ستاره کوتوله سفید چیست و چگونه تشکیل می‌شود؟

ستاره‌های کوتوله سفید

ستاره کوتوله سفید چیست: ستاره‌هایی که جرم اولیه آن‌ها کمتر از ۸ برابر جرم خورشید باشد، سرانجام به ستاره کوتوله سفید (white dwarf) تبدیل می‌شوند. پس خود خورشید نیز که جرم متوسطی دارد، قاعدتا در پایان زندگیش، ستاره کوتوله سفید خواهدشد. البته این دگرگونی یک‌باره اتفاق نمی‌افتد بلکه این‌نوع ستاره‌ها پس از سپری کردن چندمرحله نهایتا به چنین وضعیتی می‌رسند. ستاره‌های کم‌جِرمی مثل خورشید پس از چندمیلیارد سال به «ستاره غول سرخ» تبدیل می‌شوند. سپس به «سحابی سیاره‌نما» تغییر حالت می‌دهند و سرانجام «کوتوله سفید» می‌شوند. تمام این مراحل در مجموع چندمیلیارد سال طول می‌کشد. مثلا طبق برآوردها خورشید ما اکنون حدودا ۴.۵ میلیاردساله است و حدود ۵.۵ میلیارد سال دیگر زمان لازم است تا به کوتوله سفید تبدیل شود. در ادامه با جزییات بیشتری توضیح می‌دهیم که ستاره کوتوله سفید چیست و چگونه تشکیل می‌شود و چه ویژگی‌هایی دارد.

مطلب مرتبط: سحابی چیست و چگونه تشکیل می‌شود؟

ستاره کوتوله سفید چیست

ستاره‌هایی که جرم اولیه آن‌ها کمتر از ۸ برابر جرم خورشید باشد، طی چندمیلیارد سال مراحل مختلفی را سپری می‌کنند و سرانجام به کوتوله سفید تبدیل می‌شوند. آن‌ها زندگی خود را در رشته اصلی آغاز می‌کنند، یعنی با آغاز گداخت یا هم‌جوشی هسته‌ای در مرکزشان، هیدروژن را می‌سوزانند و آن‌را به هلیوم تبدیل می‌کنند. این مرحله چندمیلیارد سال طول می‌کشد. پس از آن‌که هیدروژن موجود در هسته ستاره به پایان رسید، ستاره به غول سرخ تبدیل و در واقع از زمره ستارگان رشته اصلی خارج می‌شود. ستاره پس از آن‌که مرحله غول سرخ را پشت سر نهاد، در اطراف خود سحابی سیاره‌نما تشکیل می‌دهد و سرانجام با عبور از این مرحله به کوتوله سفید تبدیل می‌شود. در بخش بعدی، مراحل تبدیل به ستاره رشته اصلی به ستاره کوتوله سفید با جزییات بیشتری بررسی می‌شود.

 

مطلب مرتبط: ستاره‌ فراغول‌ چیست و چه ویژگی‌هایی دارد

مراحل تشکیل ستاره کوتوله سفید چیست (ستاره کوتوله سفید چگونه بوجود می‌آید)

گفتیم ستاره‌ای که جرم اولیه آن کمتر از ۸ جرم خورشیدی باشد، طی چندمیلیارد سال مراحلی را سپری می‌کند تا نهایتا به ستاره کوتوله سفید تبدیل شود. این مراحل چنین هستند:

1. ستاره غول سرخ (red giant star)
2. سحابی سیاره‌نما (planetary nebula)
3. کوتوله سفید (white dwarf)

در ادامه، با توضیح این مراحل، بهتر درمی‌یابیم که ستاره کوتوله سفید چیست و چگونه پدید می‌آید و چه ویژگی‌هایی دارد.

۱. تبدیل ستاره رشته اصلی به غول سرخ

ستاره‌ها در اثر گداخت یا هم‌جوشی هسته‌ای نورافشانی می‌کنند. آن‌ها ابتدا هیدروژن را می‌سوزانند و آن‌را تدریجا به هلیوم که عنصر سنگین‌تری است، تبدیل می‌کنند. به ستاره‌هایی که در این مرحله هستند، ستاره‌های رشته اصلی می‌گوییم. پس از آنکه تمام هیدروژن موجود در هسته ستاره سوخت و به هلیوم تبدیل شد، ستاره سوزاندن هیدروژن موجود در نواحی دورتر از هسته را آغاز می‌کند. درنتیجه، لایه‌های بیرونی‌تر ستاره تدریجا منبسط و خنک می‌شوند و حجم ستاره به بیش از ۴۰۰ برابر حجم اولیه‌اش افزایش می‌یابد. چون لایه‌های بیرونی از مرکز ستاره فاصله گرفته‌اند، دمای‌شان کاهش می‌یابد و درنتیجه رنگ‌شان به سرخ متمایل می‌شود. در این مرحله، ستاره را غول سرخ می‌نامند.

