श्वेत बौना एक तारा है जो हमारे अंतरिक्ष में काफी आम है। वैज्ञानिक इसे सितारों के विकास का परिणाम, विकास का अंतिम चरण कहते हैं। कुल मिलाकर, तारकीय पिंड के संशोधन के लिए दो परिदृश्य हैं, एक मामले में अंतिम चरण एक न्यूट्रॉन तारा है, दूसरे में एक ब्लैक होल है। बौने अंतिम विकासवादी कदम हैं। उनके चारों ओर ग्रह प्रणाली है। धातु-समृद्ध नमूनों की जांच करके वैज्ञानिक इसे निर्धारित करने में सक्षम थे।
पृष्ठभूमि
श्वेत बौने तारे हैं जिन्होंने 1919 में खगोलविदों का ध्यान आकर्षित किया। पहली बार, नीदरलैंड के एक वैज्ञानिक मानेन ने इस तरह के खगोलीय पिंड की खोज की थी। अपने समय के लिए, विशेषज्ञ ने एक असामान्य और अप्रत्याशित खोज की। उसने जो बौना देखा, वह एक तारे जैसा दिखता था, लेकिन उसका आकार गैर-मानक छोटा था। हालाँकि, स्पेक्ट्रम ऐसा था जैसे कि यह एक विशाल और विशाल खगोलीय पिंड हो।
ऐसी अजीबोगरीब घटना के कारणों ने काफी समय से वैज्ञानिकों को आकर्षित किया है, इसलिए सफेद बौनों की संरचना का अध्ययन करने के लिए बहुत प्रयास किया गया है। सफलता तब मिली जब उन्होंने आकाशीय पिंड के वातावरण में विभिन्न धातु संरचनाओं की प्रचुरता की धारणा को व्यक्त और सिद्ध किया।
यह स्पष्ट करना आवश्यक है कि खगोल भौतिकी में धातुएं सभी प्रकार के तत्व हैं, जिनके अणु हाइड्रोजन, हीलियम से भारी होते हैं और उनकी रासायनिक संरचना इन दो यौगिकों की तुलना में अधिक प्रगतिशील होती है। हीलियम, हाइड्रोजन, जैसा कि वैज्ञानिक स्थापित करने में कामयाब रहे, हमारे ब्रह्मांड में किसी भी अन्य पदार्थ की तुलना में अधिक व्यापक हैं। इसके आधार पर, बाकी सभी चीजों को धातु के रूप में नामित करने का निर्णय लिया गया।
थीम विकास
यद्यपि सूर्य से आकार में बहुत भिन्न सफेद बौने पहली बार बिसवां दशा में देखे गए थे, केवल आधी शताब्दी के बाद लोगों ने पाया कि तारकीय वातावरण में धात्विक संरचनाओं की उपस्थिति कोई विशिष्ट घटना नहीं है। जैसा कि यह निकला, जब वातावरण में शामिल किया जाता है, तो दो सबसे आम पदार्थों के अलावा, भारी, वे गहरी परतों में विस्थापित हो जाते हैं। भारी पदार्थ, हीलियम, हाइड्रोजन के अणुओं में से होने के कारण, अंततः तारे के मूल में जाना चाहिए।
इस प्रक्रिया के कई कारण थे। एक सफेद बौने की त्रिज्या छोटी होती है, ऐसे तारकीय पिंड बहुत कॉम्पैक्ट होते हैं - यह व्यर्थ नहीं है कि उन्हें अपना नाम मिला। औसतन, त्रिज्या पृथ्वी के बराबर होती है, जबकि वजन एक तारे के वजन के समान होता है जो हमारे ग्रह तंत्र को प्रकाशित करता है। आयामों और वजन का यह अनुपात असाधारण रूप से बड़े गुरुत्वाकर्षण सतह त्वरण का कारण बनता है। नतीजतन, हाइड्रोजन और हीलियम वायुमंडल में भारी धातुओं का जमाव केवल कुछ दिनों के बाद होता है जब अणु कुल गैसीय द्रव्यमान में प्रवेश करता है।
