الفلك

ما هو القزم الأبيض البارد؟

ما هو القزم الأبيض البارد؟

هل قزم أبيض بارد (3800 كلفن أو نحو ذلك) لا يزال يعتبر / في حالة متدهورة. أو كيف يمكن للغاز أن يتحلل ويبرد؟


لست متأكدًا تمامًا من مصدر ارتباكك ، لذلك سأصف فقط كيف ترتبط درجة الحرارة والانحلال وأتمنى أن يوضح ذلك الأمر.

الفرميونات

تخضع جميع الجسيمات التي هي فرميونات لمبدأ استبعاد باولي. هذا يعني أنه لا يوجد فرميونان يمكنهما احتلال نفس الحالة الكمية. سوف يقاومون القيام بذلك. ما يعنيه هذا حقًا ، لا يهم كثيرًا في الوقت الحالي ، فقط تقبله كبديهية.

الإلكترونات فرميونات. النجم ، قبل أن يصبح قزمًا أبيض ، مليء بالإلكترونات التي تهتم بشؤونها الخاصة. بعد ذلك ، عندما يبدأ النجم في تشكيل نفسه على شكل قزم أبيض ، فإن ضغط الجاذبية الساحق يضغط جميع الإلكترونات في مساحة ضيقة. تحاول الجاذبية دفع هذه الإلكترونات إلى نفس الحالة الكمية ، لكن مبدأ استبعاد باولي يمنع ذلك.

طاقة فيرمي

ملاحظة: ما يلي عبارة عن تبسيط فادح ، لكنه ينقل الفكرة دون أن يكون خاطئًا للغاية. لا تأخذ الأمر على أنه حقيقة إنجيلية.

يمكنك تحديد مجموعة من جميع الحالات الكمية الممكنة. للتبسيط ، سأتصل بهم $ mathrm {state} 1 $، $ mathrm {state} 2 $،…، $ mathrm {state} 67 $،…، $ mathrm {state } 10 ^ {10483} $ ، إلخ (مرتبة حسب الطاقة). مما سبق ، نعلم أن كل دولة يمكن أن يشغلها إلكترون واحد فقط. بشكل عام ، ستشغل هذه الإلكترونات مجموعة متنوعة من الحالات غير المتسلسلة. قزم ما قبل الأبيض ، قد نرتب الإلكترونات حسب الحالة ونقول

  • $ mathrm {electron} 1 $ في $ mathrm {state} 43 $،
  • $ mathrm {electron} 2 $ في $ mathrm {state} 12084 $،
  • $ mathrm {electron} 3 $ في $ mathrm {state} 4.187 times10 ^ {78} $
  • إلخ.

أثناء ضغط الإلكترونات في القزم الأبيض ، سيحاولون الاقتراب من نفس الحالة الكمية قدر الإمكان دون انتهاك مبدأ استبعاد باولي. سيكون للنجم المتحلل بالكامل إلكترونات في الحالات التالية:

  • $ mathrm {electron} 1 $ في $ mathrm {state} 1 $،
  • $ mathrm {electron} 2 $ في $ mathrm {state} 2 $،
  • $ mathrm {electron} 3 $ في $ mathrm {state} 3 $
  • إلخ.
  • $ mathrm {electron} n $ في $ mathrm {state} n $

في هذه الحالة المتدهورة تمامًا ، تم إجبار جميع الإلكترونات على احتلال جميع حالات الطاقة المنخفضة. طاقة فيرمي هي طاقة آخر إلكترون في أعلى حالة. إذا تم ضغط جميع الإلكترونات بحيث تكون جميعها أقل من طاقة فيرمي ، فإننا نعتبر الجسم متحللًا.

درجة الحرارة والانحلال

قد تحاول الجاذبية سحق جميع الإلكترونات إلى أدنى حالات الكم ، لكن قدرة الجاذبية على تحقيق ذلك تعتمد على درجة الحرارة. تتمتع الإلكترونات ذات درجة الحرارة المرتفعة بطاقات أعلى ويصبح من الصعب على الجاذبية قمعها. مع مجموعة معينة من الافتراضات1، يمكن للمرء أن يقول أنه بالنسبة لنجم بدرجة حرارة معينة ، $ T $ ، وكثافة معينة ، $ rho $ ، سوف تتدهور إذا2:

$$ frac {T} { rho ^ {2/3}} <1261 mathrm {K m ^ 2 kg ^ {- 2/3}} $$

من هذه المعادلة ، نأمل أن ترى أن البرودة في الواقع تكون أكثر برودة يساعد قزم أبيض يكون منحط. طريقتان لجعل النجم (أو أي شيء حقيقي) يتدهور هما تبريده وزيادة كثافته. بالنسبة لتكوين القزم الأبيض ، فإن حقيقة تدهوره هي دالة للكثافة العالية أكثر من درجة الحرارة الباردة.


1الافتراضات والمعادلات السابقة موجودة في مقدمة في الفيزياء الفلكية الحديثة ، الطبعة الثانية ، ص. 566.

2كإجراء وقائي ، لا تنطبق هذه المعادلة عالميًا. لا يمكنك تطبيقه على نفسك وإعلان نفسك منحطًا!


10 حقائق مثيرة للاهتمام حول النجوم القزم البيضاء

يُعتقد أن النجوم القزمة البيضاء تمثل الحالة التطورية النهائية للنجوم التي ليست ضخمة بما يكفي لإنهاء حياتها في أحداث مستعرات فائقة أو مفرطة. تُعرف الأقزام البيضاء أيضًا باسم "النجوم المتدهورة" ، وتتكون من مادة متحللة للإلكترون لم تعد تنتج طاقة الاندماج. بدلاً من ذلك ، تشع الأقزام البيضاء طاقتها الحرارية المخزنة كإضاءة خافتة ، ولكن ببطء شديد لدرجة أن الكون لم يكن موجودًا لفترة كافية لإصدار أي نجم قزم أبيض كل حرارته. فيما يلي 10 حقائق أكثر إثارة للاهتمام حول النجوم القزمة البيضاء التي ربما لم تكن تعرفها.

النجوم القزمة البيضاء نادرة نسبيًا

لا يوجد سوى ثمانية نجوم قزمة بيضاء معروفة في أنظمة 100 نجم الأقرب إلينا ، وأقرب نجم قزم أبيض معروف لنا هو Sirius B ، النجم المرافق لـ Sirius A في نظام Sirius الثنائي ، والذي يقع على بعد 8.6 سنة ضوئية بعيدًا في كوكبة Canis Major.

