کوتوله سفید چیست؟ هرآنچه باید بدانید

ستاره‌های آسمان نامحدود و ثابت به‌نظر می‌رسند؛ اما درنهایت اغلب آن‌ها به کوتوله‌ سفید تبدیل می‌شوند. کوتوله سفید آخرین مرحله‌ی تکامل ستاره‌های کم‌جرم یا ستاره با جرم متوسط است. کوتوله‌های سفید معمولا بسیار متراکم هستند. جرم آن‌ها با جرم خورشید مقایسه‌پذیر است؛ درحالی‌که ممکن است هم‌اندازه با زمین باشند. درخشش اندک کوتوله سفید حاصل انتشار انرژی گرمایی ذخیره‌شده است و فرایند همجوشی در کوتوله سفید رخ نمی‌دهد.

کوتوله‌های سفید، باقی‌مانده‌ی ستاره‌هایی مشابه خورشید هستند که کل سوخت هسته‌ای خود را مصرف کرده‌اند. این لاشه‌های ستاره‌ای کم‌نور و متراکم، آخرین مرحله‌ی قابل مشاهده‌ی ستاره‌های کم‌جرم و ستاره‌هایی با جرم متوسط هستند.

با اینکه اغلب ستاره‌های کلان‌جرم در پایان عمر، انفجار ابرنواختر را تجربه می‌کنند، سرنوشت ستاره‌های کم‌جرم و متوسط با جرمی کمتر از ۸ برابر جرم خورشید، به کوتوله‌ی سفید ختم می‌شود. تقریبا ۹۷ درصد از ستاره‌های کهکشان راه شیری، در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. جرم کربن و اکسیژن کوتوله‌ی سفید مشابه خورشید است، با این تفاوت که این جرم در فضایی کوچک‌تر، هم‌اندازه با زمین متراکم شده است.

دمای کوتوله‌های سفید می‌تواند به بیش از ۱۰۰ هزار درجه‌ی سانتی‌گراد برسد. با وجود این دمای بالا، کوتوله‌های سفید درخشش اندکی دارند، زیرا کوچک‌تر هستند.

ستاره‌هایی مثل خورشید از ابرهای گاز و غباری شکل گرفته‌اند که به واسطه‌ی گرانش، متراکم شده‌اند. چگونگی تکامل ستاره‌ها به جرم آن‌ها وابسته است. پرجرم‌ترین ستاره‌ها با هشت برابر جرم خورشید یا بیشتر، هرگز به کوتوله‌ سفید تبدیل نمی‌شوند؛ بلکه عمر آن‌ها در انفجارهای عظیم ابرنواختر به پایان می‌رسد و بقایای آن‌ها به ستاره‌ نوترونی یا سیاه‌چاله تبدیل می‌شود.

ستاره‌های کوچک‌تر روند ملایم‌تری را پشت سر می‌گذارند. ستاره‌هایی با جرم کم تا متوسط مثل خورشید در پایان عمر به غول‌های سرخ تبدیل می‌شوند. سپس، لایه‌های بیرونی آن‌ها به حلقه‌هایی موسوم به سحابی سیاره‌ای تبدیل می‌شود، تا جایی که هسته‌ی ستاره به‌شکل کوتوله‌‌ی سفید باقی می‌ماند.

ستاره‌های کوچک‌تر مثل کوتوله‌های سرخ حتی به مرحله‌ غول سرخ هم نمی‌رسند. با تمام‌شدن سوخت هیدروژن این ستاره‌ها، تنها یک کوتوله سفید از آن‌ها باقی می‌ماند. بااین‌حال، شاید تریلیون‌ها سال طول بکشد تا کوتوله‌های سرخ کل سوخت خود را مصرف کنند. ازآنجاکه تنها ۱۳٫۸ میلیارد سال از عمر کیهان می‌گذرد، تاکنون هیچ کوتوله‌ی‌ سفیدی از کوتوله‌های سرخ به‌جا نمانده است.

