در عالم گسترده و پررمزوراز ما، ستارگان نقشی اساسی در ساختار کیهان ایفا می‌کنند اما احتمالا کمتر فردی بداند که تعداد بسیاری از این ستارگان بعد از طی مرحله های طویل تحول، به جسمی متراکم، کوچک و درخشان به نام «کوتوله سفید» تبدیل خواهد شد. این اجرام نه‌فقط نشانه‌ آخر زندگی زیاد تر ستارگان می باشند، بلکه آزمایشگاه‌های طبیعی می باشند که داده‌هایی بی‌نظیر درمورد‌ تکامل ستاره‌ای و تاریخ کیهان در اختیار دانشمندان قرار خواهند داد. در این مقاله به این سوال جواب می‌دهیم که کوتوله سفید چیست؟ ویژگی‌های آن را مرور می‌کنیم و با معروف‌ترین کوتوله‌های سفید آشنا می‌شویم.

کوتوله سفید چیست؟

کوتوله سفید (White Dwarf) ستاره‌ مرده و زیاد چگال است که از فروپاشی ستاره‌‌ای همانند خورشید، با جرم ۰.۵ تا ۸ برابر جرم خورشید، بعد از آخر عمرش به‌ وجود می‌آید. ستاره‌هایی با این بازه جرمی در دسته ستارگان کم‌جرم قرار می‌گیرند. وقتی‌ که ستاره سوخت هسته‌ای خود را همه می‌کند و دیگر نمی‌تواند عکس العمل‌های همجوشی را ادامه دهد، لایه‌های بیرونی خود را به فضا پرتاب کرده و هسته‌ داخلی آن به‌شکل جسمی کوچک، داغ و زیاد متراکم باقی می‌ماند. این هسته‌ باقی‌مانده همان کوتوله سفید است.

کوتوله سفید باوجود اندازه‌ای شبیه زمین، جرمی نزدیک خورشید دارد و چگالی آن زیاد بالاست. این ستارگان دیگر انرژی تشکیل نمی‌کنند و فقط از گرمای باقی‌مانده‌ خود نور ساطع می‌کنند. آنها یکی از مرحله های نهایی تکامل تعداد بسیاری از ستارگان در کیهان می باشند.

چرخه عمر ستاره‌های کم‌جرم؛ از تولد تا تبدیل شدن به کوتوله سفید

ستاره کم‌جرم چطور متولد می‌شود و چه مراحلی را طی می‌کند تا در آخر عمر به کوتوله سفید تبدیل شود؟ در ادامه به این سوال جواب می‌دهیم.

۱. تولد در دل ابرهای گازی (سحابی):
زندگی ستاره از درون ابرهای بین‌ستاره‌ای اغاز می‌شود. این ابرها عمدتاً از گاز هیدروژن و مقادیر مقداری هلیوم و گردوغبار راه اندازی شده‌اند. وقتی‌ که ناحیه‌ای از این سحابی به‌علت اختلالات گرانشی فشرده شود، «پیش‌ستاره» (protostar) شکل می‌گیرد. با افزایش دما و چگالی در مرکز این توده، شرایط ملزوم برای اغاز همجوشی هسته‌ای فراهم می‌شود. وقتی‌ که دما در مرکز به نزدیک به ۱۰ میلیون کلوین برسد، همجوشی هیدروژن به هلیوم اغاز شده و ستاره داخل مرحله‌ای از اعتدال می‌شود.

۲. رشته مهم – طویل‌ترین مرحله زندگی:
در این مرحله، ستاره مدام هیدروژن را در هسته خود به هلیوم تبدیل می‌کند. این فرایند انرژی بسیاری آزاد می‌کند که با نیروی گرانش در اعتدال است و علتپایداری ستاره می‌شود. زمان‌ وجود در این مرحله بستگی به جرم ستاره دارد؛ برای مثال، خورشید نزدیک به ۱۰ میلیارد سال در این مرحله خواهد می بود. ستاره‌هایی که جرم کمتری دارند، حتی می‌توانند تا ۵۰ تا ۱۰۰ میلیارد سال در این حالت بمانند. در روبه رو، ستارگان پرجرم‌تر امکان پذیر فقط چند میلیون سال در این مرحله باقی بمانند.

