کوتوله‌های سفید؛ اجساد داغ نامیرا

ستارگان همیشه چراغ‌های آسمان شب بوده‌اند، اما این چراغ‌ها نیز پایانی دارند، از ستارگان بزرگ‌تر از ابط‌الجوزا تا کوچک‌تر از خورشید، همگی پایانی دارند. برخی منفجر و سپس تاریک می‌شوند، و برخی پس از انفجار نیز روشن می‌مانند و میلیون‌ها سال پس از مرگ می‌درخشند، تاریکی چیزی نیست که هر ستاره‌ای به راحتی تسلیمش شود و آنان که می‌پذیرند، بزرگان مغرور به پایان رسیده هستند. در این مقاله خواهیم دید که کوتوله‌ی سفید چیست، چگونه ساختار یافته‌است، چرا داغ هستند و چرا با وجود دمای بالا کم‌نور اند. و در نهایت، سرنوشت این بازماندگان داغ را بررسی خواهیم کرد.

ساختار بازماندگان کوچک

کوتوله‌های سفید، برخلاف ستارگان معمولی، از همجوشی هسته‌ای تغذیه نمی‌کنند. ساختار آنها ساده‌تر است و سه لایه‌ی اصلی دارند.

هسته (Core)

هسته‌ی یک کوتوله‌ی سفید معمولاً از کربن و اکسیژن (و گاهی در کوتوله‌های پرجرم‌تر، نئون و منیزیم) تشکیل شده است.

این هسته دیگر هیچ واکنش هسته‌ای ندارد و فقط به تدریج سرد می‌شود. دمای هسته در ابتدا به میلیون‌ها کلوین می‌رسد، زیرا این ناحیه به صورت کلی درواقع هسته و بخش‌های داغ درونی ستاره‌ی فروپاشیده‌ی مادر بوده، اما منبع جدیدی برای تولید گرما وجود ندارد. فشار در هسته آن‌قدر بالاست که الکترون‌ها از اتم‌ها جدا شده و یک «گاز الکترونی مُنحَط» (Degenerate Electron Gas) تشکیل می‌دهند.

نکته: «گاز الکترونی منحط» به این معناست که الکترون‌ها تا حد ممکن فشرده شده‌اند و بر اساس اصل طرد پائولی، نمی‌توانند بیشتر از این به هم نزدیک شوند. همین فشار الکترونی است که از فروپاشی بیشتر کوتوله سفید جلوگیری می‌کند.

پوسته‌ی هلیمی (Helium Shell)

اطراف هسته، یک پوسته نازک از هلیم (و گاهی هیدروژنی) وجود دارد.

در برخی کوتوله‌های سفید جوان و نسبتاً پرجرم، ممکن است هنوز همجوشی هلیم در این پوسته به صورت ضعیف ادامه داشته باشد. اما در بیشتر موارد، این لایه فقط یک پوسته‌ی غیرفعال است که به تدریج سرد می‌شود.

علت ایجاد آن هم چگالی است که از بیرون به داخل زیاد می‌شود و یک تفکیک خودکار در عنصرها انجام می‌دهد.

جو (Atmosphere)

بیرونی‌ترین لایه‌ی کوتوله‌ی سفید از هیدروژن، هلیم یا ترکیبی از هر دو تشکیل شده است.

ضخامت اتمسفر کوتوله بسیار کم است (تنها چند ده کیلومتر) اما تأثیر زیادی بر طیف ستاره دارد. بر اساس ترکیب جو، کوتوله‌های سفید به انواع طیفی مختلفی تقسیم می‌شوند:

به طور خلاصه، رده‌ی طیفی D مخفف (Dwarf)، توسط جورج وولکف طراحی شده و با طبقه‌بندی هاروارد متفاوت است. برای درک بهتر طبقه‌بندی هاروارد می‌توانید مقاله‌ی گونه‌های طیفی را مطالعه کنید.

مقایسه با خورشید

کوتوله‌ی سفید در نمودار H-R

حالا که با ساختار داخلی کوتوله‌های سفید آشنا شدیم، بیایید ببینیم این اجساد داغ در نمودار هرتسپرونگ راسل کجا قرار می‌گیرند. نمودار H-R یکی از بهترین جداول استاندارد طبقه‌بندی ستارگان است.

موقعیت در نمودار

کوتوله‌های سفید در قسمت پایین و چپ نمودار H-R قرار دارند.

کوتوله‌های سفید داغ، اما کم‌نور هستند. آنها دمای بالایی دارند (رنگ سفید یا آبی)، اما چون اندازه‌‌ی شان بسیار کوچک است (هم قطر زمین)، سطح بسیار کمی برای تابش دارند. در نتیجه، درخشندگی کلی آنها ناچیز است. چون درخشندگی و قدر مجموع یک ستاره وابسته به سطح تابش است.

