Kerdil hitam

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Rajah evolusi bintang, menunjukkan pelbagai peringkat bintang dengan jisim yang berbeza

Kerdil hitam (Jawi: ‏کرديل هيتم‎‎) ialah sisa bintang secara teori, khususnya kerdil putih yang telah cukup sejuk untuk tidak lagi mengeluarkan haba atau cahaya yang ketara. Memandangkan masa yang diperlukan untuk kerdil putih mencapai keadaan ini dikira lebih lama daripada usia alam semesta semasa (13.8 bilion tahun), tiada kerdil hitam dijangka wujud di alam semesta pada masa ini. Suhu kerdil putih yang paling sejuk adalah satu had pemerhatian pada umur alam semesta.[1]

Nama "kerdil hitam" juga telah digunakan untuk kerdil perang andaian yang disejukkan tahap akhir – objek subbintang dengan jisim tidak mencukupi (kurang daripada 0.07 M☉) untuk mengekalkan pelakuran nuklear pembakaran hidrogen.[2][3][4][5]

Pembentukan[sunting | sunting sumber]

Kerdil putih ialah sisa bintang jujukan utama berjisim rendah atau sederhana (di bawah kira-kira 9 hingga 10 jisim suria (M☉)) selepas ia sama ada menghambur atau melakur semua unsur yang mempunyai suhu yang mencukupi untuk dilakur.[1] Apa yang tinggal kemudiannya ialah sfera padat jirim elektron terdegenerat yang menyejuk perlahan-lahan melaluisinaran haba, akhirnya menjadi kerdil hitam.[6][7]

Jika kerdil hitam wujud, amatlah mencabar untuk dikesan kerana, mengikut definisi, mereka akan mengeluarkan sinaran yang sangat sedikit. Walau bagaimanapun, mereka akan dapat dikesan melalui pengaruh graviti mereka.[8] Pelbagai kerdil putih disejukkan di bawah 3,900 K (3,630 °C; 6,560 °F) (bersamaan dengan kelas spektrum M0) ditemui pada tahun 2012 oleh ahli astronomi menggunakan teleskop 2.4 meter Balai Cerap MDM. Mereka dianggarkan 11 hingga 12 bilion tahun.[9]

Memandangkan evolusi masa hadapan bintang bergantung pada persoalan fizikal yang kurang difahami, seperti sifat jirim gelap dan kemungkinan serta kadar pereputan proton (yang masih belum dibuktikan wujudnya), tidak diketahui dengan tepat berapa lama ia akan mengambil kerdil putih untuk menyejukkan kepada kegelapan.[10] :§§IIIE, IVABarrow dan Tipler menganggarkan bahawa ia akan mengambil masa 1015 tahun untuk kerdil putih menyejuk hingga 5 K (−268.15 °C; −450.67 °F); bagaimanapun, jika zarah berjisim berinteraksi lemah (WIMPs) wujud, interaksi dengan zarah ini mungkin mengekalkan beberapa kerdil putih lebih panas daripada ini selama lebih kurang 1025 tahun.[10]:§IIIEJika proton tidak stabil, kerdil putih juga akan kekal hangat oleh tenaga yang dibebaskan daripada pereputan proton. Untuk jangka hayat proton andaian yang selama 1037 tahun, Adams dan Laughlin mengira bahawa pereputan proton akan meningkatkan suhu permukaan berkesan kerdil putih tua berjisim satu kali jisim suria kepada kira-kira 0.06 K (−273.09 °C; −459.56 °F). Walaupun sejuk, ini dianggap lebih panas daripada suhu sinaran latar belakang kosmik semasa 1037 tahun akan datang.[10]

Terdapat spekulasi bahawa beberapa kerdil hitam besar akhirnya boleh menghasilkan letupan supernova. Ini akan berlaku jika gabungan piknonuclear (berasaskan kepadatan) memproses sebahagian besar bintang menjadi besi, yang akan menurunkan had Chandrasekhar untuk beberapa kerdil hitam di bawah jisim sebenar mereka. Jika titik ini dicapai, ia akan meruntuh dan memulakan pelakuran nuklear lari. Yang paling besar untuk meletup ialah hampir 1.35 jisim suria dan akan mengambil tertib 101100 tahun, manakala yang paling kecil untuk meletup ialah kira-kira 1.16 jisim suria dan akan mengambil tertib 1032000 tahun, berjumlah kira-kira 1% daripada semua kerdil hitam. Satu kaveat utama ialah pereputan proton akan mengurangkan jisim kerdil hitam jauh lebih cepat daripada proses piknonuklear berlaku, menghalang sebarang letupan supernova.[11]