विशेषताएं और अवधि
कभी-कभी सफेद बौनों की विशेषताएंऐसे हैं कि भारी पदार्थों के अणुओं के अवसादन की प्रक्रिया में लंबे समय तक देरी हो सकती है। पृथ्वी से एक पर्यवेक्षक के दृष्टिकोण से सबसे अनुकूल विकल्प, ऐसी प्रक्रियाएं हैं जिनमें लाखों, दसियों लाख वर्ष लगते हैं। फिर भी तारकीय पिंड के जीवनकाल की तुलना में ऐसे समय अंतराल असाधारण रूप से कम होते हैं।
एक सफेद बौने का विकास ऐसा है कि इस समय मनुष्य द्वारा देखी गई अधिकांश संरचनाएं पहले से ही कई सौ मिलियन पृथ्वी वर्ष पुरानी हैं। यदि हम इसकी तुलना नाभिक द्वारा धातुओं के अवशोषण की सबसे धीमी प्रक्रिया से करें, तो अंतर महत्वपूर्ण से अधिक है। इसलिए, एक निश्चित अवलोकन योग्य तारे के वातावरण में धातु का पता लगाना हमें निश्चित रूप से यह निष्कर्ष निकालने की अनुमति देता है कि शरीर में शुरू में ऐसी वायुमंडलीय संरचना नहीं थी, अन्यथा सभी धातु समावेश बहुत पहले गायब हो जाते।
सिद्धांत और व्यवहार
ऊपर वर्णित टिप्पणियों के साथ-साथ व्हाइट ड्वार्फ्स, न्यूट्रॉन स्टार्स, ब्लैक होल के बारे में कई दशकों में एकत्र की गई जानकारी ने सुझाव दिया कि वातावरण बाहरी स्रोतों से धात्विक समावेशन प्राप्त करता है। वैज्ञानिकों ने सबसे पहले यह तय किया कि यह तारों के बीच का माध्यम है। एक खगोलीय पिंड ऐसे पदार्थ के माध्यम से चलता है, माध्यम को उसकी सतह पर जमा करता है, जिससे भारी तत्वों के साथ वातावरण समृद्ध होता है। लेकिन आगे की टिप्पणियों से पता चला कि ऐसा सिद्धांत अस्थिर है। जैसा कि विशेषज्ञों ने निर्दिष्ट किया है, यदि इस तरह से वातावरण में परिवर्तन होता है, तो बौना मुख्य रूप से बाहर से हाइड्रोजन प्राप्त करेगा, क्योंकि तारों के बीच का माध्यम हाइड्रोजन द्वारा अपने थोक में बनाया गया था औरहीलियम अणु। माध्यम का केवल एक छोटा प्रतिशत भारी यौगिक है।
यदि सफेद बौनों, न्यूट्रॉन सितारों, ब्लैक होल के प्राथमिक अवलोकन से बनने वाला सिद्धांत खुद को सही ठहराता है, तो बौनों में सबसे हल्का तत्व हाइड्रोजन होता है। यह हीलियम आकाशीय पिंडों के अस्तित्व की अनुमति नहीं देगा, क्योंकि हीलियम भारी है, जिसका अर्थ है कि हाइड्रोजन अभिवृद्धि इसे बाहरी पर्यवेक्षक की नज़र से पूरी तरह से छिपा देगी। हीलियम बौनों की उपस्थिति के आधार पर, वैज्ञानिक इस निष्कर्ष पर पहुंचे कि तारकीय पिंडों के वातावरण में तारे के बीच का माध्यम धातुओं के एकमात्र और यहां तक कि मुख्य स्रोत के रूप में काम नहीं कर सकता है।
कैसे समझाएं?
