Sterrekunde

Wat is 'n koue wit dwerg?

Wat is 'n koue wit dwerg?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Is 'n koue (3800 K, of so) wit dwerg nog steeds in ontaarde toestand beskou? Of hoe kan 'n gas ontaard en koud wees?


Ek is nie heeltemal seker wat u verwarring is nie, so ek sal net beskryf hoe temperatuur en agteruitgang verband hou en hoop dat dit opklaar.

Fermions

Alle deeltjies wat fermione is, is onderhewig aan die Pauli-uitsluitingsbeginsel. Dit beteken dat geen twee fermione dieselfde kwantumtoestand kan inneem nie. Hulle sal dit weerstaan. Wat dit regtig beteken, maak vir eers nie te veel saak nie, aanvaar dit net as 'n aksioma.

Elektrone is fermione. 'N Ster, voordat dit 'n wit dwerg word, is gevul met elektrone wat net hul eie besigheid bedink. Toe die ster homself in 'n wit dwerg begin vorm, druk die drukdruk van swaartekrag al die elektrone in 'n stywe ruimte. Swaartekrag probeer om hierdie elektrone in dieselfde kwantumtoestand te druk, maar die Pauli-uitsluitingsbeginsel verbied dit.

Fermi Energie

Opmerking: Die volgende is 'n growwe oorvereenvoudiging, maar dit kry die idee sonder om te verskriklik verkeerd te wees. Moenie dit as evangeliewaarheid beskou nie.

U kan 'n stel van al die moontlike kwantumtoestande definieer. Vir die eenvoud gaan ek hulle net $ mathrm {state} 1 $, $ mathrm {state} 2 $,…, $ mathrm {state} 67 $,…, $ mathrm {state noem } 10 ^ {10483} $, ens. (Volgens energie georden). Van bo weet ons dat elke toestand slegs deur een elektron kan beset word. Oor die algemeen sal hierdie elektrone 'n verskeidenheid nie-opeenvolgende toestande inneem. Voorwit dwerg, kan ons die elektrone volgens die staat bestel en sê

  • $ mathrm {elektron} 1 $ is in $ mathrm {state} 43 $,
  • $ mathrm {elektron} 2 $ is in $ mathrm {state} 12084 $,
  • $ mathrm {elektron} 3 $ is in $ mathrm {state} 4.187 times10 ^ {78} $
  • ens.

Aangesien die elektrone in die wit dwerg ingedruk word, sal hulle probeer om so na as moontlik aan dieselfde kwantumtoestand te kom sonder om die uitsluitingsbeginsel van Pauli te oortree. 'N Volledig ontaarde ster het elektrone in die volgende toestande:

  • $ mathrm {elektron} 1 $ is in $ mathrm {state} 1 $,
  • $ mathrm {elektron} 2 $ is in $ mathrm {state} 2 $,
  • $ mathrm {elektron} 3 $ is in $ mathrm {state} 3 $
  • ens.
  • $ mathrm {elektron} n $ is in $ mathrm {state} n $

In hierdie heeltemal ontaarde toestand is alle elektrone gedwing om al die laagste energietoestande te beset. Die Fermi-energie is die energie van die laaste elektron in die hoogste toestand. As alle elektrone sodanig ingedruk word dat hulle almal onder die Fermi-energie is, beskou ons die voorwerp as ontaard.

Temperatuur en verval

Swaartekrag kan probeer om al die elektrone in die laagste kwantumtoestande te stamp, maar die vermoë van swaartekrag om dit te bereik hang af van die temperatuur. Elektrone by 'n hoër temperatuur het hoër energieë en dit word moeiliker vir swaartekrag om dit te onderdruk. Met 'n sekere stel aannames1kan 'n mens sê dat dit vir 'n ster met 'n gegewe temperatuur, $ T $ en 'n gegewe digtheid, $ rho $, sal ontaard as2:

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

Uit hierdie vergelyking kan u hopelik sien dat dit eintlik kouer is help 'n wit dwerg ontaard. Die twee maniere om 'n ster (of iets regtig) te laat ontaard, is om dit af te koel en die digtheid te verhoog. Vir die vorming van wit dwerge is die feit dat dit ontaard meer 'n funksie van die hoë digtheid as van die koel temperatuur.


1Aannames en voorafgaande vergelykings is in An Introduction to Modern Astrophysics, 2de uitg., Bl. 566.

2As 'n voorkomende maatreël is hierdie vergelyking nie universeel van toepassing nie. Jy kan dit nie op jouself toepas en jouself ontaard verklaar nie!