۳. آخر سوخت و اغاز بحران – غول سرخ:
وقتی‌ که هیدروژن هسته به آخر می‌رسد، همجوشی متوقف می‌شود و هسته اغاز به انقباض می‌کند. با افزایش دمای مرکز، همجوشی در پوسته‌ اطراف هسته اغاز می‌شود و لایه‌های بیرونی ستاره منبسط‌شده و ستاره به غول سرخ تبدیل می‌شود. در این مرحله، دمای سطح افت می‌یابد (به نزدیک به ۳۰۰۰ تا ۵۰۰۰ کلوین) ولی درخشش افزایش می‌یابد. اگر جرم ستاره مناسب باشد، امکان پذیر همجوشی هلیوم به کربن و اکسیژن در مرکز اغاز شود. این مرحله زیاد تر میلیون‌ها سال طول می‌کشد.

۴. ناپایداری نهایی و پرتاب لایه‌ها:
با همه شدن هلیوم، ستاره دیگر توانایی همجوشی عناصر سنگین‌تر (همانند آهن) را ندارد؛ چون همجوشی آنها انرژی جذب می‌کند. در این حالت، لایه‌های بیرونی ستاره با سختی تابش و در نبرد با نیروی گرانش به بیرون پرتاب خواهد شد و سحابی سیاره‌ای راه اندازی خواهند داد. سحابی‌های زیبایی همانند سحابی حلقه‌ (Ring Nebula) مثالای از این مرحله‌اند. تنها چیزی که باقی می‌ماند، هسته‌‌ای زیاد چگال، داغ و بی‌سوخت است.

۵. تولد کوتوله سفید:
هسته‌ باقی‌مانده که دیگر نه سوخت دارد نه همجوشی انجام می‌دهد، به شکل کوتوله سفید درمی‌آید. این جسم زیاد کوچک (با شعاعی در نزدیک به ۷۰۰۰ کیلومتر) ولی سنگین (جرمی بین ۰.۵ تا ۱.۴ برابر خورشید) است. چگالی آن چنان زیاد است که یک قاشق چای‌خوری از ماده‌اش امکان پذیر چند تن وزن داشته باشد. دمای سطحی در اغاز می‌تواند تا ۱۰۰ هزار کلوین برسد ولی به‌مرور سرد می‌شود. باوجود گرمای زیاد، درخشش آن کم است و زیاد تر فقط با تلسکوپ‌های قوی دیده می‌شود.

۶. نقش سختی تبهگنی در پایداری:
در نبوده است عکس العمل‌های هسته‌ای، چیزی باید جلوی فروپاشی گرانشی کوتوله سفید را بگیرد. این ماموریت را سختی تبهگنی الکترونی (electron degeneracy pressure) بر مسئولیت دارد؛ اتفاق‌ای که از اصول مکانیک کوانتومی، به‌اختصاصی اصل طرد پائولی، ناشی می‌شود. این اصل می‌گوید ۲ الکترون نمی توانند دقیقاً در یک حالت کوانتومی قرار بگیرند؛ به این علت الکترون‌ها سختی طبیعی تشکیل می‌کنند که مانع فشرده شدن زیاد تر ستاره می‌شود. این پایداری فقط تا حدی برقرار است: اگر جرم کوتوله سفید از ۱.۴ جرم خورشیدی زیاد تر شود (حد چاندراشکار)، فروپاشی اجتناب‌ناپذیر خواهد می بود.

۷. سرد شدن آرام و آینده‌ای که تا این مدت ندیده‌ایم:
کوتوله سفید منبع انرژی ندارد؛ به این علت تنها کاری که می‌کند، تابش تدریجی گرمای باقی‌ مانده است. فرایند سرد شدن آن می‌تواند ده‌ها تا صدها میلیارد سال طول بکشد. درنهایت، این جسم به‌ قدری سرد می‌شود که دیگر نوری از آن ساطع نمی‌شود و به کوتوله سیاه تبدیل می‌شود؛ جرمی تاریک و بی‌تاثییر اما از آنجایی که سن کیهان نزدیک به ۱۳ میلیارد و ۸۰۰ میلیون سال است، تا این مدت هیچ کوتوله سیاهی شناسایی نشده و این مرحله فقط در تئوری وجود دارد.

