იხილეთ წყარო გვერდისთვის თეთრი ჯუჯა

[[სურათი:Sirius A and B Hubble photo.jpg|thumb|right|[[ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპი]]ს მიერ გადაღებული [[სირიუსი|სირიუს A და სირიუს B]]. თეთრი ჯუჯა სირიუს B ჩანს ბევრად კაშკაშა სირიუს A-ს დაბლა, მარცხნივ მკრთალი სინათლის წერტილის მსგავსად]]
[[სურათი:White Dwarf Ages.ogv|thumb|თეთრი ჯუჯის სიცოცხლე, მხატვრის წარმოსახვა]]
'''თეთრი ჯუჯა''' (ასევე უწოდებენ ''გადაგვარებულ ჯუჯას'') — ვარსკვლავური ნარჩენი, რომელიც უმეტესად [[ელექტრონგადაგვარებული მატერია|ელექტრონგადაგვარებული მატერიისგან]] შედგება. თეთრი ჯუჯა ძალიან [[სიმკვრივე|მკვრივია]]: მისი მასა [[მზის მასა|მზის მასის]] ტოლი შეიძლება იყოს, ხოლო [[მოცულობა]] — [[დედამიწა|დედამიწისა]]. მისი მკრთალი ნათება მოდის თერმული ენერგიის მარაგის გამოსხივებიდან. უახლოესი თეთრი ჯუჯა არის 8,6 სინათლის წლით დაშორებული [[სირიუს B]], რომელიც ორმაგი [[ვარსკვლავი]]ს, [[სირიუსი]]ს პატარა კომპანიონია. ამჟამად მიჩნეულია, რომ [[მზე|მზის]] უახლოეს 100 ვარსკვლავურ სისტემას შორის 8 თეთრი ჯუჯაა.<ref>
{{cite web
 |last1=Henry |first1=T. J.
 |date=1 January 2009
 |title=The One Hundred Nearest Star Systems
 |url=http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm
 |publisher=[[Research Consortium On Nearby Stars]]
 |accessdate=21 July 2010
}}</ref> თეთრი ჯუჯის უჩვეულო სიმკრთალე პირველად [[ჰენრი ნორის რასელი|ჰენრი ნორის რასელმა]], [[ედუარდ ჩარლს პიკერინგი|ედუარდ ჩარლზ პიკერინგმა]] და [[უილიამინა ფლემინგი|უილიამინა ფლემინგმა]] [[1910]] წელს შენიშნეს.<ref name="schatzman">''White Dwarfs'', E. Schatzman, Amsterdam: North-Holland, 1958.</ref><sup>, გვ.&nbsp;1</sup> თეთრი ჯუჯა [[უილემ ლუიტენი|უილემ ლუიტენმა]] 1922 [[წელს]] უწოდა. 

