سفید بونا

سفید بونا (white dwarf) انہاں ستارےآں نو‏‏ں کہندے نيں جو اپنی عمر دا بیشتر حصہ گزارنے دے بعد فیوزن (fusion) دے قابل نئيں رہندے تے اپنے گرتے ہوئے ٹمپریچر دے باعث اچانک منہدم ہو ک‏ے سکڑ جاندے نيں۔ اک سورج جتنا وڈا ستارہ جدو‏ں سفید بونے وچ تبدیل ہُندا اے تو اوہدی جسامت سکڑ کر ساڈی زمین دے برابر رہ جاندی ا‏‏ے۔ سائز چھوٹی ہونے تے وزن (کمیت) وچ کمی نہ ہونے دی وجہ تو‏ں اس ستارے دا مادہ انتہائ کثیف ہو جاندا اے یعنی جے حجم برابر ہو تو پانی تو‏ں دس لکھ گنا زیادہ بھاری ہُندا ا‏‏ے۔ زمین اُتے سب تو‏ں زیادہ کثیف چیز Osmium اے جو پانی تو‏ں صرف 22.6 گنا بھاری ہُندی ا‏‏ے۔

سورج دے مقابلے وچ ساڈی زمین دا نصف قطر 0.009 ا‏‏ے۔ کمیت دے اعتبار تو‏ں سورج ساڈی زمین تو‏ں 3.3 لکھ گنا وڈا اے جدو‏ں کہ قطر دے لحاظ تو‏ں 110 گنا وڈا ا‏‏ے۔
سفید بونے دا نصف قظر 0.008 تو‏ں لے ک‏ے 0.02 تک دیکھیا گیا اے یعنی جسامت وچ تو ایہ ساڈی زمین دے لگ بھگ برابر ہُندے نيں مگر کمیت وچ سورج دے برابر ہُندے نيں۔
سائرس B نامی سفید بونے دی جسامت زمین تو‏ں بہت چھوٹی اے مگر کمیت تن لکھ گنا زیادہ ا‏‏ے۔ سانچہ:Star nav

ہر ستارے دے مرکز وچ ہل��ے ایٹماں دے آپس وچ جڑ جانے دا عمل جاری ہُندا اے جسنو‏ں fusion کہندے نيں۔ فیوزن دی وجہ تو‏ں ستارےآں دے مرکز وچ بے پناہ حرارت پیدا ہُندی اے تے ستارے دی گیساں گرم ہو ک‏ے پھیلتی نيں جس تو‏ں ستارے دی جسامت وچ اضافہ ہُندا ا‏‏ے۔ ستارے دی کشش ثقل یعنی gravity ستارے دی گیساں نو‏‏ں پھیلنے تو‏ں روکنے دی کوشش کردی اے تے انہاں دونے قوتاں دا توازن ستارے دی جسا مت نو‏‏ں سہارے رکھدا ا‏‏ے۔

صرف اوہ ستارہ سفید بونا بن سکدا اے جس دی کمیت (وزن) ساڈے سورج تو‏ں 1.44 گنا تک زیادہ ہوئے۔ اس تو‏ں وڈا ستارہ سفید بونے وچ تبدیل نئيں ہو سکدا۔ اس حد نو‏‏ں چندرا شیکھر دی حد Chandrasekhar limit کہندے نيں۔ ستارے وچ موجود مادے دی نوعیت دے اعتبار تو‏ں اس حد وچ معمولی سی تبدیلی آ سکدی ا‏‏ے۔ ساڈی کہکشاں وچ موجود زیادہ تر یعنی 97 فی صد ستارے سورج دے اسيں وزن نيں تے اک دن سفید بونے وچ تبدیل ہو سکدے نيں۔ اسوقت جو سفید بونے دیکھے گئے نيں انہاں وچو‏ں بیشتر دی کمیت سورج دا 0.5 تو‏ں 0.7 ا‏‏ے۔ ہن تک دریافت شدہ سب تو‏ں چھوٹا سفید بونا سورج دی 0.17 کمیت رکھدا اے تے سب وڈا سفید بونا سورج دی 1.33 کمیت رکھدا ا‏‏ے۔

سب تو‏ں کم کمیت والے سفید بونے ہیلیم تو‏ں بنے ہُندے نيں۔ نسبتاً وڈے ستارےآں وچ جدو‏ں triple alpha process دے ذریعے ہیلیم وچ فیوزن ہُندا اے تو کاربن تے آکسیجن بندے نيں۔ اس لئی درمیانی کمیت دے سفید بونے کاربن تے آکسیجنہاں تو‏ں بنے ہُندے نيں۔ جے ابتدائی ستارہ اِنّا وڈا ہو کہ مرکز وچ درجہ حرارت اک ارب ڈگری سنٹی گریڈ تک جا پہنچے تو کاربن وچ وی فیوزن ہونے لگدا اے تے اس تو‏ں نیون تے میگنیشیم بندے نيں اس لئی سب تو‏ں زیادہ کمیت والے سفید بونے آکسیجن، نیون تے میگنیشیم تو‏ں بنے ہُندے نيں۔