حوالي 97٪ من نجوم مجرة ​​درب التبانة ستصبح أقزامًا بيضاء

في حين تم العثور على عشرة آلاف فقط أو نحو ذلك من الأقزام البيضاء ، فإن أكثر من 97٪ من النجوم في مجرة ​​درب التبانة ، بما في ذلك الشمس ، ليست ضخمة بما يكفي لتصبح أي شيء آخر غير النجوم القزمة البيضاء عندما تنتهي حياتها. إذا نظرنا إلى أقصى الحدود ، فهذا يعني أنه بمجرد أن تتطور جميع النجوم في مجرة ​​درب التبانة إلى أقزام بيضاء وتبرد بدرجة كافية لتصبح أقزامًا سوداء ، فإن مجرة ​​درب التبانة ستصبح غير مرئية لجميع المقاصد والأغراض ، ربما باستثناء النجوم النيوترونية القليلة التي قد تعمر بعد كل من الأقزام البيضاء وتشتت المجرة.

تقريبا كل نجوم الأقزام البيضاء لها نفس الكتلة

بينما تقع النجوم القزمة البيضاء في نطاق واسع من الكتل ، من 0.17 إلى 1.3 ضعف كتلة الشمس ، تزن معظم الأقزام البيضاء ما بين 50٪ إلى 70٪ من كتلة الشمس ، بمتوسط ​​حوالي 60٪. من الناحية العملية ، هذا يعني أنه في حين أن النجوم القزمة البيضاء عادةً ما تكون بحجم الأرض ، فإنها بشكل عام تكون بنفس كتلة الشمس ، مما يعني أن كثافة الأقزام البيضاء يمكن أن تكون أعلى بمليون مرة من كثافة الأقزام البيضاء. شمس. وهذا بدوره يعني أن 1 سم مكعب من قزم أبيض يمكن أن يصل وزنه إلى طن متري واحد ، مع وجود ثقوب سوداء ونجوم نيوترونية وربما نجوم كواركية أكثر كثافة.

لا يمكن أن تتجاوز النجوم القزمة البيضاء 1.4 كتلة شمسية

نظرًا لطبيعة ضغط الانحلال ، وهو ما يدعم القزم الأبيض ضد الانهيار التثاقلي إلى نجم نيوتروني ، لا يمكن للقزم الأبيض أبدًا أن يتجاوز 1.4 كتلة شمسية ، وهو الحد الذي يُعرف باسم "حد شاندراسيخار" ، على اسم عالم الفلك الهندي الذي حسبت هذا الحد لأول مرة في عام 1930. ومع ذلك ، يفترض هذا الرقم أن النجم لا يدور ، ولكن إذا حدث ذلك ، فإن الحد يزيد قليلاً. ومع ذلك ، في الحالات التي يدور فيها قزم أبيض بطريقة غير منتظمة ولا تؤخذ لزوجة النجم في الاعتبار ، لا يوجد حد أعلى للكتلة يمكن أن يكون عنده قزم أبيض (افتراضي) في حالة توازن هيدروستاتيكي.

تنخفض درجة حرارة النجوم القزمة البيضاء بشكل أبطأ مع تقدم العمر

أظهرت الدراسات أنه نظرًا لأن النجوم القزمة البيضاء لا تولد الطاقة لتعويض الحرارة المفقودة من خلال الإشعاع ، فإن معدل تبريد هذه النجوم يتباطأ مع تقدم العمر. يوضح المثال التالي النقطة: قزم أبيض كتلته 0.59 مرة من كتلة الشمس وله غلاف جوي من الهيليوم ودرجة حرارة سطحه 8000 كلفن ، سيستغرق حوالي 1.5 مليار سنة ليبرد إلى 7140 كلفن. سيستغرق التبريد 500 ألف آخر حوالي 0.3 مليار سنة ، بينما التبريد إلى 6000 ألف ، ثم 500 ألف أخرى سيستغرق 0.4 مليار و 1.1 مليار سنة على التوالي.

النجوم القزمة البيضاء لها غلاف جوي

كشفت الدراسات الطيفية أن الكثير من لمعان النجم القزم الأبيض ينبع من غلافه الجوي ، والذي يمكن أن يتكون إما من الهيدروجين أو الهيليوم. في حين أن كلا العنصرين موجودان عادة في الغلاف الجوي للقزم الأبيض ، يسود المرء دائمًا بعامل لا يقل عن 1000 مقارنة بجميع العناصر الأخرى في الغلاف الجوي النجمي. يتفق معظم الباحثين على أن هذا ناتج عن عملية تفصل فيها الجاذبية العناصر الموجودة في الغلاف الجوي ، حيث تتراكم الجزيئات الأكثر ضخامة على سطح النجم أو بالقرب منه ، مع تراكم العناصر الأخف وزنًا على هذه الطبقة بترتيب كتلتها. في حالة الغلاف الجوي الغني بالهيدروجين ، قد تكون الكتلة الكلية لمكون الهيدروجين ضخمة مثل 1/10000 من الكتلة الكلية للنجوم.

بعض النجوم القزمة البيضاء غنية بالمعادن

كانت حقيقة أن أطياف بعض النجوم القزمة البيضاء تظهر خطوطًا معدنية قوية مفاجأة لعلماء الفلك ، حيث كان يجب أن تنجذب هذه العناصر الثقيلة نحو قلب النجم بعد وقت قصير من تكوينه. بينما لا يوجد يقين بشأن أصل المعادن في بعض الأطياف ، يُعتقد أنه في حالة القزم الأبيض المعين Ton 345 على الأقل ، فإن وفرة المعدن في طيفه تنبع من بقايا كوكب دمره النجم السلف خلال طور التفرع العملاق المقارب.

ستعمر النجوم القزمة البيضاء بعد المجرات المضيفة

على الرغم من اعتبار النجوم القزمة البيضاء مستقرة بعد تكوينها ، فإنها ستبرد في النهاية لتصبح أقزامًا سوداء باردة. ومع ذلك ، نظرًا للعتامة أو مقاومة طبقاتها الخارجية للإشعاع ، فمن المقدر أن الأقزام البيضاء ستستغرق حوالي 10 34-10 35 عامًا للوصول إلى هذه الحالة. يعتمد هذا العمر الطويل للغاية على فترة الحياة المعروفة للبروتونات ، والتي تعد أطول بكثير مما تستغرقه المجرات لتتشتت ، أو "تتبخر" ، ومن المتوقع أن تكتمل العملية في غضون 10 19 إلى 10 20 عامًا فقط.