მიჩნეულია, რომ თეთრი ჯუჯა საბოლოო ევოლუციური მდგომარეობაა იმ [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავებისა]], რომელთა [[მასა]] საკმარისი არ არის, რათა [[ნეიტრონული ვარსკვლავი]] გახდეს — [[ირმის ნახტომი]]ს [[გალაქტიკა]]ში არსებული [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავების]] 97 %.<ref name="cosmochronology">
{{cite journal
 |last1=Fontaine |first1=G.
 |last2=Brassard |first2=P.
 |last3=Bergeron |first3=P.
 |year=2001
 |title=The Potential of White Dwarf Cosmochronology
 |journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific
 |volume=113 |issue=782 |page=409
 |bibcode=2001PASP..113..409F
 |doi=10.1086/319535
}}</ref> როდესაც დაბალი ან საშუალო მასის [[ვარსკვლავი#მთავარი მიმდევრობა|მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის]] [[წყალბადი]]ს სინთეზის სიცოცხლის ხანგრძლივობა დასრულდება, ის გაფართოვდება [[წითელი გიგანტი|წითელ გიგანტად]], რომელიც [[ჰელიუმი|ჰელიუმს]] [[ნახშირბადი|ნახშირბადად]] და [[ჟანგბადი|ჟანგბადად]] ასინთეზირებს ბირთვში [[სამმაგი ალფა პროცესი]]თ. თუ [[წითელი გიგანტი|წითელ გიგანტს]] არასაკმარისი [[მასა]] აქვს იმისათვის, რომ ბირთვში ნახშირბადის სინთეზისათვის საჭირო [[ტემპერატურა]] (1 მილიარდი [[კელვინი]]) წარმოქმნას, მის ცენტრში ნახშირბადისა და ჟანგბადის ინერტული მასა წარმოიქმნება. მისი გარე ფენის მოცილების შემდეგ, როცა პლანეტარული [[ნისლეული]] წარმოიქმნება, ის ამ ბირთვის უკან რჩება, რომელიც წარმოქმნის ნარჩენ თეთრ ჯუჯას.<ref name="rln">
{{cite web
 |last1=Richmond |first=M
 |title=Late stages of evolution for low-mass stars
 |url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
 |work=Lecture notes, Physics 230
 |publisher=[[Rochester Institute of Technology]]
 |accessdate=3 May 2007
}}</ref> აქედან გამომდინარე, ჩვეულებრივ, თეთრი ჯუჯები ნახშირბადისა და ჟანგბადისაგან შედგება. თუ წინაპრის მასა 8-10,5 [[მზის მასა]]ა, ბირთვის ტემპერატურა საკმარისია ნახშირბადის სინთეზისათვის, მაგრამ არა [[ნეონი]]სა, ამ შემთხვევაში კი ჟანგბად-ნეონ-მაგნიუმის თეთრი ჯუჯა შეიძლება წარმოიქმნას.<ref name="oxne">
{{cite journal
 |last1=Werner |first1=K.
 |last2=Hammer |first2=N. J.
 |last3=Nagel |first3=T.
 |last4=Rauch |first4=T.
 |last5=Dreizler |first5=S.
 |year=2005
 |title=On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries
 |journal=14th European Workshop on White Dwarfs
 |volume=334 |page=165
 |arxiv=astro-ph/0410690
 |bibcode=2005ASPC..334..165W
}}</ref> როგორც აღმოჩნდა, [[ჰელიუმი]]ს თეთრი ჯუჯები<ref name="apj606_L147">
{{cite journal
 |last1=Liebert |first1=J.
 |last2=Bergeron |first2=P.
 |last3=Eisenstein |first3=D.
 |last4=Harris |first4=H. C.
 |last5=Kleinman |first5=S. J.
 |last6=Nitta |first6=A.
 |last7=Krzesinski |first7=J.
 |year=2004
 |title=A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass
 |journal=The Astrophysical Journal
 |volume=606 |issue=2 |pages=L147
 |arxiv=astro-ph/0404291
 |bibcode=2004ApJ...606L.147L
 |doi=10.1086/421462
}}</ref><ref name="he2">
{{cite press
 |date=17 April 2007
 |title=Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf
 |url=http://spaceflightnow.com/news/n0704/17whitedwarf
 |publisher=[[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]
}}</ref> წარმოიქმნება ორმაგ ვარსკვლავურ სისტემებში მასის დაკარგვით.