ویژگی‌های فیزیکی کوتوله سفید چیست؟

اندازه و جرم:
کوتوله‌های سفید از نظر اندازه زیاد کوچک‌اند، در حدی که شعاع آنها طبق معمولً نزدیک به ۷ هزار کیلومتر است؛ یعنی تقریباً به اندازه‌ کره‌ زمین اما جرم آنها می‌تواند بین ۰.۵ تا ۱ و ۴ برابر جرم خورشید باشد؛ یعنی جرمی زیاد عظیم در حجمی زیاد کوچک فشرده شده است. اگر جرمی زیاد تر از این مقدار داشته باشند، دیگر نمی توانند کوتوله سفید باقی بمانند و به گمان زیاد به ستاره نوترونی یا سیاه‌چاله تبدیل خواهند شد. (بخوانید: سیاهچاله و هر آنچه باید درمورد آن بدانید)

چگالی بسیار:
به‌علت این فشردگی زیاد، چگالی کوتوله‌های سفید زیاد بالاست. چگالی متوسط آنها امکان پذیر به ۱۰ به توان ۶ گرم در هر سانتی‌مترمکعب برسد؛ هر سانتی‌مترمکعب از این ماده به اندازه‌ ماشین سواری وزن دارد! در قمام قیاس، چگالی آب فقط یک گرم بر سانتی‌مترمکعب است. این تراکم شگفت‌انگیز ناشی از فشرده‌شدن کامل اتم‌ها و فروپاشی الکترون‌ها به حالتی زیاد متراکم است.

دما و تابش:
کوتوله‌های سفید در اغاز شکل‌گیری‌شان زیاد داغ‌اند. دمای سطحی آنها می‌تواند از ۵ هزار تا ۱۰۰ هزار کلوین متغیر باشد اما ازآنجاکه منبع جدیدی برای تشکیل انرژی ندارند، این گرما به‌مرور از دست می‌رود و دمای آنها افت می‌یابد. آنها فقط به‌واسطه‌ گرمای ذخیره‌شده‌ اولیه‌ خود می‌درخشند. با گذر زمان، کوتوله سفید خنک و کم‌نورتر می‌شود.

ترکیب ماده و ساختار:
زیاد تر کوتوله‌های سفید از نظر ترکیب شیمیایی از کربن و اکسیژن ساخته شده‌اند که باقی مانده همجوشی در مرحله‌ غول سرخ می باشند. برخی از آنها هم امکان پذیر هسته‌ای از هلیوم یا اکسیژن-نئون-منیزیم داشته باشند، بسته به جرم اولیه‌ ستاره‌ای که از آن پدید آمده‌اند. سطح آنها نیز غالباً از هیدروژن یا هلیوم پوشیده شده که لایه‌ای زیاد نازک روی هسته راه اندازی می‌دهد. سختی داخلی به‌ قدری زیاد است که ماده دیگر به شکل گاز یا مایع معمولی نیست، بلکه در حالتی به نام ماده تبهگن (degenerate matter) قرار دارد.

گرانش سطحی:
باتوجه‌به جرم زیاد و شعاع کوچک، گرانش سطحی کوتوله‌های سفید زیاد شدید است؛ نزدیک به ۱۰۰ هزار برابر گرانش زمین. اگر یک انسان روی سطح آن بایستد (که در عمل ممکن نیست)، وزنش صدهزار برابر زیاد تر از زمین خواهد می بود. این چنین گرانش بالایی علتمی‌شود که حتی یک اتم گاز سبک نیز نتواند از سطح آن فرار کند.

