کوتوله سفید چیست؟ داستان مرگ و پایان زندگی یک ستاره‌

کوتوله سفید بازمانده فشرده و داغ ستاره‌هایی چون خورشید است. این پدیده‌ کیهانی چه ویژگی‌هایی دارد و چه نقشی در مرگ ستارگان ایفا می‌کند؟

کد خبر: ۸۷۴۴۰۵

تاریخ: ۱۹ تير ۱۴۰۴ - ۱۷:۱۷

دیجیاتو: کوتوله سفید بازمانده فشرده و داغ ستاره‌هایی چون خورشید است. این پدیده‌ کیهانی چه ویژگی‌هایی دارد و چه نقشی در مرگ ستارگان ایفا می‌کند؟

در عالم پهناور و پررمزوراز ما، ستارگان نقشی اساسی در ساختار کیهان ایفا می‌کنند اما شاید کمتر کسی بداند که بسیاری از این ستارگان پس از طی مراحل طولانی تحول، به جسمی متراکم، کوچک و درخشان به نام «کوتوله سفید» تبدیل می‌شوند. این اجرام نه‌فقط نشانه‌ پایان زندگی بیشتر ستارگان هستند، بلکه آزمایشگاه‌های طبیعی هستند که داده‌هایی بی‌نظیر درباره‌ تکامل ستاره‌ای و تاریخ کیهان در اختیار دانشمندان قرار می‌دهند. در این مقاله به این سؤال پاسخ 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 بسیار چگال است که از فروپاشی ستاره‌‌ای مانند خورشید، با جرم ۰.۵ تا ۸ برابر جرم خورشید، پس از پایان عمرش به‌ وجود می‌آید. ستاره‌هایی با این بازه جرمی در دسته ستارگان کم‌جرم قرار می‌گیرند. زمانی‌ که ستاره سوخت هسته‌ای خود را تمام می‌کند و دیگر نمی‌تواند واکنش‌های همجوشی را ادامه دهد، لایه‌های بیرونی خود را به فضا پرتاب کرده و هسته‌ داخلی آن به‌شکل جسمی کوچک، داغ و بسیار متراکم باقی می‌ماند. این هسته‌ باقی‌مانده همان کوتوله سفید است.

کوتوله سفید باوجود اندازه‌ای مشابه زمین، جرمی نزدیک خورشید دارد و چگالی آن بسیار بالاست. این ستارگان دیگر انرژی تولید نمی‌کنند و فقط از گرمای باقی‌مانده‌ خود نور ساطع می‌کنند. آنها یکی از مراحل نهایی تکامل بسیاری از ستارگان در کیهان هستند.

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 پایان عمر به کوتوله سفید تبدیل شود؟ در ادامه به این سؤال پاسخ می‌دهیم.

۱. تولد در دل ابرهای گازی (سحابی):

زندگی ستاره از درون ابرهای میان‌ستاره‌ای آغاز می‌شود. این ابرها عمدتاً از گاز هیدروژن و مقادیر کمی هلیوم و گردوغبار تشکیل شده‌اند. زمانی‌ که ناحیه‌ای از این سحابی به‌دلیل اختلالات گرانشی فشرده شود، «پیش‌ستاره» (protostar) شکل می‌گیرد. با افزایش دما و چگالی در مرکز این توده، شرایط لازم برای آغاز همجوشی هسته‌ای فراهم می‌شود. زمانی‌ که دما در مرکز به حدود ۱۰ میلیون کلوین برسد، همجوشی هیدروژن به هلیوم آغاز شده و ستاره وارد مرحله‌ای از تعادل می‌شود.

۲. رشته اصلی – طولانی‌ترین مرحله زندگی:

در این مرحله، ستاره پیوسته هیدروژن را در هسته خود به هلیوم تبدیل می‌کند. این فرایند انرژی زیادی آزاد می‌کند که با نیروی گرانش در تعادل است و باعث پایداری ستاره می‌شود. مدت‌ حضور در این مرحله بستگی به جرم ستاره دارد؛ برای مثال، خورشید حدود ۱۰ میلیارد سال در این مرحله خواهد بود. ستاره‌هایی که جرم کمتری دارند، حتی می‌توانند تا ۵۰ تا ۱۰۰ میلیارد سال در این وضعیت بمانند. در مقابل، ستارگان پرجرم‌تر ممکن است فقط چند میلیون سال در این مرحله باقی بمانند.