بعض النجوم القزمة البيضاء تستضيف كواكب

في حين أن هناك بعض الجدل حول كيفية تكوين الكواكب حول الأقزام البيضاء ، إلا أن العديد من الأقزام البيضاء تدور حول الكواكب ، كما في حالة اثنين من الكواكب الدائرية حول قزم أبيض فضولي / نظام قزم أحمر ثنائي يسمى NN Serpentis ، أو عن طريق كثيف أقراص الغبار / الحطام. يؤيد معظم الباحثين النظرية القائلة بأن الكواكب التي تدور حول الأقزام البيضاء هي بقايا الكواكب التي دمرها تكوين القزم الأبيض ، مثلما يحدث عندما تنتفخ شمسنا خلال مرحلة العملاق الأحمر. في حالتنا ، قد ينتهي الأمر بالأرض كجسم صخري متحلل يدور حول الشمس في طور القزم الأبيض.

يمكن للنجوم القزمة البيضاء أن تنفجر عدة مرات ، ومع ذلك تبقى على قيد الحياة

في حين أن بعض العمليات يمكن أن تدمر نجمًا قزمًا أبيض في انفجار مستعر أعظم ، فإن العديد من النجوم القزمة البيضاء تنجو بشكل متكرر ، ولكن بدرجة أقل من الانفجارات النووية الحرارية الكارثية للمواد الغنية بالهيدروجين المتراكمة على أسطحها. شريطة أن يظل قلب النجوم سليمًا ، يمكن للقزم الأبيض أن ينجو من العديد من الانفجارات على سطحه بقدر ما يتطلبه الأمر لاستنفاد مصدر المواد المتساقطة.


إذا تم استبدال الشمس فجأة بقزم أبيض من كتلة أقل ، مع عدم حدوث اندماج ، فإن مدار نظام الأرض والقمر # 8217 سيتوسع ويصبح أكثر إهليلجية ، وستصبح الأرض أكثر برودة.

الأقزام البيضاء هي مختبرات جنائية ثرية توفر روابط بين التاريخ والتطور المستقبلي لمجرة درب التبانة. يحتوي هيكل وتكوين الأقزام البيضاء على سجلات المراحل النهائية لتطور النجوم. علم الفلك فوق البنفسجي مهم بشكل خاص لدراسة النجوم القزمة البيضاء.


ما هي أنواع النجوم القزمية؟

& ldquoDwarf & rdquo كان في الأصل مصطلحًا يستخدم للتمييز بين نوعي النجوم الحمراء في الكون - ضخمة جدًا ، وصغيرة جدًا. هذه كانت تسمى & ldquored عمالقة و rdquo و ldquored الأقزام و rdquo. توسعت المصطلحات القزمة تدريجيًا إلى النجوم العملاقة ldquonot & rdquo من أي لون ، والخط الفاصل بين & ldquogiant & rdquo و & ldquodwarf تعريف ضعيف إلى حد ما ، الشمس هي تقنيًا & quot؛ قزم أصفر & rdquo نجم.

ما يعتقده معظم الناس عندما يسمعون & ldquodwarf star & rdquo هم قزم بني وقزم أحمر ونجوم قزم بيضاء. هناك أيضًا عدد قليل من الأنواع النظرية للنجوم القزمة ، حيث تسقط الأقزام السوداء. يتم تصنيف جميع هذه النجوم بناءً على لونها ، على الرغم من أن هذه ليست عادةً الألوان التي تظهر لأعيننا. (الأقزام البنية ، على سبيل المثال ، ستظهر بلون وردي غامق - انظر أعلاه لثلاثة أقزام بنية كما ستبدو لنا).

النجوم القزمية الصفراء والحمراء هي نجوم عادية - فهي تحرق الهيدروجين في نواتها وتعيش على التسلسل الرئيسي للأعمار النجمية. الأقزام الحمراء أصغر من شمسنا ، حيث يصل حجمها إلى 50٪ فقط من حجم شمسنا. نتيجة لذلك ، تكون أسطحها أكثر برودة ، وبالتالي يتحول اللون نحو اللون الأحمر. إنهم لا يستهلكون الهيدروجين بالسرعة التي تستهلكها الشمس ، لذلك على الرغم من أنهم أقل كثافة وبالتالي لديهم أقل الهيدروجين ، لا يزالون يعيشون لفترة أطول بكثير مما تشاء شمسنا. نظرًا لأن الأقزام الحمراء تتطلب قدرًا أقل من المادة لتكوينها ، فهي أسهل في صنعها. وبالتالي ، فإن الأقزام الحمراء هي أكثر أنواع النجوم وفرة في المجرة - أقرب جيراننا من النجوم هو قزم أحمر.

الأقزام البنية هي نجوم فاشلة. إنهم يستخلصون بشكل أساسي كواكب المشتري الضخمة - مجموعات كبيرة من الغاز ليست ضخمة بما يكفي لخلق الضغوط اللازمة لبدء حرق الهيدروجين وتحويله إلى هيليوم. يمكن أن تكون هذه الأقزام شديدة البرودة ، حيث تم العثور على واحدة منذ وقت ليس ببعيد كانت دافئة مثل فنجان القهوة. يمكن للقزم البني أن يفعل أي شيء باستثناء الجلوس هناك وإشعاع حرارته ببطء - لقد فاز و rsquot يصبح نجمًا مكتمل النمو. المطر الحديدي الذي أشرت إليه كان نتيجة دراسة من عام 2006 تم العثور على أدلة على أنه في درجات حرارة النجم الذي كانوا ينظرون إليه ، يجب أن يكون الحديد الذي اكتشفوه في غلافه الجوي يتشكل قطرات سائلة ويمطر نحو سطح النجم. . وجدت دراسات أخرى أدلة على وجود عواصف ضخمة على غرار كوكب المشتري في الغلاف الجوي لهذه النجوم. سيعتمد سلوك المعادن والعناصر الأخرى في الغلاف الجوي للقزم البني و rsquos بشدة على درجة حرارة النجم المعني. نظرًا لأن & ldquobrown dwarf & rdquo مصطلح واسع نوعًا ما ، فإن بعض هذه النجوم ستكون باردة جدًا بالنسبة للمطر الحديدي ، وسيكون بعضها دافئًا جدًا. بطبيعة الحال ، فإن وجود أو عدم وجود عنصر معين سيعتمد على الغاز الذي تشكل منه القزم ، لأن القزم البني لا يقوم بنفسه ببناء أي عناصر جديدة.

الأقزام البيضاء هي الأكثر إثارة. إنها ما تبقى بعد موت نجم تسلسل رئيسي (مثل شمسنا). سيكون النجم قد مر بمرحلة العملاق الأحمر ، ثم يتجاهل طبقاته الخارجية الأقل كثافة في سديم كوكبي. في النهاية ، كل ما تبقى هو نواة ساخنة وكثيفة لما كان يومًا ما مركز النجم في حجم يشبه حجم الأرض. إنها كثيفة جدًا لدرجة أن الضغط الذي توفره إلكترونات الذرات داخل النجم التي تدفع ضد بعضها البعض هو ما يمنعها من أن تصبح أصغر حجمًا ، وهي ساخنة جدًا لدرجة أنها تتوهج باللون الأبيض من الحرارة المحتبسة. هذه هي نقطة نهاية شمسنا.