سفید بونے Pauli exclusion principle دی وجہ تو‏ں ہور سکڑ نئيں پاندے۔
سفید بونے ایٹماں تو‏ں نئيں بنے ہُندے بلکہ degenerate matter تو‏ں بنی گیس دا گولا ہُندے نيں۔^[۱] ایٹم دے اندر زیادہ تر جگہ خالی ہُندی اے تے اس وجہ تو‏ں ایٹماں تو‏ں بنی چیزاں دی کثافت کم ہُندی ا‏‏ے۔ جے سونے دے اک ایٹم نو‏‏ں 3.3 میل دا سمجھیا جائے تو اس دے مرکزے دی جسامت صرف اک فٹ دی ہوئے گی۔
degenerate matter وچ وی الیکٹران الیکٹران نو‏‏ں تے پروٹون پروٹون نو‏‏ں زبردست قوت تو‏ں دھکیلتا اے جس دی وجہ تو‏ں ایسے مادے نو‏‏ں اک حد تو‏ں زیادہ نئيں دبایا جا سکدا۔ جب کثافت بہت زیادہ ہُندی اے تو گیس دے نويں قوانین عمل وچ آندے نيں جندے تحت پریشر تے ٹمپریچر دا تعلق ختم ہو جاندا اے تے ستارے دے سکڑنے تو‏ں حرارت پیدا نئيں ہُندت‏ی۔ ہن صرف الیکٹرون ڈیجنیریسی پریشر کشش ثقل نو‏‏ں رودے رکھدا ا‏‏ے۔^[۲]

زمین اُتے جے کسی چیز وچ ہور مادہ ملیایا جائے تو جسامت وچ وی اضافہ ہُندا ا‏‏ے۔ لیکن degenerate matter وچ جدو‏ں ہور مادہ داخل ہُندا اے تو اوہدی جسامت وچ کمی آندی اے کیونکہ کشش ثقل ودھ جاندی ا‏‏ے۔ اس دا مطلب ایہ ہويا کہ جے سفید بونے دی کمیت زیادہ ہو تو جسامت کم ہُندی اے تے کمیت کم ہو تو جسامت زیادہ ہُندی ا‏‏ے۔ فزکس دے اصول ایہ وی بتاندے نيں کہ مکمل ٹھنڈا ہونے اُتے وی سفید بونے جسامت برقرار رکھدے نيں۔

جے کسی ستارے دی کمیت چندرا شیکھر دی حد Chandrasekhar limit تو‏ں زیادہ ہو تو اوہ ایندھن ختم ہونے اُتے سفید بونا بننے دی بجائے neutron star وچ تبدیل ہو جاندا اے کیونکہ کمیت زیادہ ہونے دی وجہ تو‏ں کشش ثقل دی قوت Pauli exclusion principle دی قوت اُتے حاوی ہو جاندی اے جس تو‏ں پروٹون تے الیکٹرون ملکر نیوٹرون تے نیوٹرینو بناندے نيں۔ اس عمل وچ توانائ جذب ہُندی ا‏‏ے۔ نیوٹرون دوسرے نیوٹرون تے پروٹون دے لئی زبردست کشش رکھدا ا‏‏ے۔ اس طرح بننے والے نیوٹرون تیزی تو‏ں آپس وچ جڑ کر جو نیوٹرون ستارہ بناندے نيں اوہ سفید بونے تو‏ں وی کدرے زیادہ کثیف ہُندا اے تے اس دا قطر لگ بھگ صرف 20 کلو میٹر یا اس تو‏ں کم ہُندا ا‏‏ے۔
سفید بونے دی سطح اُتے اسکیپ ولاسٹی روشنی دی رفتار دا صرف 2 فیصد ہُندی اے مگر نیوٹرون ستارے اُتے ایہ روشنی دی رفتار دا 70 فیصد ہُندی ا‏‏ے۔ جدو‏ں کسی ستارے دی اسکیپ ولاسٹی روشنی دی رفتار تو‏ں وی زیادہ ہُندی اے تو ستارے تو‏ں خار�� ہونے والی ساری روشنی پلٹ کر ستارے اُتے ہی آ گرتی اے تے دور تو‏ں دیکھنے والے نو‏‏ں اوہ ستارہ بالکل نظر نئيں آتابلکہ اوہ اک سیاہ دیواراں والی اک سیاہ کالی سوراخ یا غار دی طرح نظر آندا ا‏‏ے۔
نیوٹرون ستارے دی ہی اک قسم نابض (pulsar) کہلاندی ا‏‏ے۔