هرچه لایه‌های خارجی غول سرخ منبسط‌تر شود، نیروی جاذبه‌ی مرکزی، هسته ستاره ‌را فشرده‌تر و متراکم‌تر می‌کند. با تداوم این روند، فشار و دما آن‌قدر افزایش می‌یابد تا این‌که هم‌جوشی هسته‌ای در مرکز ستاره دوباره آغاز می‌شود و چون تمام هیدروژن موجود در هسته ستاره قبلا به هلیوم تبدیل شده است، ستاره این‌بار گداختن هلیوم را آغاز می‌کند.

با آغاز هم‌جوشی هسته‌ایِ هلیوم، ستاره مجددا داغ می‌شود و رنگ آن به آبی تغییر می‌یابد. اما هلیوم زودتر از هیدروژن می‌سوزد و لذا این مرحله فقط حدود ۲ میلیون سال طول می‌کشد که در مقیاس نجومی زمان کوتاهی است. وقتی هلیوم نیز سوخت و تمام شد، هسته ستاره باز هم کوچک‌ می‌شود. این‌بار ستاره، هلیوم موجود در نواحی دورتر از هسته را می‌سوزاند و چون در لایه‌های بیرونی‌تر ستاره هنوز هیدروژن وجود دارد، ممکن است هم‌زمان دو گداخت هسته‌ای در ستاره اتفاق بیافتد: گداخت هلیوم در لایه‌های دور از هسته ستاره و گداخت هیدروژن در پوسته‌ای که هلیوم را احاطه کرده است. در این گام، لایه‌های بیرونی‌تر ستاره باز منبسط، خنک و سرخ می‌شوند و ستاره برای دومین بار به غول سرخ تبدیل می‌شود.

مطلب مرتبط: رنگ ستاره‌ها و ارتباط آن با دمای سطح ستاره

سرنوشت ستاره پس از این مرحله، به جرم آن بستگی دارد. ستاره‌هایی که مثل خورشید جرم نسبتا کمی دارند (و موضوع این مقاله هستند)، به سحابی سیاره‌نما تبدیل می‌شوند. اما ستاره‌هایی که جرم آن‌ها بیش از ۸ برابر خورشید است، انفجار مهیبی را تجربه می‌کنند که به آن ابرنواختر می‌گوییم.

چرا و چه‌زمانی گداخت هسته‌ای غول سرخ متوقف می‌شود

در اثر گداخت هلیوم در هسته ستاره، دو عنصر کربن و اکسیژن حاصل می‌شود. کربن از هلیوم نیز سنگین‌تر است و برای گداختن آن انرژی بیشتری لازم است. اما جرم ستاره‌های متوسطی مثل خورشید به‌حدی نیست که بتوانند کربن را بگدازند. لذا وقتی به این مرحله می‌رسند، گداخت یا هم‌جوشی هسته‌ای‌ را متوقف می‌کنند. با پایان گداخت هسته‌ای، نیروی تابشیِ ستاره که جهتش رو به ‌بیرون است، کاهش می‌یابد و نتیجتاً نیروی گرانش مرکزیِ ستاره بر آن غلبه می‌کند. گرانش یا جاذبه‌، هسته‌ی کربنیِ ستاره را به‌شدت متراکم می‌کند و آن‌را چنان روبه‌درون می‌فشارد که تمام الکترون‌های اتم‌‌های کربن کمترین جای ممکن را اشغال می‌کنند.

در این حالت، اثرات مکانیک کوانتوم سبب ایجاد فشار الکترونی می‌شود و فشار الکترونی اجازه نمی‌دهد تا گرانش بیش از این هسته ستاره را بفشارد. در این وضعیت، آنچه که ستاره کوتوله سفید را پایدار نگاه می‌دارد، نه انرژی تابشی هسته‌ی آن، بلکه فشار الکترونی است.

هنگامی که روند فشرده‌شدن هسته‌ی ستاره متوقف می‌شود، کوتوله سفید دمایی بیش از ۱۰,۰۰۰ کلوین دارد و گرمایی را که از قبل در درونش باقی مانده است، به‌تدریج منتشر می‌کند (مثل تنوری که تازه خاموش شده است و هنوز داغ است.)