القزم الأسود - الذي لا يزال كائنًا نظريًا - هو الاسم الذي نطلقه على نجم قزم أبيض تمكن من فقد كل حرارته تمامًا ، وخرج فعليًا تمامًا. طول الوقت الذي يستغرقه النجم القزم الأبيض في فقدان كل حرارته أطول من طول الوقت الذي كان الكون موجودًا فيه ، لذلك لا نتوقع رؤية العديد من هذه الأشياء حوله.

هل لديك سؤالك الخاص؟ شيء هنا غير واضح؟ اسأل بحرية! (أو استخدم الشريط الجانبي أو Facebook أو Twitter!)


الخصوصية والأمن

يحتوي كل إصدار من Storyboard That على نموذج أمان وخصوصية مختلفين مصمم للاستخدام المتوقع.

طبعة مجانية

جميع القصص المصورة عامة ويمكن لأي شخص مشاهدتها ونسخها. ستظهر أيضًا في نتائج بحث Google.

الإصدار الشخصي

يمكن للمؤلف أن يختار ترك لوحة العمل عامة أو وضع علامة عليها على أنها غير مدرجة. يمكن مشاركة القصص المصورة غير المدرجة عبر رابط ، لكنها ستظل مخفية بخلاف ذلك.

الطبعة التعليمية

جميع القصص المصورة والصور خاصة وآمنة. يمكن للمعلمين عرض جميع القصص المصورة لطلابهم ، ولكن يمكن للطلاب عرض لوحاتهم الخاصة فقط. لا أحد يستطيع مشاهدة أي شيء. قد يختار المدرسون خفض مستوى الأمان إذا كانوا يريدون السماح بالمشاركة.

إصدار الأعمال

جميع القصص المصورة خاصة وآمنة للبوابة الإلكترونية باستخدام أمان الملفات على مستوى المؤسسة الذي يستضيفه Microsoft Azure. داخل البوابة ، يمكن لجميع المستخدمين عرض ونسخ جميع القصص المصورة. بالإضافة إلى ذلك ، يمكن جعل أي لوحة عمل "قابلة للمشاركة" ، حيث يمكن مشاركة رابط خاص إلى لوحة العمل خارجيًا.


محتويات

الهامستر ليس له اسم شائع مقبول بالكامل ، الشتاء القزم الأبيض الهامستر و الهامستر الروسي القزم من بين الأكثر استخدامًا. ينشأ الارتباك بسبب التشابه الجسدي مع الهامستر القزم لكامبل ، وبالتالي يمكن أن يشير اسم الهامستر دجونغاريان والقزم الروسي إلى كل من الهامستر الأبيض الشتوي والهامستر القزم كامبل. مصطلح "الشتاء الأبيض" مشتق من حقيقة أن الهامستر يغير لون الفراء في البرية إلى الأبيض في أشهر الشتاء ، وهذا يخفي الهامستر ويقلل من الافتراس عندما يكون الثلج على الأرض. الهامستر القزم كامبل لا يغير لون الفراء خلال الشتاء ويمكن وصفه فقط بأنه "أبيض الشتاء" خطأ. [2]

الاسم ذو الحدين للهامستر هو Phodopus sungorus. وصف بيتر سيمون بالاس الهامستر لأول مرة في عام 1773 بأنه فأر. [3] الاسم سونغورس مشتق من المنطقة الجغرافية Dzungaria. [4] في عام 1778 ، أعاد بالاس تسمية الهامستر إلى ماوس سونغاروس. [5] في عام 1912 أمر نيد هوليستر "ماوس سونغاروس" بهذا الجنس Phodopus. [6] أ. أ. أرغيروبولو ، في عام 1933 ، غير الاسم إلى الأولوية sungorus [7] وحدد الهامستر على أنه نوع فرعي من الهامستر القزم كامبل يسمى Phodopus sungorus sungorus. [8] يعتبر الهامستر القزم الأبيض الشتوي والهامستر القزم كامبل نوعًا منفصلاً اليوم مع الأبيض الشتوي المعروف رسميًا باسم Phodopus sungorus.

معطف الهامستر الشتوي الأبيض القزم أقل صوفيًا من الهامستر القزم كامبل ، [9] وبصرف النظر عن التلوين الطبيعي ، يمكن أن تكون ملونة من الياقوت الأزرق ، أو لؤلؤة الياقوت ، أو لؤلؤة عادية. يبلغ طول رأس الهامستر القزم الأبيض الشتوي 70-90 ملم ، وطول الذيل 5-15 ملم ، والأرجل الخلفية 11-15 ملم. [10] [11] يتغير وزن الجسم بشكل كبير على مدار العام. يكون في أدنى مستوياته خلال فصل الشتاء. [12] في الذكور ، يتراوح وزن الجسم من 19 إلى 45 جرامًا (0.67 إلى 1.59 أونصة) ، وفي الإناث من 19 إلى 36 جرامًا (0.67 إلى 1.27 أونصة). [11] في رعاية الإنسان ، تكون أثقل قليلاً. متوسط ​​عمر الهامستر القزم الأبيض الشتوي هو من سنة إلى ثلاث سنوات في الأسر ، على الرغم من أنه يمكن أن يعيش لفترة أطول. في البرية ، من المعروف أنهم يعيشون أقل من عام واحد. [9]

في الصيف ، يتغير فرو الهامستر الأبيض الشتوي على ظهره من الرمادي الرمادي إلى البني الغامق ، أو أحيانًا بني شاحب مع لون خفيف. [١٣] يتغير الوجه إلى اللون الرمادي أو البني ، بينما تصبح منطقة الفم ومنطقة الطولي والأذنين أكثر إشراقًا. [14] الأذن الخارجية والعينان لها حواف سوداء. بقية الرأس بني غامق أو أسود. من الرأس إلى الذيل يمتد شريط ظهرى أسود-بني. [15] الحلق والبطن والذيل والأطراف بيضاء. [14] الأذنان رمادية مع لون وردي [13] مع شعر أسود متناثر. الشعر على الجانب السفلي أبيض بالكامل. [16] [17] يمتد الغلاف اللامع من الأسفل إلى الكتفين والأجنحة والوركين بثلاثة أقواس إلى الأعلى. يتميز عن الفراء الغامق الموجود في الجزء العلوي من الشعر الأسود-البني الموجود ، وهو ثلاثة خطوط منحنية. [11]