وقتی سوخت ستاره‌ای به‌پایان می‌رسد، دیگر نیروی بیرونی ناشی از فرآیند همجوشی، بر آن وارد نمی‌شود و در جهت داخل شروع به فروپاشی می‌کند. کوتوله‌های سفید تقریبا هم‌جرم خورشید هستند؛ اما شعاع آن‌ها تقریبا برابر با شعاع زمین است. به‌همین‌دلیل، این اجرام پس از ستاره‌های نوترونی و سیاه‌چاله‌ها از سنگین‌ترین اجرام فضایی به شمار می‌روند.

به‌نقل از ناسا، گرانش سطحی کوتوله سفید ۳۵۰ هزار برابر بیشتر زمین است؛ درنتیجه شخصی ۶۸ کیلوگرمی روی زمین در کوتوله سفید ۲۲٫۷ میلیون کیلوگرم خواهد بود.

وقتی ستاره‌ای به غول سرخ تبدیل می‌شود، نزدیک‌ترین سیاره‌ها به مدار خود را می‌بلعد؛ اما برخی از سیاره‌ها جان سالم به‌در می‌برند. بر اساس یافته‌های فضاپیمای اسپیتزر ناسا، حداقل ۱ تا ۳ درصد از کوتوله‌های سفید جو آلوده دارند که نشان می‌دهند مواد سنگی روی آن‌ها سقوط کرده‌اند.

کوتوله‌ سفید ترکیبی از عناصر هلیوم و کربن و هسته‌ اکسیژن است که در دریایی از الکترون‌های پرانرژی شناور هستند. فشار الکترون‌ها باعث حفظ کوتوله‌ سفید می‌شود و از فروپاشی و تبدیل آن به اجرامی مثل ستاره‌ نوترونی یا سیاه‌چاله جلوگیری می‌کند.

هسته‌ی کوتوله‌ سفید ترکیبی از کربن و اکسیژن است. اطراف این هسته را لایه‌ای نازک از هلیوم می‌پوشاند و در اغلب موارد، لایه‌ای نازک‌تر از جنس هیدروژن هم وجود دارد. تعداد کمی از کوتوله‌های سفید پوشش رقیق کربنی دارند.کوتوله‌های سفید در آغاز حیات بسیار داغ هستند و پرتوهای ایکس و فرابنفش زیادی در فضای اطراف خود منتشر می‌کنند. بخشی از این پرتوها در میان جریان‌های بیرون گاز به‌دام می‌افتند. گاز‌ها با نور فلوئورسنت و رنگین‌کمانی از رنگ‌ها به نام سحابی سیاره‌ای به این پدیده واکنش می‌دهند. سحابی‌هایی مثل سحابی حلقه‌ای در صورت فلکی شلیاق از این دست هستند و چشم‌اندازی از آینده‌ خورشید را نشان می‌دهند.

کوتوله‌های سفید سفری طولانی و دراز در پیش دارند. این اجرام به‌آهستگی سرد می‌شوند، تا درنهایت به توده‌ای راکد از کربن و اکسیژن تبدیل می‌شوند که بدون هیچ درخششی در فضا شناور است. این توده، کوتوله‌ی سیاه نامیده می‌شود؛ اما عمر جهان به‌اندازه‌ای نیست که شاهد شکل‌گیری کوتوله‌های سیاه باشیم. اولین کوتوله‌ی سفید از اولین نسل ستاره‌ها هنوز فاصله زیادی با سردشدن دارد. دمای سردترین‌ کوتوله‌های سفیدی که می‌شناسیم، به ۴۰۰۰ درجه‌ سانتی‌گراد می‌رسد.

سرنوشت تمام کوتوله‌های سفید به خاموشی کامل نمی‌انجامد؛ ولی سرنوشت کوتوله‌های سفید واقع در منظومه‌های دوتایی ممکن است به رویداد موسوم به نوا ختم شود. در این فرایند کوتوله سفید گاز ستاره همراه خود را می‌رباید، هیدروژن در پلی گازی به سطح کوتوله سفید منتقل می‌شود و با انباشته‌شدن هیدروژن، دما و تراکم آن به نقطه‌ای می‌رسد که کل پوسته جدید آن ناگهان می‌سوزد و انرژی عظیمی آزاد می‌کند. نوا باعث می‌شود کوتوله سفید درخشش کوتاهی داشته باشد. در این بازه‌ کوتاه، درخشش کوتوله سفید پنجاه‌هزار برابر خورشید است و سپس کم‌کم از درخشش آن کاسته می‌شود.