पिछली शताब्दी के 70 के दशक में ब्लैक होल, व्हाइट ड्वार्फ्स का अध्ययन करने वाले वैज्ञानिकों ने सुझाव दिया कि धातु के समावेशन को एक खगोलीय पिंड की सतह पर धूमकेतु के गिरने से समझाया जा सकता है। सच है, एक समय में ऐसे विचारों को बहुत अधिक विदेशी माना जाता था और उन्हें समर्थन नहीं मिलता था। यह काफी हद तक इस तथ्य के कारण था कि लोग अभी तक अन्य ग्रह प्रणालियों की उपस्थिति के बारे में नहीं जानते थे - केवल हमारे "घर" सौर मंडल के बारे में पता था।
ब्लैक होल, व्हाइट ड्वार्फ्स के अध्ययन में एक महत्वपूर्ण कदम अगली सदी के आठवें दशक के अंत में बनाया गया था। वैज्ञानिकों के पास अंतरिक्ष की गहराई को देखने के लिए विशेष रूप से शक्तिशाली अवरक्त उपकरण हैं, जिससे ज्ञात सफेद बौने खगोलविदों में से एक के आसपास अवरक्त विकिरण का पता लगाना संभव हो गया है। यह ठीक बौने के आसपास प्रकट हुआ था, जिसके वातावरण में धात्विक थासमावेश।
इन्फ्रारेड विकिरण, जिससे सफेद बौने के तापमान का अनुमान लगाना संभव हो गया, ने वैज्ञानिकों को यह भी बताया कि तारकीय पिंड किसी ऐसे पदार्थ से घिरा हुआ है जो तारकीय विकिरण को अवशोषित कर सकता है। इस पदार्थ को एक विशिष्ट तापमान स्तर तक गर्म किया जाता है, जो एक तारे से कम होता है। यह आपको अवशोषित ऊर्जा को धीरे-धीरे पुनर्निर्देशित करने की अनुमति देता है। इन्फ्रारेड रेंज में विकिरण होता है।
विज्ञान आगे बढ़ता है
श्वेत बौने का स्पेक्ट्रा खगोलविदों की दुनिया के उन्नत दिमागों के अध्ययन का विषय बन गया है। जैसा कि यह निकला, उनसे आप आकाशीय पिंडों की विशेषताओं के बारे में काफी जानकारी प्राप्त कर सकते हैं। विशेष रूप से रुचि अतिरिक्त अवरक्त विकिरण वाले तारकीय निकायों के अवलोकन थे। वर्तमान में, इस प्रकार की लगभग तीन दर्जन प्रणालियों की पहचान करना संभव हो गया है। सबसे शक्तिशाली स्पिट्जर टेलीस्कोप का उपयोग करके उनके मुख्य प्रतिशत का अध्ययन किया गया।
आकाशीय पिंडों का अवलोकन करने वाले वैज्ञानिकों ने पाया कि सफेद बौनों का घनत्व इस पैरामीटर की तुलना में काफी कम है, जो कि दिग्गजों की विशेषता है। यह भी पाया गया कि अतिरिक्त अवरक्त विकिरण एक विशिष्ट पदार्थ द्वारा बनाई गई डिस्क की उपस्थिति के कारण होता है जो ऊर्जा विकिरण को अवशोषित कर सकता है। यह वह है जो तब ऊर्जा विकीर्ण करता है, लेकिन एक अलग तरंग दैर्ध्य रेंज में।
डिस्क असाधारण रूप से करीब हैं और कुछ हद तक सफेद बौनों के द्रव्यमान को प्रभावित करते हैं (जो चंद्रशेखर सीमा से अधिक नहीं हो सकते)। बाहरी त्रिज्या को डेट्राइटल डिस्क कहा जाता है। यह सुझाव दिया गया है कि इसका गठन किसी शरीर के विनाश के दौरान हुआ था। औसतन, त्रिज्या सूर्य के आकार में तुलनीय है।
यदि आप हमारी ग्रह प्रणाली पर ध्यान दें, तो यह स्पष्ट हो जाता है कि अपेक्षाकृत "घर" के करीब हम एक समान उदाहरण देख सकते हैं - ये शनि के चारों ओर के छल्ले हैं, जिनका आकार भी त्रिज्या के बराबर है हमारा सितारा। समय के साथ, वैज्ञानिकों ने पाया है कि यह विशेषता केवल एक ही नहीं है जो बौने और शनि में समान है। उदाहरण के लिए, ग्रह और सितारों दोनों में बहुत पतली डिस्क होती है, जो प्रकाश के माध्यम से चमकने की कोशिश करते समय पारदर्शी नहीं होती हैं।