Masa depan Matahari[sunting | sunting sumber]

Sebaik sahaja Matahari berhenti melakurkan helium dalam terasnya dan mengeluarkan lapisannya dalam nebula planet dalam kira-kira 8 bilion tahun, ia akan menjadi kerdil putih dan, selama bertrilion tahun, akhirnya tidak lagi memancarkan cahaya. Selepas itu, Matahari tidak akan kelihatan sama dengan mata kasar manusia, menghilangkannya daripada pandangan optik walaupun kesan graviti adalah jelas. Anggaran masa untuk Matahari cukup sejuk untuk menjadi kerdil hitam adalah sekurang-kurangnya 1015 (1 kuadrilion) tahun, walaupun ia boleh mengambil masa lebih lama daripada ini, jika zarah berjisim berinteraksi lemah (WIMP) wujud, seperti yang diterangkan di atas. Fenomena yang diterangkan dianggap sebagai kaedah pengesahan yang menjanjikan untuk kewujudan WIMP dan kerdil hitam.[12]

Lihat juga[sunting | sunting sumber]

Rujukan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ a b Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). "How Massive Single Stars End Their Life". The Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341. Dicapai pada 25 March 2022. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  2. ^ Jameson, R. F.; Sherrington, M. R.; Giles, A.R. (October 1983). "A failed search for black dwarfs as companions to nearby stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 205: 39–41. Bibcode:1983MNRAS.205P..39J. doi:10.1093/mnras/205.1.39P.
  3. ^ Kumar, Shiv S. (1962). "Study of Degeneracy in Very Light Stars". Astronomical Journal. 67: 579. Bibcode:1962AJ.....67S.579K. doi:10.1086/108658.
  4. ^ Darling, David. "brown dwarf". The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. David Darling. Dicapai pada May 24, 2007.
  5. ^ Tarter, Jill (2014), "Brown is Not a Color: Introduction of the Term 'Brown Dwarf'", dalam Joergens, Viki (penyunting), 50 Years of Brown Dwarfs, Astrophysics and Space Science Library, 401, Springer, m/s. 19–24, doi:10.1007/978-3-319-01162-2_3, ISBN 978-3-319-01162-2
  6. ^ Johnson, Jennifer. "Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars" (PDF). Ohio State University. Dicapai pada 2007-05-03.
  7. ^ Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. Dicapai pada 2006-08-04.
  8. ^ Alcock, Charles; Allsman, Robyn A.; Alves, David; Axelrod, Tim S.; Becker, Andrew C.; Bennett, David; Cook, Kem H.; Drake, Andrew J.; Freeman, Ken C. (1999). "Baryonic Dark Matter: The Results from Microlensing Surveys". In the Third Stromlo Symposium: The Galactic Halo. 165: 362. Bibcode:1999ASPC..165..362A. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  9. ^ "12 Billion-year-old white-dwarf stars only 100 light-years away". spacedaily.com. April 16, 2012. Dicapai pada January 10, 2020.
  10. ^ a b c Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (April 1997). "A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects". Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337–372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337.
  11. ^ Caplan, M. E. (2020). "Black dwarf supernova in the far future". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 497 (4): 4357–4362. arXiv:2008.02296. Bibcode:2020MNRAS.497.4357C. doi:10.1093/mnras/staa2262.
  12. ^ Kouvaris, Chris; Tinyakov, Peter (2011-04-14). "Constraining asymmetric dark matter through observations of compact stars". Physical Review D (dalam bahasa Inggeris). 83 (8): 083512. arXiv:1012.2039. doi:10.1103/PhysRevD.83.083512. ISSN 1550-7998.
Diambil daripada "https://ms.wikipedia.org/w/index.php?title=Kerdil_hitam&oldid=6045379"