مقایسه با سایر ستارگان

مسیر تکاملی روی نمودار

یک ستاره‌ی خورشیدوار پس از مرحله‌ی غول قرمز، لایه‌های بیرونی خود را پرتاب می‌کند و یک سحابی سیاره‌نما تشکیل می‌دهد. هسته‌ی باقی‌مانده، همان کوتوله‌ی سفید است.

روی نمودار H-R، این مسیر به این شکل است:

ستاره در رشته‌ی اصلی، سپس تبدیل به غول قرمز (بالا-راست)، فروپاشی و تبدیل به سحابی سیاره‌نما (حرکت به سمت چپ نمودار) و سپس تبدیل کوتوله سفید (پایین-چپ).

کوتوله‌ی سفید در ابتدا بسیار داغ است (متمایل به سمت چپ نمودار) و سپس با سرد شدن تدریجی، به آرامی به سمت راست و زیر رشته‌ی اصلی حرکت می‌کند و به کوتوله‌ی سیاه تبدیل می‌شوند. اما این حرکت آن‌قدر کند است که در طول عمر کیهان، قدیمی‌ترین کوتوله‌های سفید هنوز به راست نمودار نرسیده‌اند. البته اگر هم برسند یا رسیده باشند احتمالاً ما نمی‌توانیم آن‌ها را ببینیم مگر در شرایط خاص، چون دیگر هیچ نوری از خود ساطع نمی‌کنند و واقعاً به یک توده‌ی فلزی-گازی و بیشتر فلزی مرده تبدیل می‌شوند. (در اخترفیزیک، به عناصر سنگین‌تر از هلیم، فلز می‌گویند)

حد چاندراسخار؛ مرز پایداری

کوتوله‌های سفید نمی‌توانند هر جرمی داشته باشند. یک حد بالایی برای جرم آنها وجود دارد. این حد به نام سوبرامانیان چاندراسخار، اخترفیزیکدان هندی-آمریکایی، «حد چاندراسخار» نامیده می‌شود.

حد چاندراسخار چیست؟

حد چاندراسخار، حداکثر جرمی است که یک کوتوله سفید می‌تواند داشته باشد بدون اینکه تحت تأثیر گرانش خود فرو بپاشد.

​⊙​Mch​ ≈ 1.44M

یعنی حدود ۱.۴۴ برابر جرم خورشید.

اگر جرم یک کوتوله‌ی سفید از این مقدار بیشتر شود، فشار انحطاط الکترونی (Degenerate Electron Pressure) که قبلاً در همین مقاله توضیح مختصری دادیم، دیگر نمی‌تواند در برابر گرانش مقاومت کند و ستاره فرو می‌پاشد.

سوبرامانیان چاندراسخار در سال ۱۹۳۰، در ۱۹ سالگی، در حالی که با کشتی از هند به انگلستان سفر می‌کرد، این حد را محاسبه کرد. او بعدها (در سال ۱۹۸۳) به دلیل این کشف، جایزه‌ی نوبل فیزیک را دریافت کرد.

برای هر کوتوله‌ی سفید دو حالت وجود دارد:

اگر یک کوتوله‌ی سفید در یک سامانه‌ی دوتایی از ستاره‌ی همدم خود ماده جذب کند و جرمش از حد چاندراسخار عبور کند، کاملاً فرو می‌پاشد و منفجر می‌شود، بدون اینکه هیچ بازمانده‌ای از خود به جای بگذارد. این انفجار، ابرنواختر نوع Ia نام دارد و به دلیل درخشندگی یکسان و قابل پیش‌بینی، به عنوان شمع استاندارد برای اندازه‌گیری فواصل کهکشانی استفاده می‌شود.

چرا این حد وجود دارد؟

در کوتوله‌های سفید، دو نیرو با هم مقابله می‌کنند:

حد چاندراسخار نقطه‌ای است که این دو نیرو در آستانه‌ی شکست هستند. اگر جرم بیشتر شود، گرانش برنده می‌شود و ستاره فرو می‌پاشد.

سرد شدن تدریجی؛ نیست بالاتر از سیاهی رنگ!

کوتوله‌های سفید با دمای بسیار بالا و چگالی باورنکردنی از مرگ یک ستاره‌ی واقعی متولد می‌شوند، اما دیگر منبع انرژی جدیدی ندارند. تنها کاری که می‌توانند بکنند این است که سرد شوند و در تاریکی بمیرند. اما این سرد شدن فوق‌العاده کند است.

مراحل سرد شدن

کوتوله‌ی سیاه چیست؟

کوتوله سیاه، مرحله‌ی نهایی تکامل یک کوتوله‌ی سفید است. زمانی که آن‌قدر سرد شده که دیگر نور مرئی قابل توجهی ساطع نمی‌کند. در این مرحله، ستاره به یک توده‌ی سرد و تاریک از کربن و اکسیژن (و گاهی فلزات عنصری) تبدیل می‌شود. تقریباً شبیه یک سیارک غول‌پیکر یا یک سیاره‌ی سنگی گرم و عجیب.

