ကြယ်ဖြူပု

ကြယ်ဖြူပု (အင်္ဂလိပ်: White dwarf) ဆိုသည်မှာ ကြယ်တစ်မျိုးပင် ဖြစ်သည်။ ကြယ်ဖြူပု၏ အရောင်မှာ အခြားကြယ်များကဲ့သို့ပင် ဖြစ်သော်လည်း အခြားကြယ်များကဲ့သို့ တောက်ပခြင်း မရှိပေ။ ကြယ်ဖြူပုများကို ၁၉ ရာစုတွင် တွေ့ရှိခဲ့ပြီး အစောဆုံး တွေ့ရှိခဲ့သော ကြယ်များမှာ အဖြူရောင်များဖြစ်ကြသည်။ ကြယ်၏ အရောင်ပေါ်မူတည်၍ ၎င်း၏ အပူချိန် မည်မျှရှိသည်ကို တိုင်းတာနိုင်သည်။ အဖြူရောင်ကြယ်များမှာ နေကဲ့သို့ပင်ဖြစ်ပြီး အပြာရောင်ကြယ်များမှာ ပို၍ ပူပြင်းကာ အနီရောင်ကြယ်များမှာ အပူချိန် လျော့နည်းသည်။ ကြယ်ဖြူပုများ တောက်ပခြင်း မရှိရခြင်းအကြောင်းမှာ သူတို့သည် အခြားတောက်ပသော ကြယ်များနှင့်ယှဉ်လျှင် အရွယ်အစား သေးငယ်သောကြောင့် ဖြစ်ပြီး အပူချိန် လျော့နည်းသောကြောင့် မဟုတ်ပေ။ အချို့ ကြယ်ဖြူပုများမှာ အဖြူရောင် မဟုတ်ဘဲ အပြာရောင် ရှိတတ်သည်။ မိမိတို့သိရှိရသည့် အနီးဆုံးကြယ်ဖြူပုမှာ Sirius B ဖြစ်ပြီး အလင်းနှစ် ၈.၆ ကွာဝေးသည်။ ယင်းသည် အဖော်ကြယ် Sirius A နှင့် ဒွိကြယ်စနစ်ဖြစ်သည်။ ယခုလက်ရှိ အခြားသော ရာချီသည့် ကြယ်ဖြူပုများထဲမှ နေနှင့်အနီးဆုံးကြယ်ဖြူပုများမှာ ၈ စင်းရှိသည်။[1] ပုံမှန်မဟုတ်သည့် မှေးမိန်သည်ကြယ်အား ၁၉၁ဝ ခုနှစ်တွင် ပထမဆုံးအကြိမ် သတိပြုမိခဲ့သည်။[2] ကြယ်ဖြူပု ဟူသော အမည်အား ဝီလန် လုတန်ဆိုသူမှ ၁၉၂၂ ခုနှစ်တွင် ကင်ပွန်းတပ်ခဲ့ခြင်းဖြစ်သည်။[3]

ဟပ်ဘယ် အာကာသ တယ်လီစကုပ်မှ ရိုက်ယူထားသော Sirius A နှင့် Sirius B တို့၏ ဓာတ်ပုံဖြစ်သည်။ Sirius B သည် ကြယ်ဖြူပုဖြစ်ပြီး တောက်ပသည့် Sirius A အောက်နားလေးတွင် မှေးမိန်သည့်အလင်းအဖြစ် တွေ့ရသည်။

ကြယ်ဖြူပုအများစုမှာ ကမ္ဘာနှင့် အရွယ်အစား အတူတူခန့်ရှိကြပြီး နေထက် အဆ ၁၀၀ ခန့် ပို၍ သေးငယ်သည်။ သို့သော် သူတို့သည် နေလောက်နီးနီး လေးလံကြပြီး ထို့အတွက် ၎င်းတို့မှာ အလွန်သိပ်သည်းကြသည်။ ကြယ်ဖြူပုမှာ ပို၍ လေးလံလေလေ ၎င်း၏အရွယ်အစားမှာ ပို၍သေးငယ်လေ ဖြစ်သည်။

ကျွန်ုပ်တို့၏ နေကဲ့သို့သော ကြယ်များသည် လောင်စာကုန်သွားပါက ကြယ်ဖြူပုအဖြစ်သို့ ပြောင်းလဲသွားမည် ဖြစ်သည်။ သက်တမ်းကုန်ခါနီးတွင် ဧရာမ ကြယ်နီ အဆင့်ကို ဖြတ်သန်းရမည် ဖြစ်ပြီး သူ၏ ဓာတ်ငွေ့အများစုကို ထိုအခြေအနေတွင် ဆုံးရှုံးရမည်။ ကျန်ရှိနေသော ဓာတ်ငွေ့များ နေသားတကျ ဖြစ်သွားပါက ၎င်းသည် နုနယ်သော ကြယ်ဖြူပုအဖြစ်သို့ ပြောင်းလဲသွားမည် ဖြစ်သည်။

ကျမ်းကိုး
  1. The One Hundred Nearest Star Systems။ Research Consortium On Nearby Stars (1 January 2009)။ 21 July 2010 တွင် ပြန်စစ်ပြီး။
  2. White Dwarfs, E. Schatzman, Amsterdam: North-Holland, 1958.
  3. "How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs" (2005). American Astronomical Society Meeting 207 207. Bibcode: 2005AAS...20720501H.

အခြားကြည့်ရန်
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.