10 interessante feite oor wit dwergsterre

Daar word geglo dat wit dwergsterre die finale evolusietoestand van sterre verteenwoordig wat nie massief genoeg is om hul lewens in super- of hyper novae-gebeure te beëindig nie. Witdwerge, ook bekend as "ontaarde sterre", bestaan ​​uit elektronedegenereerde materie wat nie meer fusie-energie lewer nie. In plaas daarvan straal wit dwerge hul gestoorde termiese energie uit as 'n ligte helderheid, maar so stadig dat die heelal nie lank genoeg bestaan ​​vir enige wit dwergsterre om al hul hitte uit te straal nie. Hieronder is nog 10 interessante feite oor wit dwergsterre wat u miskien nie geken het nie.

Wit dwergsterre kom relatief skaars voor

Daar is slegs agt bekende witdwergsterre in die 100-sterrestelsels wat die naaste aan ons is, met die bekendste witdwergster aan ons, Sirius B, die metgesel van Sirius A in die Sirius-binêre stelsel, wat 8,6 ligjare geleë is. weg in die konstellasie Canis Major.

Ongeveer 97% van alle Melkwegsterre sal wit dwerge word

Alhoewel slegs tien duisend wit dwerge gevind is, is meer as 97% van die sterre in die Melkweg, insluitend die son, nie massief genoeg om iets anders as wit dwergsterre te word as hulle hul lewens beëindig nie. Tot die uiterstes geneem, beteken dit dat sodra al die sterre in die Melkweg in wit dwerge ontwikkel het en genoegsaam afgekoel het om swart dwerge te word, die Melkweg vir alle doele onsigbaar sal word, behalwe miskien vir die paar neutronsterre wat kan die wit dwerge en die verspreiding van die sterrestelsel oorleef.

Byna alle wit dwergsterre het dieselfde massa

Terwyl wit dwergsterre in 'n wye verskeidenheid massas val, van so min as 0,17 tot soveel as 1,3 keer die sonmassa, weeg die meeste wit dwerge tussen 50% en 70% van die sonmassa, met 'n gemiddelde van ongeveer 60%. In die praktyk beteken dit dat hoewel wit dwergsterre gewoonlik so groot soos die aarde is, hulle in die algemeen ongeveer so massief soos die son is, wat beteken dat die digtheid van wit dwerge soveel as 1 miljoen keer hoër kan wees as die van die Son. Dit beteken weer dat 1 kubieke cm van 'n wit dwerg soveel as een ton kan weeg, met slegs swart gate, neutronsterre en moontlik kwarksterre wat digter is.

Wit dwergsterre mag nie meer as 1,4 sonmassas oorskry nie

As gevolg van die aard van degenerasie-druk, wat 'n wit dwerg ondersteun teen swaartekrag-ineenstorting in 'n neutronster, kan 'n wit dwerg nooit meer as 1,4 sonmassas oorskry nie, 'n limiet wat bekend staan ​​as die "Chandrasekhar-limiet", na die Indiese sterrekundige wat bereken eers hierdie limiet in 1930. Hierdie figuur neem egter aan dat die ster nie draai nie, maar as dit wel gebeur, neem die limiet effens toe. Nietemin, in gevalle waar 'n wit dwerg op 'n nie-eenvormige manier draai en die viskositeit van die ster nie in ag geneem word nie, is daar geen boonste massa limiet waarteen 'n (hipotetiese) wit dwerg in hidrostatiese ewewig kan wees nie.

Wit dwergsterre koel stadiger af namate hulle ouer word

Studies het getoon dat aangesien wit dwergsterre nie energie genereer om die hitte wat deur straling verlore gaan te vervang nie, die tempo waarmee hierdie sterre afkoel, stadiger word namate hulle ouer word. Die volgende voorbeeld illustreer die punt: 'n wit dwerg met 'n massa van 0,59 keer die son wat 'n heliumatmosfeer en 'n oppervlaktemperatuur van 8.000 K het, sal ongeveer 1,5 miljard jaar neem om af te koel tot 7.140K. Die afkoeling van nog 500K sal ongeveer 0,3 miljard jaar duur, terwyl dit afkoel tot 6,000K, en dan neem nog 500K onderskeidelik 0,4 miljard en 1,1 miljard jaar.

Wit dwergsterre het atmosfeer

Spektroskopiese studies het aan die lig gebring dat die helderheid van 'n wit dwergster afkomstig is van sy atmosfeer, wat uit waterstof of helium kan bestaan. Alhoewel albei elemente gewoonlik in die atmosfeer van 'n wit dwerg voorkom, oorheers een altyd met 'n faktor van ten minste 1000 in vergelyking met alle ander elemente in die steratmosfeer. Die meeste ondersoekers is dit eens dat dit die resultaat is van 'n proses waarin swaartekrag die elemente in die atmosfeer skei, met die mees massiewe molekules wat op of naby die oppervlak van die ster ophoop, met die ligter elemente op hierdie laag in volgorde van hul massa. In die geval van waterstofryke atmosferes, kan die totale massa van die waterstofkomponent so massief wees as 1/10 000ste van die sterre se totale massa.