چرا هنوز هیچ کوتوله‌ی سیاهی پیدا نکرده‌ایم؟

عمر کیهان حدود ۱۳.۸ میلیارد تخمین زده می‌شود. محاسبات نشان می‌دهند که سرد شدن یک کوتوله‌ی سفید تا حد کوتوله سیاه، بسیار بیشتر از عمر کنونی جهان طول می‌کشد، یعنی حدود ده‌ها میلیارد تا تریلیون‌ها سال. حتی اگر هم عمر کیهان را غلط تشخیص داده باشیم، باز هم پیدا کردن جسمی که هیچ نوری ندارند(یا خیلی کم دارند)، آن هم با ابزارهایی که نور را دنبال می‌کنند بسیار سخت است، یعنی عملاً از روی برج میلاد دنبال مورچه روی زمین می‌گردیم، با هر ابزاری که داشته باشیم، احتمال آن صفر نیست اما خیلی شانس محدودی داریم.

اما شواهد نشان می‌دهند، کیهان آنقدر جوان است که اولین نسل کوتوله‌های سفید هنوز به مرحله‌ی نهایی خود نرسیده‌اند.

کوتوله‌های سفید معروف

اگرچه کوتوله‌های سفید با چشم غیرمسلح دیده نمی‌شوند، اما برخی از آنها به دلیل قرار گرفتن در سامانه‌های دوتایی با ستارگان درخشان، برای اخترشناسان شناخته شده‌اند.

شباهنگ B، اولین کوتوله سفید کشف شده

شباهنگ درخشان‌ترین ستاره‌ی آسمان شب است. اما این ستاره تنها نیست. در سال ۱۸۶۲، آلوین گراهام کلارک هنگام تست یک تلسکوپ جدید، متوجه یک نقطه‌ی نورانی کم‌نور در کنار شباهنگ شد. این نقطه، اولین کوتوله سفیدی بود که کشف شد.

کشف شباهنگ B تأیید کرد که ستارگان می‌توانند به اجرام بسیار فشرده و کم‌نور تبدیل شوند

پروکیون B، دومین کوتوله‌ی سفید

پروکیون یا (شعرای شامی) نیز مانند شباهنگ، یک ستاره‌ی دوتایی است. ستاره اصلی (پروکیون A) یک ستاره رشته اصلی از نوع F5IV است و همدم آن، پروکیون B، دومین کوتوله‌ی سفیدی است که کشف شد (در سال ۱۸۹۶).

پروکیون B جرم کمتری نسبت به شباهنگ B دارد و جو آن از کربن غنی است.

وان مانن ۲ (Van Maanen 2)، نزدیک‌ترین کوتوله‌ی سفید تنها

وان مانن ۲  نزدیک‌ترین کوتوله سفید منزوی کشف شده به زمین است. فاصله‌ی آن حدود ۱۴.۱ سال نوری است و در صورت فلکی حوت قرار دارد.

این ستاره در سال ۱۹۱۷ توسط  آدریان وان مانن کشف شد و مدتی طولانی به عنوان یک ستاره‌ی معمولی کوتوله‌ی قرمز طبقه‌بندی می‌شد تا اینکه در دهه‌ی ۱۹۲۰ ماهیت واقعی آن در رصدهای بعدی آشکار گردید.

نتیجه

کوتوله‌های سفید، اجساد داغ ستارگانی هستند که نه فرصت فرار از سرنوشت را داشتند و نه آن‌قدر قدرتمند بودند که سرنوشت را تاریک و سیاه‌چاله‌وار کنند، ستارگانی معمولی، که زندگی معمولی داشتند، نه انفجار شدید، نه فروپاشی تاریک و نه میدان مغناطیسی و ابعاد عظیم، فقط یک ابر تقریباً دایره‌ای بزرگ که که نگاه ما را قرن‌ها به خود بدوزد، سحابی سیاره‌نما!

اما نباید فریب این آرامش را خورد. در اعماق این اجرام کوچک و کم‌نور، فیزیکی خارق‌العاده جریان دارد. چگالی‌ای که یک قاشق چای‌خوری از آن را به اندازه یک خودرو سنگین می‌کند. فشاری که الکترون‌ها را از اتم‌ها جدا کرده و به گاز و پلاسمای منحط تبدیل می‌کند. و حدی به نام چاندراسخار که اگر جرمش از آن رد شود، آرامش به انفجاری هولناک تبدیل می‌گردد.

کوتوله‌های سفید به ما یادآوری می‌کنند که حتی در مرگ نیز نظمی کیهانی وجود دارد. ستارگان خورشیدوار نابود نمی‌شوند تا آرام آرام بمیرند، میلیاردها سال بدرخشند و آهسته سرد شوند، و در نهایت، در دوردست‌ترین آینده‌ی ممکن، به کوتوله‌های سیاهی تبدیل شوند برای اینکه شاید روزی با سیاه‌چاله اشتباه بگیریمشان!

منابع:

nature.com – تاریخچه و کشف

ناسا – چاندراسخار

arxive.org – منابع عددی

مقدمه‌ای بر اخترفیزیک نوین – بردلی