درصورتی‌که گاز با سرعت زیادی جمع شود، کوتوله سفید از نقطه بحرانی عبور می‌کند. درنتیجه، به‌جای سوختن لایه‌ای نازک کل ستاره به‌طور ناگهانی منفجر می‌شود. آزادسازی شدید انرژی باعث انفجار کوتوله سفید می‌شود و هسته ستاره در یکی از رویدادهای پرانرژی جهان محو می‌شود: ابرنواختر نوع 1a. انرژی‌ آزادشده از کوتوله سفید فقط در مدت یک ثانیه برابر با کل انرژی خورشید در ده‌میلیارد سال حیاتش است. این انفجار می‌تواند چند هفته یا چند ماه در کل کهکشان بدرخشد.

ستاره‌شناس‌ها از ابرنواخترهای 1a به‌عنوان شمع‌های استانداردی برای اندازه‌گیری دوردست‌ترین فاصله‌های کیهانی استفاده می‌کنند. سال ۲۰۱۱، رصد کوتوله‌های سفید در حال انفجار در کهکشان‌های دوردست، جایزه‌ی نوبل را برای پژوهشگران آن به‌همراه آورد و به کشفی عظیم‌تر منجر شد: سرعت انبساط کیهان رو به افزایش است.

علاوه بر ویژگی‌ها و شکل‌گیری، حقایق جالب دیگری درباره‌ی کوتوله‌های سفید وجود دارند که در این بخش به آن‌ها می‌پردازیم.

با اینکه کشف کوتوله‌های سفید کار دشواری است، بیش از ۹۷ درصد از ستاره‌های راه شیری به‌ویژه خورشید که جرم کم یا متوسطی دارند، درنهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل خواهند شد. به‌بیان‌دیگر تقریبا تمام ستاره‌های راه شیری به کوتوله‌ی سفید تبدیل می‌شوند و سپس به اندازه‌ی کافی سرد می‌شوند تا به کوتوله‌ی سیاه تبدیل شوند و راه شیری تقریبا تبدیل به توده‌ای نامرئی خواهد شد.

با اینکه کوتوله‌های سفید در طیف‌های جرمی متعددی از ۰٫۱۷ تا ۱٫۳ برابر جرم خورشید دسته‌بندی می‌شوند، وزن اغلب آن‌ها بین ۵۰ تا ۷۰ درصد جرم خورشید است که میانگین آن ۶۰ درصد می‌شود. به بیان دیگر، کوتوله‌های سفید هم‌اندازه با زمین می‌توانند به سنگینی خورشید باشند.

با توجه به ماهیت فشار انحطاطی که از کوتوله‌ی سفید در برابر فروپاشی گرانشی به ستاره‌ی نوترونی محافظت می‌کند، جرم کوتوله‌ی سفید هرگز نمی‌تواند بیشتر از ۱٫۴ جرم خورشیدی باشد. به این آستانه، «حد چاندراسخار» گفته می‌شود که برگرفته از نام ستاره‌شناسی هندی است که این شاخص را در سال ۱۹۳۰ محاسبه کرد. بااین‌حال در مواردی که کوتوله سفید به‌صورت غیریکنواخت درحال چرخش است و ویسکوزیته‌ی آن در نظر گرفته نمی‌شود، هیچ حد جرم بالایی وجود ندارد که در آن کوتوله‌ی سفیدی فرضی بتواند در تعادل هیدرواستاتیکی باشد.

