როდესაც მზის მსგავსი ვარსკვლავები სიცოცხლის მიწურულს მიაღწევენ, გადაიქცევიან ობიექტად, რომელსაც თეთრ ჯუჯას უწოდებენ. ეს გახლავთ ვარსკვლავის შეკუმშული, მოშიშვლებული ბირთვი, რომელსაც ბირთვული სინთეზი უკვე აღარ შეუძლია. ანათებს, მაგრამ მხოლოდ ნარჩენი სითბოთი და მილიარდობით წლის განმავლობაში თანდათან ცივდება, ვიდრე საბოლოოდ სრულიად ცივ, ბნელ ობიექტად გადაიქცევა.
თუმცა, ყველა თეთრი ჯუჯა ერთნაირად როდი ცივდება. შარშან ასტრონომებმა აღმოაჩინეს გარკვეული ტიპის მასიური თეთრი ჯუჯა ვარსკვლავები, რომლებიც სხვებზე უფრო ნელა ცივდებიან; როგორც ჩანს, მათ სითბოს რაღაც დამატებითი წყარო აქვთ. თუმცა, სითბოს ამ წყაროს განსაზღვრა საკმაოდ რთულია.
ახალი კვლევის წყალობით, უკვე გამოირიცხა ერთი რამ — სედიმენტაცია, ანუ ნეონის ნეიტრონებით მდიდარი სტაბილური იზოტოპის ჩაძირვა შიდა მიმართულებით, ვარსკვლავის წიაღის სიღრმეში.
ირმის ნახტომის ვარსკვლავთა უმეტესობას, რომელთა მასაც ჩვენი მზისას რვაზე მეტჯერ არ აჭარბებს, თეთრ ჯუჯად გახდომა არ ასცდება.
მას შემდეგ, რაც ასეთი მასის მქონე ვარსკვლავები სინთეზისთვის საჭირო წყალბადისა და ჰელიუმის მარაგს ამოწურავენ, დარჩენილი ნახშირბადის წვისთვის არასაკმარისი წნევა აქვთ. იშორებენ გარე ფენების მატერიას, დარჩენილი ბირთვი კი საბოლოოდ დედამიწის ზომის სფერომდე იკუმშება.
ეს სფერო ძირითადად ნახშირბადისა და წყალბადისგან შედგება და წარმოუდგენლად მკვრივია; შეიძლება ჰქონდეს ჩვენს მზეზე მაქსიმუმ 1,4-ჯერ მეტი მასა.
ამ ბირთვს კოლაფსისგან მხოლოდ ერთი რამ იცავს — ელექტრონული დეგენერაციის წნევა, ანუ გარეთ მიმართული წნევა, რომელსაც წარმოქმნის ერთი და იგივე ბრუნვის მაჩვენებლის მქონე ელექტრონთა მიერ ერთნაირი მდგომარეობის დაჭერის უუნარობა.
იმის გამო, რომ ისინი ასე მკვრივია და ზედაპირის ასეთი პატარა ფართობი აქვთ, სითბოს დასაკარგად ძალიან დიდი დრო სჭირდებათ. მას შემდეგ, რაც თეთრი ჯუჯას ბირთვი შეკუმშვას შეწყვეტს, მისმა ტემპერატურამ შეიძლება 100 000 გრადუს ცელსიუსს გადააჭარბოს.
ასტრონომთა აზრით, სამყაროს გაჩენიდან დღემდე იმდენი დრო არ გასულა, რომ რომელიმე თეთრი ჯუჯა სრულიად გაციებულიყო.
თუმცა, ე. წ. Q-შტოს თეთრი ჯუჯა ვარსკვლავები, რომლებზეც მასიურ თეთრ ჯუჯათა დაახლოებით ექვსი პროცენტი მოდის, კიდევ უფრო დაბალი მაჩვენებლით ცივდებიან. ჯონს-ჰოპკინსის უნივერსიტეტის ასტრონომ სიჰაო ჩენგის მიერ ჩატარებული 2019 წლის კვლევის მიხედვით, თეთრ ჯუჯათა ეს მცირე შტო სხვა თეთრ ჯუჯებთან შედარებით დაახლოებით რვა მილიარდი წლით გვიან ცივდება.
ჩენგის და მისი ჯგუფის აზრით, დამატებითი სითბოს მიზეზი შეიძლება იყოს ნეონის იზოტოპი, სახელად ნეონ-22, რომელიც ზოგიერთ თეთრ ჯუჯაში მცირე ოდენობით გვხვდება. ნახშირბად-ჟანგბადის ბირთვის მქონე თეთრ ჯუჯებში, სითბოს დამატებით წყაროს შეიძლება წარმოადგენდეს ნეონ-22-ის ჩაძირვა ცენტრისკენ.