თეთრ ჯუჯაში არსებული მატერია [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|თერმობირთვულ სინთეზს]] აღარ განიცდის, არ აქვს [[ენერგია|ენერგიის]] წყარო და არც სითბოსი, რომელსაც წარმოქმნიდა თერმობირთვული რეაქციებისა და [[გრავიტაცია|გრავიტაციის]] ომი. მას მხოლოდ [[ელექტრონები]]ს გადაგვარების წნევა ამარაგებს, რაც მას უკიდურესად მკვრივს ხდის. გადაგვარების ფიზიკა იძლევა მაქსიმუმ მასას არაბრუნვადი თეთრი ჯუჯისთვის ([[ჩანდრასეკარის ზღვარი]]) — მიახლოებით 1,4 [[მზის მასა]], რომლის ზემოთაც ელექტრონული გადაგვარება ვეღარ მოამარაგებს [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავს]]. ნახშირბად-ჟანგბადის თეთრი ჯუჯა, რომელიც ამ ზღვარს უახლოვდება, ჩვეულებრივ კომპანიონიდან მასის მიზიდვით, შესაძლოა Ia ტიპის [[ზეახალი ვარსკვლავი|ზეახლად აფეთქდეს]]. ამ პროცესს ნახშირბადის დეტონაცია ეწოდება.<ref name="osln">{{cite web
 |last=Johnson
 |first=J.
 |year=2007
 |url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.html
 |title=Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars
 |work=Lecture notes, Astronomy 162
 |publisher=[[Ohio State University]]
 |accessdate=17 October 2011
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20191115223455/http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.html
 |archivedate=15 ნოემბერი 2019
 }}</ref><ref name="rln" /> [[SN 1006]] ამის ყველაზე ცნობილი მაგალითია.

თეთრი ჯუჯა წარმოქმნისას ძალიან ცხელია, მაგრამ რადგანაც მას ენერგიის წყარო არ აქვს, ის თანდათანობით თავის ენერგიას გამოასხივებს და გაგრილდება. ეს ნიშნავს, რომ მისი გამოსხივება, რომელსაც მაღალი ფერის ტემპერატურა აქვს, შემცირდება და გაწითლდება დროთა განმავლობაში. ძალიან დიდი ხნის შემდეგ, თეთრი ჯუჯა იმ ტემპერატურამდე გაცივდება, რომლის შემდეგაც ის ვეღარ შეძლებს შესამჩნევი სითბო ან [[სინათლე]] გამოასხივოს, ამიტომ ცივი შავი ჯუჯა გახდება.<ref name="rln" /> თუმცა, გამოთვლილია, რომ დროის ხანგრძლივობა, როცა თეთრი ჯუჯა ამ მდგომარეობას აღწევს, [[სამყარო]]ს ამჟამინდელ ასაკზე (დაახლოებით 13,7 მილიარდი წელიწადი)<ref name="aou">
{{cite journal
 |last1=Spergel |first1=D. N.
 |last2=Bean |first2=R.
 |last3=Doré |first3=O.
 |last4=Nolta |first4=M. R.
 |last5=Bennett |first5=C. L.
 |last6=Dunkley |first6=J.
 |last7=Hinshaw |first7=G.
 |last8=Jarosik |first8=N.
 |last9=Komatsu |first9=E.
 |last10=Page
 |first10=L.
 |last11=Peiris
 |first11=H. V.
 |last12=Verde
 |first12=L.
 |last13=Halpern
 |first13=M.
 |last14=Hill
 |first14=R. S.
 |last15=Kogut
 |first15=A.
 |last16=Limon
 |first16=M.
 |last17=Meyer
 |first17=S. S.
 |last18=Odegard
 |first18=N.
 |last19=Tucker
 |first19=G. S.
 |last20=Weiland
 |first20=J. L.
 |last21=Wollack
 |first21=E.
 |last22=Wright
 |first22=E. L.
 |year=2007
 |title=Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology
 |journal=The Astrophysical Journal Supplement Series
 |volume=170 |issue=2 |page=377
 |arxiv=astro-ph/0603449
 |bibcode=2007ApJS..170..377S
 |doi=10.1086/513700
|display-authors=8
 }}</ref> მეტია და რადგანაც არც ერთი თეთრი ჯუჯა არ შეიძლება სამყაროზე ხნიერი იყოს, მიჩნეულია, რომ შავი ჯუჯები ჯერჯერობით არ არსებობს.<ref name="osln" /><ref name="cosmochronology" /> ყველაზე ბებერი თეთრი ჯუჯები მაინც ასხივებს რამდენიმე ათას კელვინ სითბოს.

==სქოლიო==
{{სქოლიო}}

{{ვარსკვლავი}}

[[კატეგორია:ვარსკვლავები]]