سفید بونے کی جسامت زمین سے بہت چھوٹی ہے مگر کمیت تین لاکھ گنا زیادہ ہے۔
کیا ہر ستارہ سفید بونا بن سکتا ہے؟
ہر ستارے کے مرکز میں ہلکے ایٹموں کے آپس میں جڑ جانے کا عمل جاری ہوتا ہے جسے fusion کہتے ہیں۔ فیوزن کی وجہ سے ستاروں کے مرکز میں بے پناہ حرارت پیدا ہوتی ہے اور ستارے کی گیسیں گرم ہو کر پھیلتی ہیں جس سے ستارے کی جسامت میں اضافہ ہوتا ہے۔ ستارے کی کشش ثقل یعنی gravity ستارے کی گیسوں کو پھیلنے سے روکنے کی کوشش کرتی ہے اور ان دونوں قوتوں کا توازن ستارے کی جسا مت کو سہارے رکھتا ہے۔
صرف وہ ستارہ سفید بونا بن سکتا ہے جس کی کمیت (وزن) ہمارے سورج سے 1.44 گنا تک زیادہ ہو۔ اس سے بڑا ستارہ سفید بونے میں تبدیل نہیں ہو سکتا۔ اس حد کو چندرا شیکھر کی حد Chandrasekhar limit کہتے ہیں۔ ستارے میں موجود مادے کی نوعیت کے اعتبار سے اس حد میں معمولی سی تبدیلی آ سکتی ہے۔ ہماری کہکشاں میں موجود زیادہ تر یعنی 97 فی صد ستارے سورج کے ہم وزن ہیں اور ایک دن سفید بونے میں تبدیل ہو سکتے ہیں۔ اس وقت جو سفید بونے دیکھے گئے ہیں ان میں سے بیشتر کی کمیت سورج کا 0.5 سے 0.7 ہے۔ اب تک دریافت شدہ سب سے چھوٹا سفید بونا سورج کی 0.17 کمیت رکھتا ہے اور سب بڑا سفید بونا سورج کی 1.33 کمیت رکھتا ہے۔
اجزاء ترکیبی
سب سے کم کمیت والے سفید بونے ہیلیم سے بنے ہوتے ہیں۔ نسبتاً بڑے ستاروں میں جب triple alpha process کے ذریعے ہیلیم میں فیوزن ہوتا ہے تو کاربن اور آکسیجن بنتے ہیں۔ اس لیے درمیانی کمیت کے سفید بونے کاربن اور آکسیجن سے بنے ہوتے ہیں۔ اگر ابتدائی ستارہ اتنا بڑا ہو کہ مرکز میں درجہ حرارت ایک ارب ڈگری سنٹی گریڈ تک جا پہنچے تو کاربن میں بھی فیوزن ہونے لگتا ہے اور اس سے نیون اور میگنیشیم بنتے ہیں اس لیے سب سے زیادہ کمیت والے سفید بونے آکسیجن، نیون اور میگنیشیم سے بنے ہوتے ہیں۔
سفید بونے مزید کیوں نہیں سکڑتے؟
سفید بونے Pauli exclusion principle کی وجہ سے مزید سکڑ نہیں پاتے۔
سفید بونے ایٹموں سے نہیں بنے ہوتے بلکہ degenerate matter سے بنی گیس کا گولا ہوتے ہیں۔[1] ایٹم کے اندر زیادہ تر جگہ خالی ہوتی ہے اور اس وجہ سے ایٹموں سے بنی چیزوں کی کثافت کم ہوتی ہے۔ اگر سونے کے ایک ایٹم کو 3.3 میل کا سمجھا جائے تو اس کے مرکزے کی جسامت صرف ایک فٹ کی ہو گی۔
degenerate matter میں بھی الیکٹران الیکٹران کو اور پروٹون پروٹون کو زبردست قوت سے دھکیلتا ہے جس کی وجہ سے ایسے مادے کو ایک حد سے زیادہ نہیں دبایا جا سکتا۔
جب کثافت بہت زیادہ ہوتی ہے تو گیس کے نئے قوانین عمل میں آتے ہیں جن کے تحت پریشر اور ٹمپریچر کا تعلق ختم ہو جاتا ہے اور ستارے کے سکڑنے سے حرارت پیدا نہیں ہوتی۔ اب صرف الیکٹرون ڈیجنیریسی پریشر کشش ثقل کو روکے رکھتا ہے۔[2]