सिद्धांत के निष्कर्ष और विकास
चूंकि सफेद बौनों के छल्ले शनि के चारों ओर के छल्ले के बराबर हैं, इसलिए नए सिद्धांतों को तैयार करना संभव हो गया है जो इन सितारों के वातावरण में धातुओं की उपस्थिति की व्याख्या करते हैं। खगोलविदों को पता है कि शनि के चारों ओर के छल्ले कुछ पिंडों के ज्वारीय व्यवधान से बनते हैं जो ग्रह के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र से प्रभावित होने के लिए काफी करीब हैं। ऐसी स्थिति में, बाहरी शरीर अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण को बनाए नहीं रख सकता है, जिससे अखंडता का उल्लंघन होता है।
करीब पंद्रह साल पहले एक नई थ्योरी पेश की गई थी जिसमें सफेद बौने वलय के बनने को इसी तरह समझाया गया था। यह माना जाता था कि शुरू में बौना ग्रह प्रणाली के केंद्र में एक तारा था। आकाशीय पिंड समय के साथ विकसित होता है, जिसमें अरबों साल लगते हैं, सूज जाता है, अपना खोल खो देता है और इससे बौने का निर्माण होता है, जो धीरे-धीरे ठंडा हो जाता है। वैसे, सफेद बौनों के रंग को उनके तापमान से ठीक-ठीक समझाया जाता है। कुछ के लिए, इसका अनुमान 200,000 K.
है
इस तरह के विकास के क्रम में ग्रहों की प्रणाली जीवित रह सकती है, जिससेतारे के द्रव्यमान में कमी के साथ-साथ प्रणाली के बाहरी भाग का विस्तार। नतीजतन, ग्रहों की एक बड़ी प्रणाली बनती है। ग्रह, क्षुद्रग्रह और कई अन्य तत्व विकास से बचे रहते हैं।
आगे क्या है?
सिस्टम की प्रगति इसकी अस्थिरता को जन्म दे सकती है। यह पत्थरों द्वारा ग्रह के आसपास के स्थान की बमबारी की ओर जाता है, और क्षुद्रग्रह आंशिक रूप से सिस्टम से बाहर निकल जाते हैं। उनमें से कुछ, हालांकि, जल्दी या बाद में कक्षाओं में चले जाते हैं, खुद को बौने के सौर त्रिज्या के भीतर पाते हैं। टकराव नहीं होता है, लेकिन ज्वारीय ताकतों से शरीर की अखंडता का उल्लंघन होता है। ऐसे क्षुद्रग्रहों का एक समूह शनि के चारों ओर के छल्ले के समान आकार लेता है। इस प्रकार, तारे के चारों ओर एक मलबे की डिस्क बनती है। व्हाइट ड्वार्फ का घनत्व (लगभग 10^7 ग्राम/सेमी3) और इसकी डिट्राइटल डिस्क काफी भिन्न होती है।
वर्णित सिद्धांत कई खगोलीय घटनाओं की काफी पूर्ण और तार्किक व्याख्या बन गया है। इसके माध्यम से, कोई भी समझ सकता है कि डिस्क कॉम्पैक्ट क्यों हैं, क्योंकि एक तारा अपने पूरे अस्तित्व के दौरान सूर्य के बराबर त्रिज्या वाली डिस्क से घिरा नहीं हो सकता है, अन्यथा ऐसे डिस्क पहले उसके शरीर के अंदर होंगे।
डिस्क के गठन और उनके आकार की व्याख्या करके, कोई यह समझ सकता है कि धातुओं की अजीबोगरीब आपूर्ति कहां से आती है। यह धातु के अणुओं के साथ बौने को दूषित करते हुए, तारकीय सतह पर समाप्त हो सकता है। वर्णित सिद्धांत, सफेद बौनों के औसत घनत्व (10^7 ग्राम/सेमी3 के क्रम के) के प्रकट संकेतकों का खंडन किए बिना, साबित करता है कि सितारों के वातावरण में धातुएं क्यों देखी जाती हैं, रासायनिक का माप क्यों होता हैरचना के माध्यम से संभवतः मनुष्य के लिए सुलभ और किस कारण से तत्वों का वितरण हमारे ग्रह और अन्य अध्ययन की गई वस्तुओं की विशेषता के समान है।
सिद्धांत: क्या कोई फायदा है?