ახლახან, მოლეკულური დინამიკის სიმულაციებითა და ფაზური დიაგრამებით ეს ჰიპოთეზა შეამოწმა ილინოისის უნივერსიტეტის ასტრონომთა ჯგუფმა მეთ კაპლანის ხელმძღვანელობით. მათ მიერ მიღებული შედეგების მიხედვით, ასეთი რამ შეუძლებელია.
მიუხედავად იმისა, რომ ერთეული კრისტალის სედიმენტაციის მაჩვენებელი სავარაუდოდ ძალიან ნელია, რათა შემჩნეული გათბობა წარმოქმნას, ნეონ-22ი-ის შეჯგუფება ამ პროცესს პოტენციურად უნდა აჩქარებდეს. თუმცა, ჯგუფმა ამის ალბათობა გამორიცხა.
სიმულაციებში მათ დაადგინეს, რომ იმ მაჩვენებლით ნეონ-22-ის მიკროკრისტალები ნახშირბადისა და ჟანგბადის სითხეში, რაც თეთრ ჯუჯებშია, ყოველთვის არასტაბილურია.
არსებობს მხოლოდ ორი ვარიანტი — ან ეს ნაზავი იმდენად ცხელია, რომ კრისტალი დნება და ნეონი სითხეში იშლება, ან მთლიანი მიქსტურა იყინება. შუა წერტილი უბრალოდ არ არსებობს.
იმ შემთხვევაშიც კი, როდესაც მიქსტურა ნეონის დნობის წერტილზე დაბლა, მაგრამ ნახშირბადისა და ჟანგბადის დნობის წერტილზე მაღლაა, ნეონი იშლება.
იმის გასარკვევად, თუ რამდენი ნეონია საჭირო მიქსტურაში, რათა გამოეყოს და დასტაბილურდეს, ამის შემდეგ ჯგუფმა გამოიყენა ფაზური დიაგრამები — გრაფა, რომელშიც ჩანს სუბსტანციის ფიზიკური მდგომარეობა გარკვეული ტემპერატურისა და წნევის ქვეშ.
ძირითადად, ნახშირბად-ჟანგბადის თეთრ ჯუჯებს დაახლოებით ორი პროცენტი ნეონი აქვთ. იმისათვის, რათა ნეონი სტაბილური იყოს, ეს მიქსტურა (ნახშირბად-ჟანგბადის), სულ მცირე 30 პროცენტ ნეონს უნდა შეიცავდეს.
„საბოლოო ჯამში, დავადგინეთ, რომ არ არსებობს გარემო, სადაც ნეონ-22-ით გამდიდრებული გროვა სტაბილურია ნახშირბად-ჟანგბადის თეთრ ჯუჯებში; შესაბამისად, ნეონ-22-ის გაძლიერებული დიფუზია Q შტოს ვერ ხსნის“, — წერენ მკვლევრები.
ეს კი იმაზე მიუთითებს, რომ Q-შტოს თეთრ ჯუჯა ვარსკვლავებს შეიძლება გამორჩეული შემადგენლობა აქვს, რაც მათ დამატებით სითბოს ახსნიდა.
ვარსკვლავებს რომ ცოტა მეტი ნეონი ჰქონდეთ, დაახლოებით ექვსი პროცენტი, სითბოს გამომუშავება უნდა შეეძლოს ერთი ნაწილაკის სედიმენტაციასაც კი და ამისათვის ნაწილაკთა გროვები არ იქნებოდა საჭირო. ნატრიუმი და მაგნიუმი ცუდი კანდიდატები იქნებოდა; ნეონის მსგავსად, ისინი არ გამოცალკევდება და შედარებით მცირე რაოდენობის მშრალ ნარჩენებს არ წარმოქმნის.
თუმცა, შედარებით იმედისმომცემი ჩანს რკინის ჯგუფის ელემენტები. ნახშირბად-ჟანგბადის მიქსტურაში რკინა გამოიყოფა და მის 0,1 პროცენტს შეუძლია თვალშისაცემი სითბოს წარმოქმნა.
მკვლევართა განცხადებით, თუკი Q-შტოს თეთრ ჯუჯებში რაღაც ასტროფიზიკური პროცესი რკინას 1 პროცენტამდე ამდიდრებს, ეს საკმარისი იქნებოდა გაციების პროცესის რამდენიმე მილიარდი წლით გასახანგრძლივებლად.
კვლევა The Astrophysical Journal Letters-ში გამოქვეყნდა.
მომზადებულია ScienceAlert-ის მიხედვით.