Sommige wit dwergsterre is metaalryk

Die feit dat die spektra van sommige wit dwergsterre sterk metaallyne vertoon, was vir astronome 'n verrassing, aangesien hierdie swaar elemente kort na sy vorming na die kern van die ster moes trek. Alhoewel daar nie sekerheid is oor die oorsprong van die metale in sommige spektra nie, word gedink dat in die geval van die wit dwerg met die naam Ton 345 ten minste, die metaalvloed in sy spektrum afkomstig is van die oorblyfsels van 'n planeet wat vernietig is deur die stamvader ster tydens sy asimptotiese reuse takfase.

Wit dwergsterre sal hul gasheersterrestelsels oorleef

Alhoewel wit dwergsterre na hul vorming as stabiel beskou word, sal hulle uiteindelik afkoel om koue swart dwerge te word. Vanweë die ondeursigtigheid of weerstand van hul buitenste lae teen bestraling, word beraam dat wit dwerge ongeveer 10 34 –10 35 jaar sal neem om hierdie toestand te bereik. Hierdie buitengewone lang lewensduur is gebaseer op die bekende leeftyd van protone, wat baie langer is as wat dit sal neem voordat sterrestelsels versprei, of 'verdamp', en die proses sal na verwagting binne slegs 10 19 tot 10 20 jaar voltooi wees.

Sommige wit dwergsterre bied planete aan

Terwyl daar 'n bietjie debat gevoer word oor hoe planete rondom wit dwerge kan vorm, word baie wit dwerge nogtans deur planete wentel, soos in die geval van twee sirkinêre planete rondom 'n nuuskierige wit dwerg / rooi dwerg-binêre stelsel wat NN Serpentis genoem word, of deur digte stof- / puinskywe. Die meeste ondersoekers onderskryf die teorie dat planete wat om wit dwerge wentel, die oorblyfsels is van planete wat vernietig is deur die skepping van die wit dwerg, soos wat sou gebeur as ons son tydens sy rooi-reuse-fase opswel. In ons geval kan die aarde eindig as 'n verbrokkelende rotsagtige liggaam wat om die son wentel in sy wit dwergfase.

Wit dwergsterre kan verskeie kere ontplof, en tog oorleef

Alhoewel sommige prosesse 'n wit dwergster kan vernietig tydens 'n supernova-ontploffing, oorleef baie wit dwergsterre herhaalde, maar minder kataklismiese termonukleêre ontploffings van aangelegde waterstofryke materiaal op hul oppervlaktes. Mits die sterre se kern ongeskonde bly, kan 'n wit dwerg soveel ontploffings op sy oppervlak oorleef as wat dit nodig is om die bron van invallende materiaal uit te put.


As die son skielik vervang sou word deur 'n wit dwerg met 'n laer massa, sonder dat daar samesmelting plaasvind, sal die aarde-maan-stelsel en # wentelbaan uitbrei en meer ellipties word en die aarde baie kouer word.

Wit dwerge is ryk forensiese laboratoriums wat skakels bied tussen die geskiedenis en toekomstige evolusie van die Melkwegstelsel. Die struktuur en samestelling van wit dwerge bevat die rekords van die finale stadiums van sterre evolusie. UV-sterrekunde is veral belangrik vir die bestudering van wit dwergsterre.


Watter soort dwergster is daar?

& ldquo Dwerg & rdquo was oorspronklik 'n term wat gebruik word om te onderskei tussen die twee soorte rooi sterre in die heelal - baie massief en baie klein. Dit word genoem & ldquored reuse & rdquo en & ldquored dwerge & rdquo. Die dwergterminologie het geleidelik uitgebrei tot gemiddelde & ldquonot reuse- & rdquo-sterre van enige kleur, en die lyn tussen & ldquogiant & rdquo en & ldquodwarf is ietwat sleg gedefinieër die Son is tegnies 'n & quotyellow dwerg & rdquo ster.

Waaraan die meeste mense dink as hulle & ldquodwarf star & rdquo hoor, is bruin dwerg, rooi dwerg en wit dwergsterre. Daar is ook 'n paar teoretiese soorte dwergsterre, dit is waar swart dwerge val. Hierdie sterre word almal geklassifiseer op grond van hul kleur, maar verwarrend is dit gewoonlik nie die kleure wat dit vir ons oë lyk nie. (Bruin dwerge sal byvoorbeeld 'n diep pienk lyk - sien hierbo vir drie bruin dwerge soos dit vir ons lyk.)

