Nyota kibete nyeupe

Kutoka Wikipedia, kamusi elezo huru
Jump to navigation Jump to search
Vibete vyeupe vinapatikana chini ya safu kuu ya nyota kwenye jedwali ya Hertzsprung-Russel.

Kibete cheupe (nyota kibete nyeupe, ing. white dwarf) ni nyota ndogo yenye umri mkubwa iliyo karibu na mwisho wa maisha yake. Imeshamaliza fueli yake ya myeyungano nyuklia imejikaza na kugandamiza masi yake katika mjao mdogo. Ina jotoridi ya juu usoni lakini mwangaza wake ni dhaifu. Jotoridi ya juu inasababisha rangi yake nyeupe. Jina "kibete" linatokana na mwangaza hafifu unaosababishwa na eneo dogo la uso wake.

Nyota kwenye safu kuu kama Jua huwa na nusukipenyo ya kilomita milioni lakini kibete cheupe kina nusukipenyo ya km 10,000 pekee yaani kama sayari. Hata hivyo kibete cheupe kina masi sawa na nyota katika mjao mdogo na pia graviti kama nyota. Densiti yake ni kubwa sana.

Kibete cheupe kinatokana na nyota isiyo na masi kubwa na kuisha akiba ya fueli. Ni kiini cha jitu jekundu kinachobaki wakati nyota kubwa inaachana na matabaka yake za nje. Ndani ya kiini hiki cha nyota kubwa ya awali hakuna mchakato wa myeyungano nyuklia tena kwa hiyo hakuna chanzo cha nishati. Nuru inayoendelea kutoka ni nishati ya joto lakini hii inaendelea kupotea polepole[1].

Masi ya kibete cheupe inafanywa na mata iliyopotoka (degenerate matter); yaani atomu zake zimegandamizwa mno ikiwa elektroni zimeachana na viini vya atomu. Hivyo ni masi ya ioni (atomi yenye chaji) na elektroni zisizoshikamana kama kawaida. Hali hii inaruhusu viini vya atomu kukaribiana sana kuliko atomu kamili na hii inawezesha densiti kubwa ya kibete cheupe[2].

Wakati huohuo, ndani ya nyota kibete nyeupe, kuna shinikizo la elektroni huru zinazoelekea kuachana na shinikizo hili linazuia nyota yote kujikaza zaidi kutokana na graviti yake hivyo nyota inakaa kwa uwiano thabiti.

Kibete cheupe kinaendelea kupoa polepole. Lakini ikipata tena masi mpya, kwa mfano wa kuivuta kwa graviti yake kutoka nyota jirani, inaweza kukua na kuvuka kiwango chake cha kukaa thabiti. Hapa mlipuko unaweza kutokea kwa umbo la nova[3].


Marejeo[hariri | hariri chanzo]

  1. Kawaler S.D. 1998. White dwarf stars and the Hubble Deep Field. Proceedings of the Space Telescope Science Institute Symposium. p. 252. [1], ISBN 0-521-63097-5
  2. Mestel L. 1952. On the theory of white dwarf stars. I. The energy sources of white dwarfs. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 112: 583. [2]
  3. Rincon, Paul 2014. Dead stars 'can re-ignite' and explode. BBC News Science & Environment. [3]
Astrowiki.PNG
Mradi wa Astronomia

Makala hii imewahi kukaguliwa na kuboreshwa kwenye warsha ya pamoja ya Jenga Wikipedia ya Kiswahili, Wikimedia Community User Group Tanzania na ASSAT. Imepewa hali ya ulinzi. Tunaomba mapendekezo yote ya usahihisho na nyongeza zipelekwe kwanza kwenye ukurasa wa majadiliano