پژوهش‌های طیف‌سنجی نشان داده‌اند که بخش زیادی از درخشش ستاره‌ی کوتوله‌ی سفید از جو آن سرچشمه می‌گیرد که ترکیبی از هیدروژن و هلیوم است. بااینکه هر دو عنصر معمولا در جو کوتوله‌ی سفید وجود دارند، یکی از آن‌ها بر اساس ضریب حداقل ۱۰۰۰ در مقایسه با دیگر عناصر موجود در جو ستاره، غالب است. به باور پژوهشگرها، این فراوانی حاصل گرانشی است که عنصرهای موجود در جو را از یکدیگر جدا می‌سازد. به‌طوری‌که مولکول‌های سنگین‌تر در سطح یا نزدیک به سطح ستاره انباشته می‌شوند و عنصرهای سبک‌تر به ترتیب جرمی در لایه‌های بعدی قرار می‌گیرند.

کشف خطوط طیفی آهن در کوتوله‌های سفید، باعث شگفتی ستاره‌شناس‌ها شد، زیرا این عناصر سنگین باید بلافاصله پس از شکل‌گیری به سمت هسته‌ی ستاره رفته باشند. بااینکه هیچ قطعیتی درباره‌ی منشأ فلزها در برخی طیف‌ها وجود ندارد، در رابطه با ستاره‌های کوتوله‌ی سفید مثل Ton 345 تصور می‌شد، فراوانی آهن ناشی از بقایای سیاره‌ای است که در مرحله‌ی غول سرخ نابود شده است.

گرچه کوتوله‌های سفید پس از شکل‌گیری ثابت می‌مانند، در نهایت سرد می‌شوند و به کوتوله‌های سیاه تبدیل می‌شوند. با این‌حال، این اجرام به دلیل شفافیت یا مقاومت لایه‌های خروجی نسبت به پرتوها، تقریبا نزدیک به ۱۰ به توان ۳۴ سال وضعیت خود را حفظ می‌کنند. این سن طولانی بر اساس طول عمر پروتون‌ها تخمین زده شده است که بسیار بیشتر از طول عمر تبخیر کهکشان‌ها (۱۰ به توان ۱۹ سال) است.

بااینکه بحث بر سر چگونگی شکل‌گیری سیاره‌ها در اطراف کوتوله‌های سفید زیاد است، بسیاری از کوتوله‌های سفید میزبان سیاره‌ هستند. برخی پژوهشگرها بر این باورند، این سیاره‌ها درواقع بقایای سیاره‌هایی هستند که در فرآیند شکل‌گیری کوتوله‌ی سفید و در فاز غول سرخ از بین رفته‌اند. در رابطه با منظومه‌ی شمسی، زمین می‌تواند به شکل جرمی سنگی در اطراف کوتوله‌ی سفید بچرخد.

بااینکه برخی ستاره‌های کوتوله‌ی سفید در انفجار ابرنواختر از بین می‌روند، برخی از آن‌ها چندین بار منفجر می‌شوند و زنده می‌مانند. این نوع ستاره‌ها معمولا انفجارهای گرماهسته‌ای مواد غنی از هیدروژن سطح خود را تجربه می‌کنند که شدت کمتری دارند. درصورتی‌که هسته‌ی ستاره دست‌نخورده بماند، کوتوله‌ی سفید می‌تواند در طول چند انفجار سطحی، به عمر خود ادامه دهد.

طبق شواهد، کوتوله‌های سفید با دمای کمتر از ۹۷۰۰ درجه سانتی‌گراد می‌توانند کمربند حیاتی در فاصله ۰٫۰۰۵ تا ۰٫۰۲ واحد نجومی داشته باشند (هر واحد نجومی برابر با فاصله بین زمین تا خورشید است) که تا سه میلیارد سال دوام می‌آورد. ازآنجاکه معمولا اندازه کوتوله سفید از سیاره‌های اطرافش کوچک‌تر است، شاید در طول عبور سیاره‌ها از مقابل ستاره، کسوف‌های شدیدی به وجود بیایند. پژوهش‌های جدیدتر این ایده‌ را نقد کرده‌اند؛ زیرا مدارهای نزدیک به کوتوله‌های سفید در معرض نیروهای قوی جزر و مدی قرار دارند که به‌دلیل اثر گلخانه‌ای می‌توانند این سیاره‌ها را سکونت‌ناپذیر کنند.