زمین پر اگر کسی چیز میں مزید مادہ ملایا جائے تو جسامت میں بھی اضافہ ہوتا ہے۔ لیکن degenerate matter میں جب مزید مادہ داخل ہوتا ہے تو اس کی جسامت میں کمی آتی ہے کیونکہ کشش ثقل بڑھ جاتی ہے۔ اس کا مطلب یہ ہوا کہ اگر سفید بونے کی کمیت زیادہ ہو تو جسامت کم ہوتی ہے اور کمیت کم ہو تو جسامت زیادہ ہوتی ہے۔ طبیعیات کے اصول یہ بھی بتاتے ہیں کہ مکمل ٹھنڈا ہونے پر بھی سفید بونے جسامت برقرار رکھتے ہیں۔
| Material | کثافت kg/m3میں | Notes |
|---|---|---|
| خالص پانی | 1,000 | |
| اوسمیم | 22,610 | کمرے کے درجہ حرارت پر |
| سورج کا مرکز | ~150,000 | |
| سفید بونا ستارہ | 1 × 109 | |
| ایٹم کا مرکزہ | 2.3 × 1017[3] | |
| نیوٹرون ستارے کا مرکز | 8.4 × 1016 − 1 × 1018 | |
| بلیک ہول | 2 × 1030[4] |
نیوٹرون ستارہ
اگر کسی ستارے کی کمیت چندرا شیکھر کی حد Chandrasekhar limit سے زیادہ ہو تو وہ ایندھن ختم ہونے پر سفید بونا بننے کی بجائے neutron star میں تبدیل ہو جاتا ہے کیونکہ کمیت زیادہ ہونے کی وجہ سے کشش ثقل کی قوت Pauli exclusion principle کی قوت پر حاوی ہو جاتی ہے جس سے پروٹون اور الیکٹرون ملکر نیوٹرون اور نیوٹرینو بناتے ہیں۔ اس عمل میں توانائ جذب ہوتی ہے۔ نیوٹرون دوسرے نیوٹرون اور پروٹون کے لیے زبردست کشش رکھتا ہے۔ اس طرح بننے والے نیوٹرون تیزی سے آپس میں جڑ کر جو نیوٹرون ستارہ بناتے ہیں وہ سفید بونے سے بھی کہیں زیادہ کثیف ہوتا ہے اور اس کا قطر لگ بھگ صرف 20 کلو میٹر یا اس سے کم ہوتا ہے۔
سفید بونے کی سطح پر اسکیپ ولاسٹی روشنی کی رفتار کا صرف 2 فیصد ہوتی ہے مگر نیوٹرون ستارے پر یہ روشنی کی رفتار کا 70 فیصد ہوتی ہے۔ جب کسی ستارے کی اسکیپ ولاسٹی روشنی کی رفتار سے بھی زیادہ ہوتی ہے تو ستارے سے خارج ہونے والی ساری روشنی پلٹ کر ستارے پر ہی آ گرتی ہے اور دور سے دیکھنے والے کو وہ ستارہ بالکل نظر نہیں آتابلکہ وہ ایک سیاہ دیواروں والی ایک سیاہ کالی سوراخ یا غار کی طرح نظر آتا ہے۔
نیوٹرون ستارے کی ہی ایک قسم نابض (pulsar) کہلاتی ہے۔
بلیک ہول
اگر کسی ستارے کی کمیت Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit سے بھی زیادہ ہو تو وہ ایندھن ختم ہونے پر neutron star بننے کی بجائے بلیک ہول میں تبدیل ہو جاتا ہے۔ یہ حد ابھی تک واضح نہیں ہوئی ہے۔ ایک اندازے کے مطابق سورج کی کمیت سے تین گنا یا زیادہ بھاری مرکز رکھنے والا ستارہ (یعنی سورج سے لگ بھگ 18 گنا بڑا ستارہ) ایندھن ختم ہونے پر ایک بہت بڑے دھماکے سے بلیک ہول بن جاتا ہے۔ [1] بلیک ہول کی کثافت (density) سفید بونے اور نیوٹرون اسٹار سے بھی کروڑوں گنا زیادہ ہوتی ہے۔ نیوٹرون اسٹار نظر آ سکتا ہے مگر بلیک ہول پر اسکیپ ولاسٹی (escape velocity) روشنی کی رفتار سے بھی زیادہ ہوتی ہے اس لیے یہاں سے روشنی باہر نہیں جا سکتی۔ اسی وجہ سے بلیک ہول خود کبھی نظر نہیں آ سکتا۔
- سفید بونے میں degenerate particle الیکٹرون ہوتے ہیں۔ سفید بونے کی کمیت چندرا شیکھر کی حد سے کم ہوتی ہے۔
- نیوٹرون ستارے میں degenerate particle نیوٹرون ہوتے ہیں۔ نیوٹرون ستارے کی کمیت چندرا شیکھر کی حد سے زیادہ مگر Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit سے کم ہوتی ہے