Geel en rooi dwergsterre is normale sterre - hulle verbrand waterstof in hul kern en leef volgens die hoofreeks van sterre leeftyd. Rooi dwerge is kleiner as ons son en word net tot 50% so groot soos ons son. As gevolg hiervan is hul oppervlaktes koeler, dus die kleur skuif na die rooi. Hulle verbruik nie waterstof so vinnig as wat ons son doen nie, alhoewel hulle minder massief vra en dus minder waterstof, leef hulle nog baie langer as wat ons son sal doen. Omdat rooi dwerge minder materie benodig om te skep, is dit die maklikste om dit te maak. Rooi dwerge is dus die mees sterre in die sterrestelsel - ons naaste sterbuurman is 'n rooi dwerg.

Bruin dwerge is mislukte sterre. Hulle ondersoek hoofsaaklik massiewe Jupiters - groot versamelings gas wat nie massief genoeg is om die druk te skep wat nodig is om waterstof in helium te begin verbrand nie. Hierdie dwerge kan redelik koud wees, daar is een wat nie te lank gelede gevind is nie, net so warm soos 'n koppie koffie. 'N Bruin dwerg kan alles doen, behalwe om daar te sit en sy hitte stadig uit te straal - dit sal ooit 'n volwaardige ster word. Die ysterreën waarna u verwys, was die gevolgtrekking van 'n studie uit 2006. Daar is bevind dat die yster wat hulle in die atmosfeer waargeneem het, by die temperatuur van die ster waarna hulle gekyk het, vloeibare druppels moet vorm en na die oppervlak van die ster neerreën. . Verdere studies het bewyse gevind vir massiewe storms in Jupiter-styl in die atmosfeer van hierdie sterre. Die gedrag van die metale en ander elemente in 'n bruin dwerg- en rsquos-atmosfeer hang sterk af van die temperatuur van die betrokke ster. Aangesien & ldquobrown dwerg & rdquo 'n taamlike breë term is, sal sommige van hierdie sterre te koud wees vir ysterreën, en sommige sal te warm wees. Die aanwesigheid of afwesigheid van 'n bepaalde element sal natuurlik afhang van die gas waaruit die dwerg gevorm het, aangesien die bruin dwerg nie self enige nuwe elemente bou nie.

Wit dwerge is die opwindendste om te maak. Dit is wat oorbly nadat 'n hoofreeksster (soos ons Son) dood is. Die ster sal deur die rooi reuse-fase gegaan het, en dan sy minder digte buitenste lae in 'n planetêre newel optrek. Aan die einde is al wat oorbly 'n warm, digte kern van wat vroeër die middelpunt van die ster was in 'n volume van dié van die aarde. Hulle is so dig dat die druk wat deur die elektrone van die atome in die ster teen mekaar gedruk word, dit weerhou om kleiner te word, en so warm gloei dit net vanweë vasgevangde hitte. Dit is die eindpunt van ons son.

Die swart dwerg - nog steeds 'n teoretiese voorwerp - is die naam wat ons sou gee aan 'n wit dwergster wat daarin geslaag het om al sy hitte heeltemal te verloor en daadwerklik heeltemal uit te gaan. Die tydsduur vir 'n wit dwergster om al sy hitte te verloor, is langer as wat die heelal bestaan, en daarom verwag ons nie dat baie hiervan sal sien nie.

Het u u eie vraag? Iets hier onduidelik? Voel vry om te vra! (Of gebruik die sybalk, Facebook of Twitter!)


Privaatheid en sekuriteit

Elke weergawe van Storyboard That het 'n ander privaatheids- en sekuriteitsmodel wat aangepas is vir die verwagte gebruik.

Gratis uitgawe

Alle storieborde is publiek en kan deur enigiemand besigtig en gekopieër word. Dit sal ook in die Google-soekresultate verskyn.

Persoonlike uitgawe

Die outeur kan kies om die storiebord openbaar te maak of dit as Ongelys te merk. Ongelyste storieborde kan via 'n skakel gedeel word, maar andersins sal dit verborge bly.

Opvoedkundige uitgawe

Alle storieborde en beelde is privaat en veilig. Onderwysers kan al hul studente se storieborde besigtig, maar studente kan slegs hul eie sien. Niemand anders kan iets sien nie. Onderwysers kan kies om die sekuriteit te verlaag as hulle wil deel.

Sake-uitgawe

Alle storieborde is privaat en veilig op die portaal met behulp van lêersekuriteit van ondernemingsklas wat deur Microsoft Azure aangebied word. Binne die portaal kan alle gebruikers alle storieborde sien en kopieer. Daarbenewens kan enige storiebord "deelbaar" word, waar 'n privaat skakel na die storiebord ekstern gedeel kan word.