اولین ستاره‌ی کوتوله‌ی سفید در منظومه‌ی ستاره‌ای سه‌تایی 40 Eridani کشف شد. ستاره‌ی درخشان 40 Eridani A، در فاصله‌ای مشخص از منظومه‌ی ستاره‌ای دوتایی دو ستاره‌ی دیگر 40 E B از نوع کوتوله‌ی سفید و ستاره‌ی کوتوله‌ی سرخ 40 E C قرار دارد. زوج ستاره‌های اریدانی B و C توسط ویلیام هرشل در ۳۱ ژانویه‌ی ۱۷۸۳ کشف شدند. با این‌حال به دلیل نبود تکنولوژی در آن زمان، هرشل به ماهیت دقیق ستاره پی نبرد. در سال ۱۹۱۰، هنری نوریس، ادوارد چارلز پیکرینگ و ویلیامینا فلمینگ متوجه شدند که اریدانی B نوع خاصی از ستاره موسوم به ستاره‌ی سفید است. در نهایت نوع طیفی اریدانی B در سال ۱۹۱۴ توسط والتر آدامز تأیید شد.

ستاره‌ی همراه سیروس موسوم به سیروس B کشف بعدی از این دسته بود. این ستاره، همراه با ستاره‌ی سیروس A، ستاره‌ی درخشان آسمان شب، در منظومه‌ای دوتایی قرار دارد. گرچه کوتوله‌ی سفید سیروس B کوچک‌تر از زمین است، تراکم بالایی دارد. نمونه‌ی دیگری از کوتوله‌ی سفید در مرکز سحابی چشم خدا قرار دارد. این کوتوله‌ی سفید مقدار زیادی پرتوهای فرابنفش از خود منتشر می‌کند که گازهای سحابی را گرم می‌کنند و رنگ‌های جذابی به آن می‌دهند.

به‌طورکلی، کوتوله‌های سفید بسیار کوچک و کم‌نور هستند و کشف آن‌ها دشوار است. این اجرام معمولا درصورتی‌که بخشی از سیستمی دوتایی باشند به‌راحتی کشف می‌شوند. برخی از کوتوله‌های سفید به‌قدری کم‌نور هستند که درخشش آن‌ها به اندازه‌ی یک لامپ صد واتی از فاصله‌ای دوردست است. کوتوله‌های سفید از نظر تئوری باید در خوشه‌های قدیمی مثل خوشه‌ی سراسری M4 در صورت فلکی عقرب فراوان باشند زیرا سن این صورت فلکی یکی از معیارهای لازم برای جمعیت کوتوله‌های سفید است.

کوتوله‌های سفید، بقایای ستاره‌هایی با جرم کم و متوسط هستند. ستاره‌هایی متوسط مثل خورشید در پایان عمر به غول سرخ تبدیل می‌شوند و سپس با از بین رفتن لایه‌های بیرونی، جرمی موسوم به کوتوله‌ی سفید از آن‌ها باقی می‌ماند. ستاره‌های کوتوله‌ی سرخ حتی مرحله‌ی غول سرخ را پشت سر نمی‌گذارند و در پایان عمر به‌صورت مستقیم به کوتوله‌ی سفید تبدیل می‌شوند.

کوتوله‌های سفید پس از سیاه‌چاله‌ها و ستاره‌های نوترونی از متراکم‌ترین و سنگین‌ترین اجرام جهان به شمار می‌روند. اکثر کوتوله‌های سفید هم جرم خورشید و هم‌اندازه با زمین هستند. این اجرام همچنین نور کمی را از خود منتشر می‌کنند و به همین دلیل رصد آن‌ها دشوار است. کوتوله‌های سفید پس از میلیاردها سال به کوتوله‌ی سیاه تبدیل می‌شوند اما عمر کیهان به‌قدری نیست که بتوانیم کوتوله‌ی سیاهی را در آن پیدا کنیم.