वर्णित विचार व्यापक रूप से यह समझाने के लिए आधार के रूप में उपयोग किया गया था कि तारों के गोले धातुओं से दूषित क्यों होते हैं, मलबे के डिस्क क्यों दिखाई देते हैं। इसके अलावा, इससे यह पता चलता है कि बौने के चारों ओर एक ग्रह प्रणाली मौजूद है। इस निष्कर्ष में कोई आश्चर्य की बात नहीं है, क्योंकि मानव जाति ने यह स्थापित कर लिया है कि अधिकांश सितारों के पास ग्रहों की अपनी प्रणाली है। यह उन दोनों की विशेषता है जो सूर्य के समान हैं, और जो इसके आयामों से बहुत बड़े हैं - अर्थात्, उनसे सफेद बौने बनते हैं।
विषय समाप्त नहीं हुए
भले ही हम ऊपर वर्णित सिद्धांत को आम तौर पर स्वीकृत और सिद्ध मान लें, खगोलविदों के लिए कुछ प्रश्न आज भी खुले हैं। विशेष रुचि डिस्क और आकाशीय पिंड की सतह के बीच पदार्थ के हस्तांतरण की विशिष्टता है। जैसा कि कुछ सुझाव देते हैं, यह विकिरण के कारण है। पदार्थ के परिवहन का वर्णन करने के लिए इस तरह से बुलाए जाने वाले सिद्धांत पोयंटिंग-रॉबर्टसन प्रभाव पर आधारित हैं। यह घटना, जिसके प्रभाव में कण धीरे-धीरे एक युवा तारे के चारों ओर एक कक्षा में घूमते हैं, धीरे-धीरे केंद्र की ओर बढ़ते हैं और एक खगोलीय पिंड में गायब हो जाते हैं। संभवतः, यह प्रभाव सितारों के आस-पास के मलबे के डिस्क में प्रकट होना चाहिए, यानी, अणु जो डिस्क में मौजूद हैं, जल्दी या बाद में खुद को बौने के लिए असाधारण निकटता में पाते हैं। एसएनएफवाष्पीकरण के अधीन हैं, गैस का निर्माण होता है - जैसे कि डिस्क के रूप में कई देखे गए बौनों के आसपास दर्ज किया गया है। देर-सबेर गैस बौने की सतह पर पहुँचती है, धातुओं को यहाँ ले जाती है।
प्रकट किए गए तथ्यों का अनुमान खगोलविदों ने विज्ञान में महत्वपूर्ण योगदान के रूप में लगाया है, क्योंकि वे सुझाव देते हैं कि ग्रह कैसे बनते हैं। यह महत्वपूर्ण है, क्योंकि अनुसंधान के लिए वस्तुएँ जो विशेषज्ञों को आकर्षित करती हैं, अक्सर अनुपलब्ध होती हैं। उदाहरण के लिए, सूर्य से बड़े तारों के चारों ओर घूमने वाले ग्रहों का अध्ययन करना अत्यंत दुर्लभ है - यह तकनीकी स्तर पर बहुत कठिन है जो हमारी सभ्यता के लिए उपलब्ध है। इसके बजाय, लोग तारों के बौनों में परिवर्तन के बाद ग्रह प्रणालियों का अध्ययन करने में सक्षम हुए हैं। यदि हम इस दिशा में विकास करने का प्रबंधन करते हैं, तो निश्चित रूप से ग्रह प्रणालियों की उपस्थिति और उनकी विशिष्ट विशेषताओं पर नए डेटा प्रकट करना संभव होगा।