---

۲. تبدیل غول سرخ به سحابی سیاره‌نما

تبدیل شدن غول سرخ به سحابی سیاره‌نما آخرین مرحله از زندگی ستاره‌های کم‌جرم است. پس از آن‌که ستاره‌ای هم‌جرم خورشید یا کم‌جرم‌تر از آن به غول سرخ تبدیل شد، نهایتا به سحابی‌ سیاره‌نما تبدیل می‌شود. برای این منظور، ستاره غول سرخ لایه‌های خارجی‌تر خود را بیرون می‌افکند. طی این فرآیند پوسته درخشانی از گازهای بسیار داغ همچون حبابی بزرگ در اطراف ستاره پدید می‌آید.

ستاره در این حالت، بسیار ناپایدار است و مدام منبسط و منقیض می‌شود و اصطلاحا می‌تپد. این انبساط‌ها و انقباض‌های پیاپی بادهای ستاره‌ای شدیدی تولید می‌کنند که گازها و مواد لایه‌های بیرونی ستاره را بیرون می‌پاشند.

به‌مرور زمان، گازها و مواد سحابی سیاره‌نما در فضا پراکنده می‌شود و طی دوره‌های طولانی، ابرهایی از گاز و غبار تشکیل می‌دهند که ستاره‌های جدیدی درون‌شان متولد می‌شوند.

عمر سحابی‌های سیاره‌نما فقط چندده هزار سال است که در مقایسه با زندگی چندمیلیارد ساله ستاره‌ها زمان کوتاهی است. خورشید ما نیز ستاره کم‌جرمی است. پس خورشید نیز قاعدتا چنین مراحلی را پیشِ رو دارد. یعنی روزی به غول سرخ، سپس به سحابی سیاره‌نما و سرانجام به کوتوله سفید تبدیل می‌شود، البته اگر دنیای مادی تا آن‌روز به پایان نرسد؛ چون حدود ۵ میلیارد سال زمان لازم است تا خورشید به سحابی سیاره‌نما تبدیل شود.

(سحابی‌های سیاره‌نما به سیارات ربطی ندارند. اخترشناسانی که در قدیم با تلسکوپ‌های کوچک به این اجرام آسمانی می‌نگریستند، آن‌ها را شبیه سیاره می‌‌دیدند و به‌همین علت آن‌ها را بدین نام می‌خواندند.)

---

۳. تشکیل ستاره کوتوله سفید

پس از تشکیل سحابی سیاره‌نما و دور شدن لایه‌های بیرونی از اطراف ستاره، نهایتا هسته داغ و کوچک ستاره باقی می‌ماند که به آن کوتوله سفید می‌گویند. ستاره کوتوله سفید از خود پرتو فرابنفش منتشر می‌کند. پرتو فرابنفش لایه‌های گازی اطراف ستاره را روشن می‌کند.

مطلب مرتبط: ستاره ابرغول زرد چیست و چه ویژگی‌هایی دارد

روند خنک شدن ستاره کوتوله سفید

کوتوله سفید از سویی گداخت هسته‌ای، یعنی فرآیند تولید انرژی را پایان داده است و از سوی دیگر، گرمای درونیِ باقی‌مانده از قبل را تدریجاً بیرون می‌تاباند. پس بدیهی است که رفته‌رفته دمای آن کاهش می‌یابد و خنک می‌شود. اما روند خنک شدن کوتوله سفید بسیار آهسته است و ممکن است صدها میلیاردسال طول بکشد. پس از صدها میلیاردسال دمای کوتوله سفید چنان کاهش می‌یابد که دیگر در آسمان دیده نمی‌شود. پس از این مرحله، کوتوله سفید به کوتوله سیاه (black dwarf) تبدیل می‌شود.

اما دانشمندان سن فعلی کیهان را حدود ۱۳.۷ میلیارد سال تخمین می‌زنند. به‌همین علت می‌گویند، حتی پیرترین کوتوله‌های سفید نیز هنوز کاملا خنک و خاموش نشده‌اند و دمای‌شان دست‌کم چندهزار کلوین است. یعنی هنوز هیچ کوتوله سیاهی در آسمان کشف نشده است و وجود این اجرام آسمانی فعلا در حد نظریه است.