Inhoud

Die hamster het geen algemene aanvaarde naam nie, winter wit dwerg hamster en Russiese dwerg hamster is een van die mees gebruikte. Verwarring ontstaan ​​as gevolg van hul fisiese ooreenkoms met die dwerghamster van Campbell. Die naam Djungariese hamster en Russiese dwerg kan gevolglik na beide winterwit en dwerghamsters van Campbell verwys. Die term "winterwit" is afgelei van die feit dat die hamster vir die wintermaande in die natuur sy pelskleur na wit verander, en dat dit die hamster kamoefleer en die predasie verminder as sneeu op die grond is. Campbell se dwerghamsters verander nie gedurende die winter van bontkleur nie en kan slegs verkeerdelik as "winterwit" beskryf word. [2]

Die binomiale naam vir die hamster is Phodopus sungorus. Die hamster is die eerste keer deur Peter Simon Pallas in 1773 as 'n muis beskryf. [3] Die naam sungorus is afkomstig van die geografiese streek Dzungaria. [4] In 1778 herdoop Pallas die hamster na Muis songarus. [5] In 1912 bestel Ned Hollister die "Mouse songarus" vir die geslag Phodopus. [6] A. I. Argiropulo het die naam in 1933 verander na prioriteit sungorus [7] en bepaal die hamster soos 'n subspesie van die dwerghamster van Campbell genoem word Phodopus sungorus sungorus. [8] Vandag word witdwerghamsters en die dwerghamsters van Campbell as afsonderlike spesies beskou, met die winterwit amptelik bekend as Phodopus sungorus.

Die jas van die winterwit dwerghamster is minder wollerig as die van Campbell se dwerghamster, [9] en behalwe vir die normale kleursel, kan dit saffier, saffierpêrel of gewone pêrel wees. Die koplengte van die winterwit dwerghamster is 70–90 mm, die lengte van die stert is 5–15 mm en die agterpote is 11–15 mm. [10] [11] Die liggaamsgewig verander dramaties deur die jaar. Dit is op sy laagste gedurende die winter. [12] By mans wissel die liggaamsgewig van 19 tot 45 gram (0,67 tot 1,59 oz), en by vroue tussen 19 en 36 gram (0,67 tot 1,27 oz). [11] In menslike sorg is hulle effens swaarder. Die gemiddelde lewensduur van die winterdwerghamster is een tot drie jaar in gevangenskap, hoewel hulle langer kan leef. In die natuur is dit bekend dat hulle net een jaar leef. [9]

In die somer verander die pels van die winterwit hamster op die rug van asgrys na donkerbruin, of soms ligbruin met 'n tint. [13] Die gesig verander in grys of bruin, terwyl die mond, die snor en die ore effens helderder is. [14] Die buitenste ore en die oë het swart kante. Die res van die kop is donkerbruin of swart. Van die kop tot die stert loop 'n swartbruin rugstreep. [15] Die keel, pens, stert en ledemate is wit. [14] Die ore is grys met 'n pienkerige tint [13] met verspreide swart hare. Die hare aan die onderkant is heeltemal wit. [16] [17] Die helder laag van die onderkant strek tot by die skouers, flanke en heupe in drie boë opwaarts. Dit word onderskei van die donkerder pels aan die bokant van die bestaande swartbruin hare, drie geboë lyn. [11]

Afgesien van die tipiese kleur, kan witwarm dwerg hamsters ook gekleurde pêrel, saffier, saffier pêrel en gemarmer word. Daar is ander kleursoorte beskikbaar, maar dit word sterk vermoed dat dit slegs in basterkruisings met Campbell se dwerghamsters voorkom. Sommige van hierdie kleure is mandaryn, blou, argente, geelblou bruin, kameel, bruin, room, merle en umbrus. [9]

In die winter is die pels digter. [18] Hulle het soms 'n grys tint op hul koppe. [19] Meer as 10% van die hamsters wat in die eerste winter aangehou word, ontwikkel die somerjas. In die tweede winter verander slegs 'n paar in die winterjas en is die winterkleur minder uitgesproke. Die vervelling in die winterbont begin in Oktober of November en word in Desember voltooi, terwyl die somerjas in Januarie of Februarie begin en in Maart of vroeg in April voltooi is. [14] Die ore is grys met 'n pienkerige tint. [9] Vervelling van albei loop op die kop en die agterkant van die ruggraat na die kante, die bene en die onderkant. [20] Die hare word langer in die somer tot ongeveer tien millimeter lank. [13]