- بلیک ہول میں degenerate particle کوارک (quark) ہوتے ہیں۔ بلیک ہول کی کمیت Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit سے زیادہ ہوتی ہے۔
سفید بونے کی توانائ
جب ایک ستارہ فیوزن کے عمل سے توانائ پیدا کرنے کے قابل نہیں رہتا تب ہی وہ سفید بونے میں تبدیل ہوتا ہے۔ یعنی سفید بونا اپنی توانائی کی جمع شدہ پونجی کے بل پر گرم ہوتا ہے اور روشنی خارج کرتا ہے۔ بہت چھوٹا ہونے کی وجہ سے اس کی توانائی کا اخراج بھی بہت سست ہوتا ہے اور اسے مکمل ٹھنڈا ہونے میں اربوں سال لگتے ہیں۔ ٹھنڈا ہو کر سفید بونا کالے بونے میں تبدیل ہو جاتا ہے اور پھر نظر نہیں آتا۔ اندازہ کیا جاتا ہے کہ کائنات کی عمر ابھی اتنی نہیں ہے کہ کوئی سفید بونا مکمل ٹھنڈا ہو چکا ہو۔[5]
سفید بونے کے اندرونی حصے کا درجہ حرارت ایک لاکھ ڈگری سینٹی گریڈ ہوتا ہے اس لیے ایکس رے خارج کرتا ہے۔ چونکہ بیرونی پرت صرف ہائیڈروجن اور ہیلیئم سے بنی ہوتی ہے اس لیے یہ ایکس رے کو روک نہیں پاتی۔[6]
اگر دو سفید بونے آپس میں ٹکرا جائیں؟
اگر دو سفید بونے آپس میں ٹکرا جائیں یا ایک سفید بونے پر باہر سے اتنا مادہ آ گرے کہ اس کی کمیت چندرا شیکھر کی حد پار کر لے تو electron degeneracy pressure کشش ثقل کو روک نہیں سکے گا اور سفید بونا مزید سکڑنے لگے گا۔ مزید سکڑنے پر اس کا ٹمپریچر تو نہیں بڑھے گا لیکن کثافت بڑھ جائے گی جس سے کاربن اور آکسیجن میں فیوزن شروع ہو جائے گا اور اس سے ٹمپریچر بڑھنے لگے گا۔ سفید بونوں میں ٹمپریچر بڑھنے سے حجم نہیں بڑھتا۔ (اگر ٹمپریچر بڑھنے کے ساتھ حجم بھی بڑھتا جائے تو ستارے کو ٹھنڈا ہونے کا موقع مل جاتا ہے۔) ٹمپریچر بڑھنے سے فیوزن بھی تیز ہوتا چلا جاتا ہے جس سے لوہا اور نکل بنتا ہے اور آخرکار ستارہ دھماکے سے پھٹ جاتا ہے جسے Type Ia Supernova کہتے ہیں۔ اس قسم کے سپر نووا میں ستارہ مکمل طور پر بکھر جاتا ہے اور باقی کچھ نہیں بچتا۔ یہ لوہے اور نکل کے ٹکڑے شہاب ثاقب کی شکل میں دور دراز کے ستاروں اور سیاروں پر جا گرتے ہیں۔
مزید دیکھیے
- بھورا بونا
- nuclear binding energy
- نیوٹرینو Neutrino
- فیوزر
- نیپچون
- نویاتی انشقاق Nuclear fission
- نویاتی ائتلاف Nuclear fusion
- ثقب اسود Black hole
- nuclear drip line
- ڈبے میں ذرہ
- فوٹوڈس انٹیگریشن
بیرونی ربط
حوالے
- ↑ White Dwarf
- ↑ "آرکائیو کاپی" (PDF)۔ 08 اکتوبر 2013 میں اصل (PDF) سے آرکائیو شدہ۔ اخذ شدہ بتاریخ 25 نومبر 2012
- ↑ C. R. Nave۔ "Nuclear Size and Density"۔ HyperPhysics۔ جارجیا اسٹیٹ یونیورسٹی۔ 25 دسمبر 2018 میں اصل سے آرکائیو شدہ۔ اخذ شدہ بتاریخ 26 جون 2009
- ↑ Steve Adams (1997)۔ Relativity: an introduction to space-time physics۔ CRC Press۔ صفحہ: 240۔ ISBN 0748406212
- ↑ http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit3/extreme.html
- ↑ White Dwarfs
 |
ویکی ذخائر پر سفید بونا سے متعلق سمعی و بصری مواد ملاحظہ کریں۔ |