بصرف النظر عن الألوان النموذجية ، يمكن أيضًا تلوين الهامستر الأبيض القزم الشتوي باللؤلؤ والياقوت واللؤلؤ الياقوتي والرخام. تتوفر ألوان أخرى ، ولكن يشتبه بشدة في ظهورها فقط في التقاطعات الهجينة مع الهامستر القزم كامبل. بعض هذه الألوان هي الماندرين ، والأزرق ، والأرجنت ، والأصفر والأزرق الظبي ، والجمل ، والبني ، والقشدي ، والميرل ، والمظلة. [9]

في الشتاء يكون الفراء أكثر كثافة. [18] أحيانًا ما يكون لون رؤوسهم رماديًا. [19] أكثر من 10٪ من الهامستر الذي يتم تربيته في الشتاء الأول يطور معطف الصيف. في الشتاء الثاني ، فقط القليل من التغيير في معطف الشتاء ولون الشتاء يكون أقل وضوحًا. يبدأ تساقط الفراء الشتوي في أكتوبر أو نوفمبر ويكتمل في ديسمبر ، بينما يبدأ معطف الصيف في يناير أو فبراير ويكتمل في مارس أو أوائل أبريل. [14] الأذنان رمادية مع لون وردي. [9] انسلاخ كلاهما يعمل على الرأس والجزء الخلفي من العمود الفقري على الجانبين والساقين والجانب السفلي. [20] ينمو الشعر لفترة أطول في الصيف حتى يصل طوله إلى حوالي عشرة ملليمترات. [13]

يتم التحكم في تصبغ الشعر عن طريق هرمون البرولاكتين وجينات اللون. [21] يمكن أن يكون طول اليوم أقل من 14 ساعة لبدء التغيير إلى معطف الشتاء ، على الرغم من أنه من الممكن أن يكونوا قادرين على الشعور بتغيير الاتجاه في طول فترة الضوء ، كما هو الحال في تجربة واحدة أظهرت انتقالًا من 16 ساعة من الضوء إلى 14 ساعة يبدأ التغيير في معطف الشتاء. [٢٢] التغيير إلى معطف الشتاء يمكن أن يحدث في الصيف بقصر أطوال النهار. يحدث التغيير مرة أخرى إلى معطف الصيف في الخريف ، عندما يتغير طول الأيام مرة أخرى. في درجات الحرارة الداخلية ، يبدأ الهامستر في الأسر لاحقًا بالتغييرات. لون الشتاء أقل وضوحا فيها. [14] عيون الهامستر الأبيض الشتوي سوداء ، ما لم تكن ألبينو في هذه الحالة تكون حمراء. [13]

في البرية ، يتغير لون فراء الهامستر في الشتاء. يساعدهم هذا التكيف على تجنب الحيوانات المفترسة في السهوب المغطاة بالثلوج. [9] يحفر الهامستر أنفاقًا بعمق متر واحد تؤدي إلى جحور أرضية حيث يمكنهم النوم وتربية صغارهم والاختباء من الحيوانات المفترسة. [13] ابن عرس هو أحد الحيوانات المفترسة الرئيسية للهامستر. [11] معظم هذه الجحور لها ستة مداخل. في الصيف ، تصطف الطحالب على الجحور. لإبقاء الجحر دافئًا في الشتاء ، يغلق الهامستر جميع المداخل باستثناء مدخل واحد ويصف الجحور بفرو الحيوانات أو الصوف الذي يعثر عليه. عادة ما تكون درجة الحرارة داخل الجحر 16.7 درجة مئوية (62.1 درجة فهرنهايت). [9] يعيش الهامستر في بعض الأحيان في شبه المناطق في آسيا الوسطى. [23] كما أنهم يعيشون في السهوب الجافة وحقول القمح أو البرسيم ، وكذلك في الحقول الصغيرة في غابات المنطقة المحيطة بمينوسينسك. [٢٤] يحمي الفراء الموجود على قدمي الهامستر القدمين من الأرض الباردة في المناخات الباردة في البرية. [9] الكثافة السكانية متنوعة للغاية. [23] في عام 1968 ، تم القبض على أول أربعة أمثلة للهامستر في غرب سيبيريا وتم إحضارها إلى معهد ماكس بلانك في ألمانيا. [13]

غالبًا ما توجد الهامستر في سوق الحيوانات الأليفة في أوروبا واليابان وأمريكا الشمالية. [9] رعاية الهامستر مماثلة لجميع الأنواع الأخرى Phodopus. [٢٥] الهامستر ، إلى جانب معظم القوارض ، عرضة للإصابة بالأورام. يمكن أن يصابوا أيضًا بجروح في كيس الخد بسبب الأشياء الحادة التي تدمر البطانة الداخلية الهشة. تشمل المشاكل الصحية الأخرى جروح العضة ، وكسر الأسنان ، والإمساك ، والجفاف ، وسوء إطباق الأسنان ، والإسهال ، ومشاكل الأذن. [26]

يتكاثر الهامستر القزم الأبيض الشتوي بمعدل أسرع من الهامستر السوري. [26] [27] Phodopus الأنواع قادرة على الحمل مرة أخرى في نفس اليوم الذي ولدت فيه. يمكن أن يحدث كل هذا في غضون فترة 36 ​​يومًا. يتم ذلك كإستراتيجية بقاء لإنتاج أعداد كبيرة من النسل في فترة زمنية قصيرة. هذا يضع مطالب هائلة على الأم. [26] تشير الأبحاث إلى رعاية ثنائية الوالدين في الهامستر كامبل (P. campbelli) ولكن ليس في الشتاء الهامستر الأبيض (P. سونغورس). [٢٨] يمكن أن يحدث قتال متكرر بين الجراء وبمجرد فطامهم من أمهم ، يتم فصلهم عنها. ينمو معظم الهامستر القزم إلى 3 إلى 4 بوصات. من المرجح أن تتكاثر الهامستر في الداخل التي تحصل على إضاءة اصطناعية خلال الخريف والشتاء على مدار السنة ، بينما في البرية وفي الحيوانات التي يتم الاحتفاظ بها في الأسر ولكن في ظل دورات الضوء والظلام الطبيعية تمامًا ، والتكاثر يقتصر على أيام الربيع والصيف الطويلة.