Die pigmentasie van hare word beheer deur die hormoon prolaktien en kleurgenetika. [21] Die daglengte kan minder as 14 uur wees om die oorskakeling na die winterjas aan te pak, alhoewel dit moontlik is dat hulle 'n rigtinggewende verandering in die lengte van die fotoperiode kan aanvoel, soos in een eksperiment wat 'n oorgang van 16 uur lig getoon het. tot 14 uur begin die verandering van die winterjas. [22] Die verandering in die winterjas kan in die somer veroorsaak word deur die kort daglengte. Die verandering kom terug in die somerjas in die herfs, wanneer die lengte van die dae weer verander. By interne temperature begin hamsters in gevangenskap later met die veranderinge. Die winterkleur is minder uitgesproke by hulle. [14] Die winterwit hamster se oë is swart, tensy dit 'n albino is, in welke geval dit rooi is. [13]

In die natuur verander die hamster se pels in die winter. Hierdie aanpassing help hulle om roofdiere in die sneeubedekte steppe te ontduik. [9] Die hamster grawe tonnels van een meter diep, wat lei tot gate in die grond waar hulle kan slaap, hul kleintjies kan grootmaak en vir roofdiere kan wegkruip. [13] Die wezel is een van die belangrikste roofdiere van die hamster. [11] Die meeste van hierdie gate het ses ingange. In die somer is die gate met mos uitgevoer. Om die hitte in die winter warm te hou, sluit die hamster alles behalwe een ingang en voer die holle uit met pels of wol wat hy vind. Die temperatuur binne die hok is gewoonlik 16,7 ° C (62,1 ° F). [9] Die hamsters woon soms in die semerye in Sentraal-Asië. [23] Hulle woon ook in die droë steppe en koring- of lusernlande, asook op klein landerye in die woude van die streek rondom Minusinsk. [24] Die pels op die hamster se voete beskerm die voete teen die koue grond in die koue klimaat in die natuur. [9] Die bevolkingsdigtheid is baie uiteenlopend. [23] In 1968 is die eerste vier voorbeelde van die hamster in Wes-Siberië gevang en na die Max Planck Instituut in Duitsland gebring. [13]

Die hamsters kom dikwels voor op die troeteldiermark in Europa, Japan en Noord-Amerika. [9] Die versorging van die hamster is soortgelyk aan alle ander soorte Phodopus. [25] Die hamsters, saam met die meeste knaagdiere, is geneig tot gewasse. Hulle kan ook beseer word in die wangsakkie deur skerp voorwerpe wat die brose binnekant beskadig. Ander gesondheidsprobleme sluit in bytwonde, gebreekte tande, hardlywigheid, uitdroging, tandheelkundige afwyking, diarree en oorprobleme. [26]

Winterwit dwerg hamsters reproduseer vinniger as Siriese hamsters. [26] [27] Phodopus spesies in staat is om weer swanger te word op dieselfde dag as wat hulle geboorte geskenk het. Dit kan alles binne 'n tydperk van 36 dae gebeur. Dit word gedoen as 'n oorlewingstrategie om binne 'n kort tydperk groot getalle nageslag te produseer. Dit stel geweldige eise aan die moeder. [26] Navorsing dui op versorging van twee ouers in Campbell se hamsters (P. campbelli) maar nie in die winter wit hamsters nie (P. sungorus). [28] Gereelde gevegte kan tussen die kleintjies plaasvind en sodra hulle van hul moeder gespeen word, word hulle van haar geskei. Die meeste dwerg hamsters word 3 tot 4 "lank. Hamsters wat binnenshuis onderhou word en gedurende die herfs en winter kunsmatige verligting kry, sal waarskynlik die hele jaar broei, terwyl in die natuur en diere in gevangenskap onderhou word, maar onder heeltemal natuurlike lig-donker siklusse. , broei is beperk tot die lang dae van die lente en somer. [13]

Gedurende die broeityd kan die hamster aggressief raak. Na paring wil die wyfie die mannetjie aanval om haar babas te beskerm. Die mannetjie kruip gewoonlik in gate of grotte weg om aan die bose byt van die wyfie te ontsnap. [29] Die hamster se oesterse siklus duur vier dae elke vier dae, die wyfie kan die mannetjie weer aanvaar om weer te teel. Dit kom gewoonlik voor wanneer die donkerte van die aand aanbreek. As hamsters van jongs af nie bymekaar gehuisves word nie, is dit moeilik om te bepaal of die wyfie bereid is om met die mannetjie te broei. [9]

Basters Redigeer

Van die vyf spesies wat gewoonlik as troeteldiere aangehou word, kan slegs Campbell se dwerghamster en die winterwit dwerghamster kruis en lewende baster-nageslag voortbring. Alhoewel basters geskikte troeteldiere is, kan die teling van basters en kloning gesondheids- en voortplantingsprobleme veroorsaak. Daarbenewens kan die wydverspreide teling en verspreiding van basters die bestaan ​​van suiwer spesies en subspesies van die ekosisteem bedreig, wat slegs borrels tot gevolg het. Verbastering laat elke werpsel kleiner word en die kleintjies begin aangebore probleme vorm. [9]