۳. پایان سوخت و آغاز بحران – غول سرخ:

زمانی‌ که هیدروژن هسته به پایان می‌رسد، همجوشی متوقف می‌شود و هسته شروع به انقباض می‌کند. با افزایش دمای مرکز، همجوشی در پوسته‌ اطراف هسته آغاز می‌شود و لایه‌های بیرونی ستاره منبسط‌شده و ستاره به غول سرخ تبدیل می‌شود. در این مرحله، دمای سطح کاهش می‌یابد (به حدود ۳۰۰۰ تا ۵۰۰۰ کلوین) ولی درخشش افزایش می‌یابد. اگر جرم ستاره مناسب باشد، ممکن است همجوشی هلیوم به کربن و اکسیژن در مرکز آغاز شود. این مرحله اغلب میلیون‌ها سال طول می‌کشد.

۴. ناپایداری نهایی و پرتاب لایه‌ها:

با تمام شدن هلیوم، ستاره دیگر توانایی همجوشی عناصر سنگین‌تر (مانند آهن) را ندارد؛ زیرا همجوشی آنها انرژی جذب می‌کند. در این حالت، لایه‌های بیرونی ستاره با فشار تابش و در نبرد با نیروی گرانش به بیرون پرتاب می‌شوند و سحابی سیاره‌ای تشکیل می‌دهند. سحابی‌های زیبایی مانند سحابی حلقه‌ (Ring Nebula) نمونه‌ای از این مرحله‌اند. تنها چیزی که باقی می‌ماند، هسته‌‌ای بسیار 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 بسیار کوچک (با شعاعی در حدود 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 ممکن است چند تن وزن داشته باشد. دمای سطحی در آغاز می‌تواند تا ۱۰۰ هزار کلوین برسد ولی به‌مرور سرد می‌شود. باوجود گرمای زیاد، درخشش آن کم است و اغلب فقط با تلسکوپ‌های قوی دیده می‌شود.

۶. نقش فشار تبهگنی در پایداری:

در نبود واکنش‌های هسته‌ای، چیزی باید جلوی فروپاشی گرانشی کوتوله سفید را بگیرد. این وظیفه را فشار تبهگنی الکترونی (electron degeneracy pressure) بر عهده دارد؛ پدیده‌ای که از اصول مکانیک کوانتومی، به‌ویژه اصل طرد پائولی، ناشی می‌شود. این اصل می‌گوید ۲ الکترون نمی‌توانند دقیقاً در یک حالت کوانتومی قرار بگیرند؛ بنابراین الکترون‌ها فشار طبیعی ایجاد می‌کنند که مانع فشرده شدن بیشتر ستاره می‌شود. این پایداری فقط تا حدی برقرار است: اگر جرم کوتوله سفید از ۱.۴ جرم خورشیدی بیشتر شود (حد چاندراشکار)، فروپاشی اجتناب‌ناپذیر خواهد بود.

۷. سرد شدن آرام و آینده‌ای که هنوز ندیده‌ایم:

کوتوله سفید منبع انرژی ندارد؛ بنابراین 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 بی‌اثر اما از آنجایی که سن کیهان حدود ۱۳ میلیارد و ۸۰۰ میلیون سال است، هنوز 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 بسیار کوچک‌اند، در حدی که شعاع آنها معمولاً حدود 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 بسیار عظیم در حجمی بسیار کوچک فشرده شده است. اگر جرمی بیشتر از این مقدار داشته باشند، دیگر نمی‌توانند کوتوله سفید باقی بمانند و به احتمال زیاد به ستاره نوترونی یا سیاه‌چاله تبدیل خواهند شد. (بخوانید: سیاهچاله و هر آنچه باید درباره آن بدانید)

چگالی فوق‌العاده:

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

دما و تابش:

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

ترکیب ماده و ساختار:

بیشتر کوتوله‌های سفید از نظر ترکیب شیمیایی از کربن و اکسیژن ساخته شده‌اند که بقایای همجوشی در مرحله‌ غول سرخ هستند. برخی از آنها هم ممکن است 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 بسیار نازک روی هسته تشکیل می‌دهد. فشار 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 بسیار شدید است؛ حدود ۱۰۰ هزار برابر گرانش زمین. اگر یک انسان روی سطح آن بایستد (که در عمل ممکن نیست)، وزنش صدهزار برابر بیشتر از زمین خواهد بود. چنین گرانش بالایی باعث می‌شود که حتی یک اتم گاز سبک نیز نتواند از سطح آن فرار کند.