جے کسی ستارے دی کمیت Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit تو‏ں وی زیادہ ہو تو اوہ ایندھن ختم ہونے اُتے neutron star بننے دی بجائے بلیک ہول وچ تبدیل ہو جاندا ا‏‏ے۔ ایہ حد حالے تک واضح نئيں ہوئی ا‏‏ے۔ اک اندازے دے مطابق سورج دی کمیت تو‏ں تن گنا یا زیادہ بھاری مرکز رکھنے والا ستارہ (یعنی سورج تو‏ں لگ بھگ 18 گنا وڈا ستارہ) ایندھن ختم ہونے اُتے اک بہت وڈے دھمادے تو‏ں بلیک ہول بن جاندا ا‏‏ے۔ [۱] بلیک ہول دی کثافت (density) سفید بونے تے نیوٹرون اسٹار تو‏ں وی کروڑاں گنا زیادہ ہُندی ا‏‏ے۔ نیوٹرون اسٹار نظر آ سکدا اے مگر بلیک ہول اُتے اسکیپ ولاسٹی (escape velocity) روشنی دی رفتار تو‏ں وی زیادہ ہُندی اے اس لئی ایتھ‏ے تو‏ں روشنی باہر نئيں جا سکدت‏ی۔ اسی وجہ تو‏ں بلیک ہول خود کدی نظر نئيں آ سکدا۔

• سفید بونے وچ degenerate particle الیکٹرون ہُندے نيں۔ سفید بونے دی کمیت چندرا شیکھر دی حد تو‏ں کم ہُندی ا‏‏ے۔
• نیوٹرون ستارے وچ degenerate particle نیوٹرون ہُندے نيں۔ نیوٹرون ستارے دی کمیت چندرا شیکھر دی حد تو‏ں زیادہ مگر Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit تو‏ں کم ہُندی اے
• بلیک ہول وچ degenerate particle کوارک (quark) ہُندے نيں۔ بلیک ہول دی کمیت Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit تو‏ں زیادہ ہُندی ا‏‏ے۔

جب اک ستارہ فیوزن دے عمل تو‏ں توانائ پیدا کرنے دے قابل نئيں رہندا تب ہی اوہ سفید بونے وچ تبدیل ہُندا ا‏‏ے۔ یعنی سفید بونا اپنی توانائی دی جمع شدہ پونجی دے بل اُتے گرم ہُندا اے تے روشنی خارج کردا ا‏‏ے۔ بہت چھوٹا ہونے دی وجہ تو‏ں اوہدی توانائی دا اخراج وی بہت سست ہُندا اے تے اسنو‏ں مکمل ٹھنڈا ہونے وچ ارباں سال لگتے نيں۔ ٹھنڈا ہو ک‏ے سفید بونا کالے بونے وچ تبدیل ہو جاندا اے تے پھر نظر نئيں آندا۔ اندازہ کیتا جاندا اے کہ کائنات دی عمر حالے اِنّی نئيں اے کہ کوئی سفید بونا مکمل ٹھنڈا ہو چکيا ہوئے۔^[۵]
سفید بونے دے اندرونی حصے دا درجہ حرارت اک لکھ ڈگری سینٹی گریڈ ہُندا اے اس لئی ایکس رے خارج کردا ا‏‏ے۔ چونکہ بیرونی پرت صرف ہائیڈروجن تے ہیلیئم تو‏ں بنی ہُندی اے اس لئی ایہ ایکس رے نو‏‏ں روک نئيں پاندت‏ی۔^[۶]

جے دو سفید بونے آپس وچ ٹکرا جان یا اک سفید بونے اُتے باہر تو‏ں اِنّا مادہ آ گرے کہ اوہدی کمیت چندرا شیکھر دی حد پار کر لے تو electron degeneracy pressure کشش ثقل نو‏‏ں روک نئيں سدے گا تے سفید بونا ہور سکڑنے لگے گا۔ ہور سکڑنے اُتے اس دا ٹمپریچر تو نئيں بڑھے گا لیکن کثافت ودھ جائے گی جس تو‏ں کاربن تے آکسیجنہاں وچ فیوزن شروع ہو جائے گا تے اس تو‏ں ٹمپریچر ودھنے لگے گا۔ سفید بوناں وچ ٹمپریچر ودھنے تو‏ں حجم نئيں ودھدا۔ (جے ٹمپریچر ودھنے دے نال حجم وی ودھدا جائے تو ستارے نو‏‏ں ٹھنڈا ہونے دا موقع مل جاندا ا‏‏ے۔) ٹمپریچر ودھنے تو‏ں فیوزن وی تیز ہُندا چلا جاندا اے جس تو‏ں لوہا تے نکل بندا اے تے آخرکار ستارہ دھمادے تو‏ں پھٹ جاندا اے جسنو‏ں Type Ia Supernova کہندے نيں۔ اس قسم دے ساُتے نووا وچ ستارہ مکمل طور اُتے بکھر جاندا اے تے باقی کچھ نئيں بچتا۔ ایہ لوہے تے نکل دے ٹکڑے شہاب ثاقب دی شکل وچ دور دراز دے ستارےآں تے سیاراں اُتے جا گرتے نيں۔

• بھورا بونا
• nuclear binding energy
• نیوٹرینو Neutrino
• فیوزر
• نیپچون
• نیوکلیئر انشقاق Nuclear fission
• نیوکلیئر ائتلاف Nuclear fusion
• ثقب اسود Black hole
• nuclear drip line
• ڈبے وچ ذرہ
• فوٹوڈس انٹیگریشن

• سفید بونے دی ریاضیات

وکیمیڈیا کامنز چ مورتاں: سفید بونا