Hierdie hamster word deur die International Union for the Conservation of Nature (IUCN) volgens die minste kommer gelys. Die populasie en verspreidingsgrootte is groot, en geen groot of wydverspreide bedreigings vir die spesie is bekend nie. Bevolkingsgetalle in die natuur word nie aangeteken nie. [30]


14 helderste wit dwergsterre

Wit dwerge is aan die einde van hul leeftyd ontaarde sterre. Dit is die 14 helderste wit dwergsterre wat met matige grootte (8 duim tot 12 duim) teleskope gevind kan word. Daar kan selfs 'n paartjie gesien word met 'n gewone verkyker!

    1. Naam / grootte (m)
    2. Konstellasie
    1. Sirius B (8.44m)
    1. 40 Eridani B (9.50m)
    1. Procyon B (10.70m)
    1. LP 145-141 (11.50m)
    1. BD-07 3632 (11.90m)
    1. LDS 678A (12.00m)
    1. HZ 43 (12.00m)
    1. Van Maanen 2 (12.40m)
    1. Stein 2051 B (12.40m)
    1. WD 1337 + 705 (12.80m)
    1. G 185-32 (13.00m)
    1. G 240-72 (14.10m)
    1. LP 658-2 (14.50m)
    1. GD 61 (14.80m)

Groottekaart

Naak-oog = 4 (stad)
Naak-oog = 5 (voorstede)
Kaaloog = 6 * (donker lug)
Verkyker = 10
4 "(100mm) teleskoop = 12.5
8 "(200 mm) teleskoop = 14
12 "(300m) teleskoop = 15
16 "(400m) teleskoop = 16
Hubble-ruimteteleskoop = 30


Sterrekundiges vind ys en moontlik metaan op Snow White, 'n verre dwergplaneet

'N Kunstenaar se konsepsie van 2007 OR10, met die bynaam Sneeuwitjie. Sterrekundiges vermoed dat die rooskleurige kleur te wyte is aan die teenwoordigheid van bestraalde metaan. Krediet: NASA

Sterrekundiges van die California Institute of Technology (Caltech) het ontdek dat die dwergplaneet 2007 OR10 & # 151 met die naam Snow White & # 151 'n ysige wêreld is, met ongeveer die helfte van sy oppervlak bedek met waterys wat eens gevloei het uit antieke, sluipspierende vulkane. Die nuwe bevindings dui ook daarop dat die rooi-getinte dwergplaneet bedek kan wees in 'n dun lagie metaan, die oorblyfsels van 'n atmosfeer wat stadig in die ruimte verlore gaan.

"U sien hierdie mooi prentjie van wat vroeër 'n aktiewe wêreldjie was met watervulkane en 'n atmosfeer, en dit is nou net gevries, dood, met 'n atmosfeer wat stadig wegglip," sê Mike Brown, die Richard en Barbara Rosenberg-professor en professor in planetêre sterrekunde, wat die hoofskrywer is van 'n referaat wat in die Astrophysical Journal Letters gepubliseer moet word waarin die bevindings beskryf word. Die koerant is nou in pers.

Sneeuwwit & # 151 wat in 2007 ontdek is as deel van die PhD-proefskrif van Brown se voormalige gegradueerde student Meg Schwamb, wentel die son aan die rand van die sonnestelsel en is ongeveer die helfte so groot as Pluto, wat dit die vyfde grootste dwergplaneet maak. Destyds het Brown verkeerd geraai dat dit 'n ysige liggaam was wat van 'n ander dwergplaneet met die naam Haumea afgebreek het. Hy het dit Sneeuwitjie genoem as gevolg van sy vermeende wit kleur.

Opvolgwaarnemings het egter vinnig aan die lig gebring dat Sneeuwitjie eintlik een van die rooiste voorwerpe in die sonnestelsel is. 'N Paar ander dwergplanete aan die rand van die sonnestelsel is ook rooi. Hierdie verre dwergplanete is self deel van 'n groter groep ysige liggame genaamd Kuiper Belt Objects (KBO's). Sover die navorsers kon agterkom, was Sneeuwitjie, hoewel relatief groot, onopvallend en net een uit meer as 400 potensiële dwergplanete wat onder honderdduisende KBO's tel.