श्वेत बौने, जिनके वातावरण में धातुओं का पता चला है, हमें धूमकेतु और अन्य ब्रह्मांडीय पिंडों की रासायनिक संरचना का अंदाजा लगाने की अनुमति देते हैं। वास्तव में, वैज्ञानिकों के पास संरचना का आकलन करने का कोई अन्य तरीका नहीं है। उदाहरण के लिए, विशाल ग्रहों का अध्ययन करने से केवल बाहरी परत का ही अंदाजा लगाया जा सकता है, लेकिन आंतरिक सामग्री के बारे में कोई विश्वसनीय जानकारी नहीं है। यह हमारे "होम" सिस्टम पर भी लागू होता है, क्योंकि रासायनिक संरचना का अध्ययन केवल उस खगोलीय पिंड से किया जा सकता है जो पृथ्वी की सतह पर गिर गया था या जहां अनुसंधान उपकरण को उतारना संभव था।
कैसा चल रहा है?
देर-सबेर हमारा ग्रह तंत्र भी एक सफेद बौने का "घर" बन जाएगा। जैसा कि वैज्ञानिक कहते हैं, तारकीय कोर हैऊर्जा प्राप्त करने के लिए पदार्थ की एक सीमित मात्रा, और जल्दी या बाद में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं समाप्त हो जाती हैं। गैस की मात्रा घटती जाती है, घनत्व एक टन प्रति घन सेंटीमीटर तक बढ़ जाता है, जबकि बाहरी परतों में प्रतिक्रिया अभी भी जारी है। तारा फैलता है, एक लाल विशालकाय बन जाता है, जिसकी त्रिज्या सूर्य के बराबर सैकड़ों सितारों के बराबर होती है। जब बाहरी आवरण "जलना" बंद कर देता है, तो 100,000 वर्षों के भीतर अंतरिक्ष में पदार्थ का फैलाव होता है, जिसके साथ एक निहारिका का निर्माण होता है।
खोल से मुक्त तारे का कोर तापमान को कम करता है, जिससे एक सफेद बौना बनता है। वास्तव में, ऐसा तारा एक उच्च घनत्व वाली गैस है। विज्ञान में, बौनों को अक्सर पतित खगोलीय पिंडों के रूप में जाना जाता है। अगर हमारा तारा संकुचित होता और उसकी त्रिज्या कुछ हज़ार किलोमीटर ही होती, लेकिन वजन पूरी तरह से संरक्षित रहता, तो यहाँ एक सफेद बौना भी होता।
विशेषताएं और तकनीकी बिंदु
जिस प्रकार का ब्रह्मांडीय पिंड विचाराधीन है वह चमकने में सक्षम है, लेकिन इस प्रक्रिया को थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के अलावा अन्य तंत्रों द्वारा समझाया गया है। चमक को अवशिष्ट कहा जाता है, इसे तापमान में कमी से समझाया जाता है। बौना एक ऐसे पदार्थ से बनता है जिसके आयन कभी-कभी 15,000 K से अधिक ठंडे होते हैं। दोलन गति तत्वों की विशेषता होती है। धीरे-धीरे आकाशीय पिंड क्रिस्टलीय हो जाता है, उसकी चमक कमजोर हो जाती है और बौना भूरा हो जाता है।
वैज्ञानिकों ने ऐसे खगोलीय पिंड के लिए एक द्रव्यमान सीमा की पहचान की है - सूर्य के वजन का 1.4 तक, लेकिन इस सीमा से अधिक नहीं। यदि द्रव्यमान इस सीमा से अधिक हो,तारा मौजूद नहीं हो सकता। यह संकुचित अवस्था में किसी पदार्थ के दबाव के कारण होता है - यह पदार्थ को संपीड़ित करने वाले गुरुत्वाकर्षण आकर्षण से कम होता है। एक बहुत मजबूत संपीड़न है, जो न्यूट्रॉन की उपस्थिति की ओर जाता है, पदार्थ न्यूट्रॉनीकृत होता है।