خلاصه

۱۰ مسئله شوق‌انگیز درمورد کوتوله‌های سفید

یک قاشق چای‌خوری از ماده‌ کوتوله سفید امکان پذیر چند تُن وزن داشته باشد!
– چگالی این ستاره‌ها آن‌قدر بالاست که یک سانتی‌مترمکعب از آن می‌تواند تا یک‌میلیون گرم جرم داشته باشد.

کوتوله‌های سفید ابتدا داغ‌تر از تعداد بسیاری از ستاره‌ها می باشند ولی رفته‌رفته سرد خواهد شد.
– دمای سطح برخی از آنها به بیشتر از ۱۰۰ هزار کلوین می‌رسد، ولی به‌مرور و در میلیاردها سال خنک خواهد شد.

کوتوله سفید دیگر عکس العمل هسته‌ای ندارد اما تا این مدت می‌درخشد!
– نور کوتوله از گرمای ذخیره‌شده در قبل می‌آید؛ همانند زغال سرخ‌شده‌ای که تا این مدت خاموش نشده.

اگر جرم کوتوله سفید از ۱.۴ برابر جرم خورشید زیاد تر شود، به سرنوشت مرگ‌باری دچار می‌شود!
– این حد که «حد چاندراسخار» نام دارد؛ مرز کوتوله سفید و فروپاشی به ستاره نوترونی یا سیاه‌چاله.

برخی کوتوله‌های سفید باقی مانده سیاراتی را در مدار خود دارند!
– همانند WD 1145+017 که به گمان زیادً سیارک یا سیاره‌ای درحال فروپاشی در مدارش دارد.

کوتوله سفید می‌تواند به ابرنواختر نوع Ia تبدیل شود و کل کهکشان را روشن کند.
– اگر در منظومه دوتایی ماده بسیاری از همدمش جذب کند و از حد مجاز بگذرد، منفجر می‌شود و یکی از پرنورترین اتفاق‌های کیهان را رقم می‌زند.

برخی کوتوله‌های سفید مغناطیسی میدان‌هایی میلیون‌ها برابر نیرومندتر از زمین دارند.
– RE J0317-853 برای مثالً میدانی در نزدیک به ۳۴۰ میلیون گاوس دارد. این علتاعوجاج نور، گرانش و حتی طیف آنها می‌شود.

کوتوله‌های سفید از بیرون آرام به‌ نظر می‌رسند اما در درونشان فیزیک کوانتومی در اوج پیچیدگی‌ست.
– پایداری آنها به‌جای سختی گاز، به سختی «تبهگنی الکترونی» وابسته است که کاملاً وابسته به اصل طرد پائولی‌ است.

طول عمر کوتوله سفید (تا خاموش شدن کامل) امکان پذیر زیاد تر از سن جاری جهان باشد!
– ازآنجاکه سرد شدنشان زیاد کند است، تا این مدت هیچ کوتوله‌ سیاهی در کیهان دیده نشده.

سیریوس B کوتوله سفید است که آن‌قدر چگال است که نور اطرافش اندکی خم می‌شود.
– این اتفاق (ناشی از گرانش نیرومنداش است) دهه‌ ۱۹۲۰ یکی از آزمون‌های نسبیت عام انیشتین موردتوجه قرار گرفت.

معارفه ۵ کوتوله سفید معروف

۱. Sirius B

• سیریوس B از اولین کوتوله‌های سفید کشف‌شده در تاریخ است. این ستاره همدم ستاره‌ پرنور سیریوس A در صورت فلکی سگ بزرگ است.
• سال ۱۸۶۲، «آلوین کلارک» آن را با تلسکوپ مشاهده کرد اما وجودش پیشتر از طریق محاسبات مداری سیریوس A پیش‌بینی شده می بود.
• جرم سیریوس B نزدیک به یک جرم خورشیدی و شعاع آن تقریباً برابر زمین است. دمای سطحی آن بیشتر از ۲۵ هزار کلوین است.
• این ستاره نمونه‌ کلاسیکی از سختی تبهگنی الکترونی است که جلوی فروپاشی بیشترش را گرفته است.