"Met al die dwergplanete wat so groot is, is daar iets interessants aan hulle & hulle vertel ons altyd iets," sê Brown. 'Hierdie een het ons jare gefrustreer omdat ons nie geweet het wat dit vir ons sê nie.' Op daardie stadium was die Near Infrared Camera (NIRC) aan die Keck Observatory & # 151 wat Caltech-professor in fisika Tom Soifer en hoofinstrumentwetenskaplike Keith Matthews in die negentigerjare help ontwerp het & # 151 was die beste instrument wat sterrekundiges gehad het om KBO's te bestudeer, volgens Brown. Maar NIRC was pas afgetree, en niemand kon die OR10 2007 in detail waarneem nie. 'Dit het soort van kwyn,' sê hy.

Intussen het Adam Burgasser, 'n voormalige gegradueerde student van Brown's en nou 'n professor aan die UC San Diego, gehelp om 'n nuwe instrument genaamd die Folded-port Infrared Echellette (FIRE) te ontwerp. Verlede herfs het Brown, Burgasser en postdoktorale student Wesley Fraser hierdie instrument saam met die 6,5 meter lange Magellan Baade-teleskoop in Chili gebruik om die OR10 van 2007 van naderby te beskou.

Soos verwag, was Sneeuwitjie rooi. Maar tot hul verbasing het die spektrum aan die lig gebring dat die oppervlak bedek was met ys. 'Dit was 'n groot skok,' sê Brown. "Waterys is nie rooi nie." Alhoewel ys algemeen in die buitenste sonnestelsel voorkom, is dit byna altyd wit.

Daar is egter nog 'n ander dwergplaneet wat rooi en bedek is met waterys: Quaoar, wat Brown in 2002 help ontdek het. Quaoar is effens kleiner as Sneeuwitjie en is nog steeds groot genoeg om 'n atmosfeer te hê en 'n oppervlak bedek met vulkane wat het 'n ysige sluier uitgespuug wat dan solied gevries het toe dit oor die oppervlak vloei.

Maar omdat Quaoar nie so groot soos dwergplanete soos Pluto of Eris is nie, kan dit nie so lank vlugtige verbindings soos metaan, koolstofmonoksied of stikstof vashou nie. 'N Paar miljard jaar nadat Quaoar gevorm het, het dit sy atmosfeer in die ruimte begin verloor. Al wat oorbly, is metaan. Met verloop van tyd het blootstelling aan die straling vanuit die ruimte getoon dat metaan & # 151 wat bestaan ​​uit 'n koolstofatoom wat gebind is aan vier waterstofatome en in lang koolwaterstofkettings wat rooi lyk. Soos die ryp wat op 'n koue oggend 'n grasperk bedek, sit die bestraalde metaan op die ysige oppervlak van Quaoar en gee dit 'n rooskleurige tint.

Die spektrum van 2007 OR10 lyk soortgelyk aan die van Quaoar, wat daarop dui dat wat op Quaoar gebeur het, ook op 2007 OR10 gebeur het. "Daardie kombinasie & # 151rooi en water & # 151 sê vir my: 'metaan' ', verduidelik Brown. "Ons kyk basies na die laaste snak van Sneeuwitjie. Al vier en 'n half miljard jaar sit Sneeuwitjie daar buite en verloor sy atmosfeer stadig, en nou is daar nog net 'n bietjie oor."

Alhoewel Snow White se spektrum duidelik die teenwoordigheid van waterys toon, sê Brown, is die bewyse vir metaan nog nie definitief nie. Om uit te vind, sal die sterrekundiges 'n groot teleskoop soos dié by die Keck-sterrewag moet gebruik. As dit blyk dat Snow White wel metaan het, sal hy by Quaoar aansluit as een van slegs twee dwergplanete wat oor die grens lê tussen die handvol voorwerpe wat groot genoeg is om vlugtige verbindings vas te hou, en die kleiner liggame waaruit die oorgrote meerderheid bestaan. van KBO's.

Brown sê 'n ander taak is om die dwergplaneet 'n amptelike naam te gee, aangesien 'Snow White' net 'n bynaam was wat hy en sy kollegas gebruik het. Boonop is die moniker nie meer sinvol om hierdie baie rooi voorwerp te beskryf nie. Voor die ontdekking van waterys en die moontlikheid van metaan, sou "2007 OR10" voldoende gewees het vir die sterrekundegemeenskap, aangesien dit nie noemenswaardig genoeg was om 'n amptelike naam te regverdig nie. 'Ons het nie geweet Snow White is interessant nie,' sê Brown. 'Nou weet ons dit is die moeite werd om te studeer.'


Die hoofsiekte waaroor u 'Wheeler's Dwarf' moet bekommer, is blaarvlek. 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 koud 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.


Kyk die video: ZUJANJE U UŠIMA - JEDAN OD SIMTOMA DUHOVNOG RASTA (November 2022).