خلال فترة التكاثر ، قد يصبح الهامستر عدوانيًا. بعد التزاوج ، قد ترغب الأنثى في مهاجمة الذكر لحماية أطفالها. يختبئ الذكر عادة في الثقوب أو الكهوف هربًا من لدغة الأنثى الشريرة. [29] تستمر الدورة الشبق للهامستر أربعة أيام كل أربعة أيام ، وقد تقبل الأنثى عودة الذكر للتكاثر مرة أخرى. يحدث هذا عادة عندما يحل الظلام في المساء. إذا لم يتم إيواء ذكر وأنثى الهامستر معًا منذ سن مبكرة ، فمن الصعب تحديد ما إذا كانت الأنثى مستعدة للتزاوج مع الذكر. [9]

الهجينة تحرير

من بين الأنواع الخمسة التي يتم الاحتفاظ بها بشكل شائع كحيوانات أليفة ، فقط الهامستر القزم كامبل والهامستر القزم الأبيض الشتوي قادران على التزاوج وإنتاج ذرية هجينة حية. على الرغم من أن الحيوانات الهجينة تصنع حيوانات أليفة مناسبة ، إلا أن تربية الأنواع الهجينة والاستنساخ يمكن أن يسبب مشاكل في الصحة والتكاثر. بالإضافة إلى ذلك ، فإن التكاثر والتوزيع الواسع النطاق للهجينة يمكن أن يهدد وجود كل من الأنواع النقية والأنواع الفرعية في النظام البيئي ، مما يؤدي إلى ظهور النمور فقط. يؤدي التهجين إلى أن تصبح كل نفايات أصغر ويبدأ الصغار في تكوين مشاكل خلقية. [9]

تم إدراج الهامستر هذا في قائمة "أقل اهتمام من الاتحاد الدولي للحفاظ على الطبيعة" (IUCN). عدد السكان وحجم التوزيع كبير ، ولا توجد تهديدات كبيرة أو واسعة النطاق معروفة للأنواع. لا يتم تسجيل أعداد السكان في البرية. [30]


14 نجوم ألمع قزم أبيض

الأقزام البيضاء هي نجوم منحطة في نهاية حياتها. هذه هي ألمع 14 نجمًا قزمًا أبيض يمكن العثور عليها باستخدام تلسكوبات متوسطة الحجم (8 إلى 12 بوصة). يمكن رؤية زوجين باستخدام منظار قياسي!

    1. الاسم / المقدار (م)
    2. كوكبة
    1. سيريوس ب (8.44م)
    1. 40 إريداني ب (9.50م)
    1. بروسيون ب (10.70م)
    1. ليرة لبنانية 145-141 (11.50م)
    1. BD-07 3632 (11.90م)
    1. LDS 678A (12.00م)
    1. هرتز 43 (12.00م)
    1. فان معانين 2 (12.40م)
    1. شتاين 2051 ب (12.40م)
    1. WD 1337 + 705 (12.80م)
    1. ع 185-32 (13.00م)
    1. ع 240-72 (14.10م)
    1. LP 658-2 (14.50م)
    1. ش 61 (14.80م)

مخطط الحجم

Naked-eye = 4 (مدينة)
العين المجردة = 5 (ضواحي)
العين المجردة = 6 * (سماء مظلمة)
مناظير = 10
تلسكوب 4 بوصات (100 مم) = 12.5
تلسكوب 8 بوصة (200 مم) = 14
تلسكوب 12 بوصة (300 م) = 15
تلسكوب 16 بوصة (400 م) = 16
تلسكوب هابل الفضائي = 30


يجد علماء الفلك الجليد وربما الميثان على سنو وايت ، وهو كوكب قزم بعيد

تصور فنان لعام 2007 OR10 ، الملقب بياض الثلج. يعتقد علماء الفلك أن لونه الوردي يرجع إلى وجود غاز الميثان المشع. الائتمان: ناسا

اكتشف علماء الفلك في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا (Caltech) أن الكوكب القزم 2007 OR10 & # 151 الملقب بـ Snow White & # 151 هو عالم جليدي ، نصف سطحه مغطى بجليد مائي كان يتدفق من قبل من البراكين القديمة المتساقطة. تشير النتائج الجديدة أيضًا إلى أن الكوكب القزم ذي اللون الأحمر قد يكون مغطى بطبقة رقيقة من الميثان ، وهي بقايا الغلاف الجوي التي تُفقد ببطء في الفضاء.

يقول مايك براون ، أستاذ ريتشارد وباربرا روزنبرغ: "يمكنك رؤية هذه الصورة الجميلة لما كان يومًا ما عالماً صغيراً نشطاً به براكين مائية وجو ، وهو الآن متجمد ، ميت ، مع جو ينزلق ببطء". وأستاذ علم الفلك الكوكبي ، وهو المؤلف الرئيسي لورقة بحث تُنشر في مجلة Astrophysical Journal Letters تصف النتائج. الورقة الآن في الصحافة.

Snow White & # 151 الذي تم اكتشافه في عام 2007 كجزء من أطروحة الدكتوراه لطالب الدراسات العليا السابق في جامعة براون ميج شوامب & # 151 يحيط بالشمس على حافة النظام الشمسي ويبلغ حجمه حوالي نصف حجم بلوتو ، مما يجعله خامس أكبر كوكب قزم. في ذلك الوقت ، كان براون قد خمن خطأً أنه جسم جليدي انفصل عن كوكب قزم آخر اسمه Haumea ، أطلق عليه اسم بياض الثلج بسبب لونه الأبيض المفترض.

ومع ذلك ، سرعان ما كشفت ملاحظات المتابعة أن بياض الثلج هي في الواقع واحدة من أكثر الأجسام احمرارًا في النظام الشمسي. بعض الكواكب القزمة الأخرى على حافة النظام الشمسي حمراء أيضًا. هذه الكواكب القزمة البعيدة هي نفسها جزء من مجموعة أكبر من الأجسام الجليدية تسمى أجسام حزام كايبر (KBOs). بقدر ما يمكن للباحثين أن يخبروا ، بياض الثلج ، على الرغم من كبر حجمه نسبيًا ، إلا أنه كان غير ملحوظ & # 151 فقط من بين أكثر من 400 كوكب قزم محتمل من بين مئات الآلاف من أجسام حزام كايبر

يقول براون: "مع كل الكواكب القزمية الكبيرة بهذا الحجم ، هناك شيء مثير للاهتمام عنها & # 151 ، فهي تخبرنا دائمًا بشيء ما". "لقد أحبطنا هذا لسنوات لأننا لم نكن نعرف ما الذي يخبرنا به". في ذلك الوقت ، كانت كاميرا الأشعة تحت الحمراء القريبة (NIRC) في مرصد كيك Keck & # 151 ، والتي ساعد أستاذ الفيزياء في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا توم سوايفر وكبير علماء الأجهزة كيث ماثيوز في تصميمها في تسعينيات القرن الماضي ورقم 151 ، على أنها أفضل أداة كان على علماء الفلك دراسة أجسام حزام كايبر ، وفقًا لبراون. لكن NIRC كان قد تقاعد للتو ، لذلك لا يمكن لأحد أن يراقب 2007 OR10 بالتفصيل. يقول: "لقد ضعفت نوعًا ما".