संपीड़न प्रक्रिया अध: पतन का कारण बन सकती है। इस मामले में, एक न्यूट्रॉन स्टार बनता है। दूसरा विकल्प निरंतर संपीड़न है, जो जल्दी या बाद में एक विस्फोट की ओर ले जाता है।
सामान्य पैरामीटर और विशेषताएं
सूर्य की विशेषता के सापेक्ष खगोलीय पिंडों की मानी गई श्रेणी की बोलोमेट्रिक चमक लगभग दस हजार गुना से कम है। बौने की त्रिज्या सूर्य के सौ गुना से भी कम है, जबकि वजन हमारे ग्रह मंडल के मुख्य तारे की उस विशेषता के बराबर है। एक बौने के लिए द्रव्यमान सीमा निर्धारित करने के लिए, चंद्रशेखर सीमा की गणना की गई थी। जब यह पार हो जाता है, तो बौना एक खगोलीय पिंड के दूसरे रूप में विकसित हो जाता है। एक तारे के फोटोस्फीयर में औसतन घने पदार्थ होते हैं, जिसका अनुमान 105–109 g/cm3 है। मुख्य अनुक्रम की तुलना में, यह लगभग एक लाख गुना सघन है।
कुछ खगोलविदों का मानना है कि आकाशगंगा के सभी तारों में से केवल 3% ही सफेद बौने हैं, और कुछ का मानना है कि हर दसवां हिस्सा इसी वर्ग का है। आकाशीय पिंडों को देखने में कठिनाई के कारण के बारे में अनुमान बहुत भिन्न हैं - वे हमारे ग्रह से बहुत दूर हैं और बहुत कम चमकते हैं।
कहानियां और नाम
1785 में, डबल सितारों की सूची में एक शरीर दिखाई दिया, जिसे हर्शल देख रहा था। तारे का नाम 40 एरिदानी बी रखा गया था। यह वह है जिसे श्वेत श्रेणी से देखा जाने वाला पहला व्यक्ति माना जाता है।बौने। 1910 में, रसेल ने देखा कि इस खगोलीय पिंड में चमक का स्तर बेहद कम है, हालांकि रंग का तापमान काफी अधिक है। समय के साथ, यह निर्णय लिया गया कि इस वर्ग के खगोलीय पिंडों को एक अलग श्रेणी में विभाजित किया जाना चाहिए।
1844 में बेसेल ने प्रोसीन बी, सीरियस बी को ट्रैक करके प्राप्त जानकारी का अध्ययन करते हुए तय किया कि दोनों समय-समय पर एक सीधी रेखा से स्थानांतरित होते रहे, जिसका अर्थ है कि निकट उपग्रह हैं। इस तरह की धारणा वैज्ञानिक समुदाय के लिए असंभव लग रही थी, क्योंकि कोई उपग्रह नहीं देखा जा सकता था, जबकि विचलन केवल एक खगोलीय पिंड द्वारा समझाया जा सकता था, जिसका द्रव्यमान असाधारण रूप से बड़ा है (सीरियस, प्रोसीओन के समान)।
1962 में, उस समय के सबसे बड़े टेलीस्कोप के साथ काम कर रहे क्लार्क ने सीरियस के पास एक बहुत ही मंद आकाशीय पिंड की पहचान की। यह वह था जिसे सीरियस बी कहा जाता था, वही उपग्रह जिसे बेसेल ने बहुत पहले सुझाया था। 1896 में, अध्ययनों से पता चला कि प्रोसीओन का एक उपग्रह भी था - इसे प्रोसीओन बी कहा जाता था। इसलिए, बेसेल के विचारों की पूरी तरह से पुष्टि हुई।
