پایان داغ، چگال و خاموش یک ستاره
کوتوله سفید (White Dwarf) جسمی بسیار متراکم و داغ است که در پایان عمر ستارگان کمجرم (نظیر خورشید) شکل میگیرد. این ستارگان پس از اتمام سوخت هستهای، لایههای بیرونی خود را از دست میدهند و تنها هستهای فشرده و درخشان باقی میماند. با جرمی نزدیک به خورشید و اندازهای هماندازه زمین، چگالی این اجسام به طرز باورنکردنی بالا است و از گرمای ذخیرهشدهی قبلی خود نور ساطع میکنند.
تولد کوتوله سفید؛ مراحل تکامل ستارگان کمجرم
۱. آغاز درون سحابیها
ستارگان از تراکم گاز و غبار در ابرهای میانستارهای (سحابیها) متولد میشوند. این تراکم منجر به تشکیل پیشستارهای داغ و فشرده میشود که در نهایت همجوشی هستهای را آغاز میکند.
۲. مرحله رشته اصلی (Main Sequence)
در این مرحله، ستارهها بیشتر عمر خود را صرف همجوشی هیدروژن به هلیوم میکنند. این فرایند دهها میلیارد سال برای ستارگان کمجرم طول میکشد.
۳. غول سرخ و پایان سوخت
با پایان یافتن هیدروژن، هسته منقبض شده و لایههای بیرونی منبسط میشوند. ستاره به غول سرخ تبدیل میشود و همجوشی هلیوم آغاز میگردد.
۴. پرتاب لایهها و تشکیل سحابی سیارهای
در نهایت، لایههای بیرونی از ستاره جدا میشوند و سحابی سیارهای را شکل میدهند. تنها چیزی که باقی میماند، هستهی چگالی است که به کوتوله سفید تبدیل میشود.
ویژگیهای فیزیکی کوتولههای سفید
| ویژگی | مقدار تقریبی |
|---|---|
| جرم | ۰.۵ تا ۱.۴ برابر جرم خورشید |
| شعاع | حدود ۷۰۰۰ کیلومتر (مشابه زمین) |
| چگالی متوسط | تا ۱۰⁷ گرم در هر سانتیمترمکعب |
| دمای سطح اولیه | ۵۰۰۰ تا ۱۰۰٬۰۰۰ کلوین |
| ترکیب داخلی | عمدتاً کربن و اکسیژن |
| فشار پایداری | فشار تبهگنی الکترونی |
| گرانش سطحی | حدود ۱۰۰٬۰۰۰ برابر گرانش زمین |
| منبع انرژی | تابش گرمای ذخیرهشده، بدون همجوشی فعال |
نقش فشار تبهگنی در پایداری
کوتوله سفید بدون سوخت هستهای نمیتواند به روش سنتی پایدار بماند. اما اصل طرد پائولی و فشار تبهگنی الکترونی اجازه نمیدهد الکترونها در یک حالت کوانتومی قرار بگیرند و همین پدیده مانع فروپاشی کامل ستاره میشود. این پایداری تا زمانی برقرار است که جرم کوتوله از «حد چاندراسخار» (۱.۴ برابر جرم خورشید) تجاوز نکند.
سرنوشت نهایی؛ کوتوله سیاه
با گذر زمان، کوتوله سفید گرمای خود را از دست میدهد و در نهایت خاموش میشود. این فرایند ممکن است صدها میلیارد سال طول بکشد. نتیجهی آن، تشکیل جرمی تاریک و سرد به نام «کوتوله سیاه» است. با توجه به سن فعلی جهان، هنوز هیچ کوتوله سیاهی شناسایی نشده است.
۱۰ نکته جذاب درباره کوتوله سفید
- یک قاشق چایخوری از مادهی آن ممکن است چند تن وزن داشته باشد!
- دمای برخی از آنها به ۱۰۰ هزار کلوین میرسد.
- برخلاف ستارگان، بدون همجوشی انرژی تولید نمیکنند.
- درصورت افزایش جرم بیش از حد، ممکن است به سیاهچاله تبدیل شوند.
- برخی دارای بقایای سیارات در مدار خود هستند.
- با جذب ماده در منظومههای دوتایی میتوانند منفجر شده و به ابرنواختر تبدیل شوند.
- برخی دارای میدان مغناطیسی فوقالعاده قوی هستند.
- ساختارشان حاصل پیچیدگیهای مکانیک کوانتومی است.
- طول عمر آنها از عمر فعلی کیهان هم بیشتر است.
- سیریوس B بهقدری چگال است که حتی نور را منحرف میکند.
۵ نمونه معروف کوتولههای سفید
۱. Sirius B
همدم ستارهی سیریوس A با جرم یک خورشید، دمای ۲۵٬۰۰۰ کلوین.
۲. 40 Eridani B
یکی از اولین کوتولههای سفید کشفشده با دمای حدود ۱۶٬۵۰۰ کلوین.
۳. Procyon B
در فاصله حدود ۱۱.۵ سال نوری، با دمای ۷٬۷۰۰ کلوین و جرم ۰.۶ خورشید.
۴. RE J0317-853
دارای میدان مغناطیسی بسیار قوی و حاصل ادغام دو کوتوله سفید.
۵. WD 1145+017
دارای بقایای سیارکی در مدار خود که با تلسکوپ کپلر کشف شدند.
جمعبندی
کوتولههای سفید نمایانگر پایان زندگی بسیاری از ستارگان هستند. با چگالی، دما و گرانش خیرهکننده، این اجرام درخشان نهتنها بازماندهی ستارهای خاموشاند، بلکه نقش مهمی در درک تحول ستارهای، انفجارهای ابرنواختری و حتی آیندهی خورشید ایفا میکنند. مطالعهی آنها، پنجرهای به درک بهتر کیهان، فیزیک کوانتومی و تاریخ کیهانی باز میکند.