في هذه الأثناء ، كان آدم بورجاسر ، وهو طالب دراسات عليا سابق في جامعة براون ويعمل الآن أستاذًا في جامعة كاليفورنيا في سان دييغو ، يساعد في تصميم أداة جديدة تسمى منفذ الأشعة تحت الحمراء المطوي (FIRE). في الخريف الماضي ، استخدم براون وبورجاسر وباحث ما بعد الدكتوراه ويسلي فريزر هذه الأداة مع تلسكوب ماجلان بادي الذي يبلغ طوله 6.5 متر في تشيلي لإلقاء نظرة فاحصة على OR10 لعام 2007.

كما هو متوقع ، كانت بياض الثلج حمراء. لكن لدهشتهم ، كشف الطيف أن السطح مغطى بجليد الماء. يقول براون: "كانت تلك صدمة كبيرة". "الجليد المائي ليس أحمر." على الرغم من أن الجليد شائع في النظام الشمسي الخارجي ، إلا أنه دائمًا ما يكون أبيض.

ومع ذلك ، هناك كوكب قزم آخر أحمر ومغطى بالجليد المائي: Quaoar ، الذي ساعد براون في اكتشافه في عام 2002. أصغر بقليل من بياض الثلج ، لا يزال Quaoar كبيرًا بما يكفي ليكون له غلاف جوي وسطح مغطى بالبراكين يقذف سلاش جليدي ، ثم يتجمد صلبًا أثناء تدفقه على السطح.

ولكن نظرًا لأن Quaoar ليس كبيرًا مثل الكواكب القزمة مثل بلوتو أو إيريس ، فإنه لا يمكنه الاحتفاظ بالمركبات المتطايرة مثل الميثان أو أول أكسيد الكربون أو النيتروجين لفترة طويلة. بعد ملياري سنة من تشكل Quaoar ، بدأ يفقد غلافه الجوي إلى الفضاء الآن ، كل ما تبقى هو بعض الميثان. بمرور الوقت ، أدى التعرض للإشعاع من الفضاء إلى تحويل الميثان & # 151 ، الذي يتكون من ذرة كربون مرتبطة بأربع ذرات هيدروجين & # 151 في سلاسل هيدروكربونية طويلة ، والتي تبدو حمراء. مثل الصقيع الذي يغطي العشب في صباح بارد ، الميثان المشع يجلس على سطح Quaoar الجليدي ، مما يعطيها صبغة وردية.

يبدو طيف OR10 لعام 2007 مشابهًا لطيف Quaoar ، مما يشير إلى أن ما حدث في Quaoar حدث أيضًا في 2007 OR10. يشرح براون قائلاً: "هذا المزيج & # 151 أحمر والماء & # 151 يقول لي ،" الميثان ". "نحن ننظر أساسًا إلى اللحظات الأخيرة من سنو وايت. لمدة أربعة مليارات ونصف المليار سنة ، كانت بياض الثلج تجلس هناك ، تفقد غلافها الجوي ببطء ، والآن لم يتبق سوى القليل منها."

على الرغم من أن طيف بياض الثلج يُظهر بوضوح وجود جليد مائي ، كما يقول براون ، فإن الدليل على وجود الميثان ليس نهائيًا بعد. لمعرفة ذلك ، سيتعين على علماء الفلك استخدام تلسكوب كبير مثل ذلك الموجود في مرصد كيك. إذا اتضح أن بياض الثلج يحتوي بالفعل على ميثان ، فسوف ينضم إلى Quaoar كواحد من اثنين فقط من الكواكب القزمة التي تمتد على الحدود بين حفنة من الأجسام الكبيرة بما يكفي للاحتفاظ بالمركبات المتطايرة ، والأجسام الأصغر التي تشكل الغالبية العظمى من أجسام حزام كايبر.

يقول براون إن مهمة أخرى تتمثل في إعطاء الكوكب القزم اسمًا رسميًا ، لأن "بياض الثلج" كان مجرد لقب يستخدمه هو وزملاؤه. علاوة على ذلك ، لم يعد اللقب منطقيًا لوصف هذا الكائن الأحمر جدًا. قبل اكتشاف الجليد المائي واحتمال وجود غاز الميثان ، ربما كان "2007 OR10" كافياً لمجتمع علم الفلك ، لأنه لا يبدو أنه جدير بالملاحظة بدرجة كافية لتبرير اسم رسمي. يقول براون: "لم نكن نعلم أن بياض الثلج كانت مثيرة للاهتمام". "الآن نحن نعلم أن الأمر يستحق الدراسة."


المرض الرئيسي الذي يجب القلق بشأنه مع "Wheeler’s Dwarf" هو بقعة الأوراق. Although leaf spot can be caused by a number of factors -- bacteria, insects, pollution and more -- it is normally a fungus that is responsible. The fungi attach to leaves, creating round spots of discoloration, usually brown, black, tan or red. This can cause defoliation, but not usually death. If leaves drop, rake them up and dispose of them to reduce the number of spores near the plant.

Luckily, mealybugs are rarely a problem for “Wheeler’s Dwarf.” However, they occasionally can be a problem, sucking out plant saps and excreting honeydew in their place, often creating ideal conditions for soot and mold. Keep an eye on the plant if you have had infestations before if you catch it early, you can halt the infestation by removing the fluffy cocoons with a cotton ball dipped in rubbing alcohol or polish remover.


How To Make A White Dwarf With Lasers And Cold Atoms

Our physics colloquium last week was by Tom Killian from Rice University, who talked about experimental studies of extreme states of matter like those found inside a white dwarf star. The amazing thing about these experiments, though, is that they don't involve actual stars, or even anything especially hot and dense. On the contrary, the matter they look at is at the opposite extreme-- extremely diffuse plasmas at extraordinarily البرد temperatures.

How can that possibly work? The explanation not only involves some cool experimental tricks, but also sheds a little light on what it means to talk about studying different sorts of phenomena.

Illustration of the white dwarf AE Aquarii orbiting its larger companion. Image from NASA: . [+] http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2007/whitedwarf_pulsar.html

I should probably note up front that I've known Tom for quite a few years now, since he was a post-doc at NIST working in the same lab where I did my thesis research. I was actually a co-author on the first ultracold plasma paper, though my contribution was pretty limited as I was writing my thesis at the time. I've remained interested in these experiments ever since, though, and enjoyed seeing Tom and Scott Bergeson and Steve Rolston and their research groups push the subfield into new and interesting directions over the years.