۲. ۴۰ Eridani B

• این کوتوله سفید بخشی از منظومه‌ای سه‌ستاره‌ای در صورت فلکی Eridanus است و یکی از اولین کوتوله‌های سفید تأییدشده از نظر طیفی محسوب می‌شود.
• جرم آن نزدیک به ۰.۵ جرم خورشیدی است و دمای سطحی آن نزدیک به ۱۶ هزار و ۵۰۰ کلوین تخمین زده می‌شود.
• ۴۰ Eridani B در کنار سیریوس B، از نخستین اجرامی می بود که نشان داد ستاره‌ای می‌تواند زیاد چگال‌تر از آنچه قبلاً فکر می‌شد باشد.

۳. Procyon B

• این کوتوله سفید همدم ستاره‌ پروکیون A در صورت فلکی سگ کوچک است.
• فاصله‌اش از زمین فقط نزدیک به ۱۱.۵ سال نوری است؛ به این علت یکی از نزدیک‌ترین کوتوله‌های سفید به ماست.

• جرم آن نزدیک به ۰.۶ جرم خورشیدی و دمای سطحی‌اش نزدیک به ۷۷۰۰ کلوین است.
• به علت نزدیکی‌اش به زمین، از اهداف مطالعاتی مهم برای بازدید ساختار داخلی کوتوله‌ها محسوب می‌شود.

۴. RE J0317-853

• یکی از شگفت‌ترین کوتوله‌های سفید که تا بحال کشف شده با میدان مغناطیسی بسیار قوی – نزدیک به ۳۴۰ میلیون گاوس (برای قیاس، میدان مغناطیسی زمین فقط نزدیک به ۰.۵ گاوس است) است.
• این کوتوله این چنین با سرعتی زیاد بالا (در نزدیک به ۷۰۰ کیلومتردرثانیه) به دور خودش می‌چرخد.
• باور بر این است که RE J0317-853 نتیجه ادغام ۲ کوتوله سفید است.
• ویژگی‌های آن می‌تواند سرنخ‌هایی درمورد‌ نحوه‌ راه اندازی ابرنواخترهای نوع Ia فراهم کند.

۵. WD 1145+017

• یکی از اولین کوتوله‌های سفیدی است که اطرافش باقی مانده سیارات یا سیارک‌ها کشف شد.
• سال ۲۰۱۵، تلسکوپ کپلر نشانه‌هایی از گذر اجرام سیاره‌ای کوچک را از جلوی این کوتوله سفید مشاهده کرد.
• این نشانه‌ها یکی از دلایل مهمی می باشند که نشان خواهند داد برخی کوتوله‌های سفید می‌توانند باقی مانده منظومه‌های سیاره‌ای را با خود نگه داری کنند، حتی بعد از مرگ ستاره‌ میزبان.
• این کشف افق جدیدی در مطالعه‌ منظومه‌های فراخورشیدی گشود.

جمع‌بندی

کوتوله‌های سفید، از شگفت‌انگیزترین مرحله های پایانی عمر ستارگان متوسط همانند خورشید می باشند؛ ستاره‌هایی که بعد از مصرف سوخت هسته‌ای خود، فرومی‌ریزند و به اجرامی کوچک، زیاد چگال و داغ تبدیل خواهد شد. با جرمی نزدیک به خورشید ولی اندازه‌ای شبیه زمین، این ستاره‌ها چگالی‌ای باورنکردنی دارند و در نبوده است همجوشی هسته‌ای، فقط از گرمای باقی‌مانده‌ خود می‌درخشند. ویژگی‌هایی همانند گرانش سطحی عظیم، سختی تبهگنی الکترونی و نقش مهمشان در انفجارهای ابرنواختری، کوتوله‌های سفید را به آزمایشگاهی طبیعی برای فیزیک کوانتومی و نجوم تبدیل کرده‌اند. مطالعه‌ این ستارگان نه‌فقط رازهایی از آینده‌ی خورشید ما را آشکار می‌کند، بلکه در فهمیدن بهتر ساختار کهکشان و تحول ستاره‌ای نیز نقش کلیدی دارد.

سؤالات متداول

این چنین بخوانید: ستاره چیست و چطور راه اندازی می‌شود؟ همه چیز درمورد ستاره آسمان