The essential core of the experiments remains the same as it was when I was briefly involved back in the late 1990s: You get a sample of atoms (at the time, we used xenon Tom's group now uses strontium), cool them to temperatures only a fraction of a degree above absolute zero, then hit them with a short pulse of laser light tuned to a frequency where it knocks one electron off each atom. What started out as an ordinary but extremely cold gas--a bunch of neutral atoms moving around fairly freely, interacting only when they collide with one another--then becomes a plasma, a collection of electrically charged particles that interact much more strongly, and at greater distances.

Plasma physics is a field unto itself, with applications to a huge range of phenomena. Stars are basically all balls of plasma, giant accumulations of gas heated to temperature high enough to strip electrons off the atoms, which then interact electromagnetically. In a plasma like the Sun, the temperature and density are high enough to throw nuclei together in a way that lets hydrogen fuse into helium, releasing energy in the process that heats the plasma and resists gravitational collapse. Very late in the evolution of a star, the hydrogen fuel gets exhausted, and the star begins to cool down, but remains largely a plasma, at higher density but lower temperature than when it was burning.

Hydrogen fusion has been touted as a possible energy source for ages, so that's obviously a big area of interest in the physics of plasmas. White dwarf stars, as the end state of stars like our Sun, are important astrophysical objects, and understanding how they're put together and how they cool down also drives a good deal of work in the field.

The target chamber at the National Ignition Facility at the Lawrence Livermore National Laboratory. . [+] (Image from LLNL: https://lasers.llnl.gov/media/photo-gallery)

Ultra-cold plasmas, though, are purely a laboratory phenomenon--the temperatures reached in laser cooling experiments are measured millionths of a degree above absolute zero, colder than even interstellar space, and the density is extremely low. So it might seem strange to claim that ultra-cold plasma physics have any relevance to understanding something like a white dwarf star, or a fusion experiment. And yet, that's exactly why these experiments are so interesting.

The crucial insight here is that, as with nearly everything else in physics, what matters is not temperature by itself, or density by itself, but how the physical properties and interactions between particles in the plasma compare to each other. This means that plasma systems separated by many orders of magnitude in individual properties can nevertheless be identical in a global sense, thanks to these relative properties.

In the case of plasma physics, what sets a plasma apart from an ordinary gas is the nature of the interactions between particles. In an ordinary gas, the atoms are neutral, and you can think of them more or less like billiard balls, only interacting when they come into close contact. In a plasma, the particles are charged, and interact at much longer ranges. In an ordinary gas, atoms are mostly flying free except for the rare cases where they collide with another atom, usually only one at a time. In a plasma, the ions are constantly being pushed around by their interaction with other ions, often a great many of them at one time. This completely changes the way individual particles move around, which also changes things like the way heat moves around in the plasma (which is exactly the kind of thing that physicists studying fusion and white-dwarf cooling are interested in).

The mathematical parameter used to describe this is a "coupling strength," which is a ratio of the electromagnetic energy of two particles spaced by a "typical" distance in the plasma, divided by the kinetic energy of particles due to their thermal motion. For a plasma like that found in a white dwarf star, this can enter the "strongly coupled" regime, where the interaction energy is equal to or greater than the thermal energy. The plasma is fairly hot, so the ions are moving quickly, but the density is extremely high, so the ions are packed closely enough to make the interaction energy enormous.

Graph of density versus temperature for many natural plasma sources, showing how they vary over a . [+] huge range. Figure from Wikimedia: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Plasma_scaling.svg

While the ultra-cold plasmas studied at Rice and elsewhere are many orders of magnitude away in both density and temperature, they're still in the "strongly coupled" regime. The particles are spaced by much greater distances, making the interaction energy small, but the temperature is extremely low, so the thermal energy is tiny. The ratio of the two ends up being the same, so studying ultra-cold plasmas created with cold atoms and lasers turns out to shed light on the physics of hot, dense plasmas inside white dwarfs and even some fusion experiments.

It's worth noting that there's a subtle difference between these experiments and things like the "analogue gravity" experiments people do in general relativity. Those experiments involve finding aspects of other systems--sound waves in a Bose-Einstein condensate, say--that are described by the same mathematical equations as more exotic phenomena in general relativity, like Hawking radiation around a black hole. These analogue systems can demonstrate some phenomena that we can't see directly at present, but in cases where they fail, it's not clear whether that tells you anything about the exotic phenomenon of interest, or just that the mathematical description of the system that makes the analogy work breaks down because they're fundamentally different systems.

In the case of the ultra-cold plasma experiments, though, these really are exactly the same system. A white dwarf star is a collection of charged particles bouncing around with a particular ratio of interaction energy to thermal energy, and so is the ultra-cold plasma. There isn't the same possibility of an analogy failing, so experimental results in the ultra-cold plasma systems can genuinely test strongly-coupled theories for much hotter, denser plasmas.

Laser-cooled strontium atoms (bright purple spot) ready to be turned into an ultracold plasma. . [+] (Figure from Killian lab at Rice: http://ultracold.rice.edu/laboratory.shtml)

And there are some huge benefits to working with the ultra-cold systems. The precise temperature of the plasma can be controlled very precisely by varying the parameters of the lasers used for cooling and excitation. The ions in the plasma can be imaged directly, and probed using laser spectroscopy to determine their properties with high precision, and track their motion. And most importantly, the fact that they're moving extremely slowly stretches out the time evolution in a way that allows you to watch the unfolding of processes that happen far too fast to measure in hot, dense strongly coupled plasmas.

So, for example, in his talk last week, Tom showed data showing an oscillation in the temperature of the ions in the plasma (work that I think is described in detail in this paper). This comes from disorder in the original sample driving a sort of back-and-forth motion due to the strong interactions. The same thing probably happens in fusion experiments, and affects the transport of heat, but there it takes place so rapidly (picosecond sorts of time scales, I think) there's no hope to measure it. Starting with ultra-cold atoms slows the oscillation down to microsecond time scales, and lets them trace the oscillation out in detail, yielding new information about how the plasma behaves.

And they're able to vary the parameters of their system in a way that lets them cross between weakly-coupled and strongly-coupled plasmas. There's a well-understood, relatively simple theory to describe the behavior of plasmas with weak interactions, which fails spectacularly when you cross into the regime of strong coupling, as seen in Figure 5 of this paper (open-access, yay!). They're able to show this directly, with a couple of data points in the regime where traditional theory works, and several more in the strong-coupling regime to check the validity of extensions of the theory.

All of these results should carry over directly into the hot-and-dense regime. Meaning that a tabletop experiment with lasers and cold atoms can probe the kinds of exotic states of matter that show up in astrophysics. You don't need to match the heat or density directly, just the relative interaction strengths, providing yet another way for ultracold atoms to contribute to other fields of physics.


شاهد الفيديو: لقطة نادرة لانفجار نجم في الفضاء (شهر اكتوبر 2021).