---

حد چاندراسخار درباره ستاره‌های کوتوله سفید چیست

حد چاندراسخار (Chandraskhar limit) می‌گوید برای اینکه کوتوله سفید، همچنان کوتوله سفید بماند، جرم آن نباید از ۱.۴۴ جرم خورشیدی فراتر رود. آیا ممکن است جرم کوتوله سفید از حد چاندراسخار فراتر رود؟ بله. همه کوتوله‌های سفید مثل خورشید تنها نیستند. بسیاری از آن‌ها ستاره‌ی جفت نیز دارند که با هم منظومه دوتایی تشکیل داده‌اند. در چنین مواقعی، گاهی کوتوله سفید، مواد ستاره‌ی جفت خود را تدریجا به‌خود جذب می‌کند و جرم آن رفته‌رفته بیشتر می‌شود. در این‌صورت چون افزایش جرم را تحمل نمی‌کند، ممکن است چندین انفجار بزرگ را تجربه کند. مثلا اگر لایه بیرونیِ کوتوله سفید که از جنس هیدروژن است روی هسته ستاره آوار شود، یا فرآیند جذب مواد ستاره‌ی ‌جفت ناپایدار شود، جرم کوتوله سفید از حد چاندراسخار فراتر می‌رود و ممکن است انفجارِ ابرنواختر نوع Ia رخ دهد.

 

جایگاه ستاره‌های کوتوله‌ سفید در نمودار هرتسپرونگ-راسل

کوتوله‌های سفید به‌سبب دمای بالا و اندازه کوچک‌شان در نمودار هرتسپرونگ-راسل، زیر ستاره‌های رشته اصلی هستند. حجم ستاره‌های کوتوله سفید تقریبا برابر با حجم زمین اما چگالی آن‌ها معمولا ۱۰^۹ کیلوگرم بر متر مکعب است (چگالی زمین تنها حدود ۵×۱۰^۳ کیلوگرم بر متر مکعب است). مثل این است که تمام جرم خورشید را بخواهید در کره زمین جا دهید. در این‌صورت گرانش سطح کوتوله سفید بیش از ۱۰۰,۰۰۰ برابر گرانش زمین خواهدبود. به‌همین سبب، یک قاشق چای‌خوری از مواد ستاره کوتوله سفید، چندین تن وزن دارد. چنین گرانشی اتمسفر ستاره را شدیداً به‌سمت خود می‌کشد و آن‌را به لایه‌ی بسیار نازکی تبدیل می‌کند که ‌ضخامتش فقط چندصد متر است.

---

یکی دیگر از ویژگی‌های عجیب کوتوله‌های سفید رابطه معکوس جرم و حجم آن‌هاست. کوتوله‌ سفیدی که جرم بیشتری دارد، کوچکتر است. «حد چاندراسخار» برای کوتوله‌های سفید، ۱.۴۴ جرم خورشیدی است. یعنی ستاره کوتوله سفید، نمی‌تواند جرمی بیش از ۱.۴۴ برابر جرم خورشید داشته باشد. اگر جرم کوتوله سفید از این حد فراتر برود، می‌رمبد و از قبل هم فشرده‌تر و متراکم‌تر می‌شود تا این‌که به ستاره نوترونی و یا به سیاه‌چاله کوتوله تبدیل می‌شود. سنگین‌ترین ستاره کوتوله سفیدی که بشر تاکنون رصد کرده است، جرمی حدود ۱.۲ جرم خورشیدی داشته است. جرم سبک‌ترین کوتوله سفیدی که تاکنون کشف شده است نیز تنها ۰.۱۵ جرم خورشیدی بوده است.

مطلب مرتبط: سیاه‌چاله چیست و چگونه تشکیل می‌شود؟

ویژگی‌های جو ستاره کوتوله سفید چیست

بررسی‌ها نشان می‌دهند که در اطراف هسته کربنی/اکسیژنیِ کوتوله‌های سفید، جو یا اتمسفری از جنس هیدروژن و هلیوم وجود دارد. میدان گرانشیِ قدرتمند ستاره، هیدروژن و هلیوم موجود در جو کوتوله‌ سفید را کاملا از هم تفکیک می‌کند. جو کوتوله سفید مثل روکشی است که روند پراکنش گرمای درونی ستاره را کند می‌کند. به‌همین سبب، ستاره‌های کوتوله‌ سفید گرمای خود را بسیار آهسته و تدریجی از دست می‌دهند. اگر کوتوله‌های سفید چنین هواکره‌ای نداشتند، بسیار سریع‌تر خنک می‌شدند.

در سال ۲۰۱۳ تلسکوپ هابل در اتمسفر یک‌جفت ستاره‌ی کوتوله سفید، نشانه‌هایی از سیاره‌های فراخورشیدیِ زمین‌سان کشف کرد که تقریبا ۱۵۰ سال نوری از زمین فاصله داشتند و سن آن‌ها تنها ۶۲۵ سال بود. طیف‌سنجی‌های هابل نشان داد که در اتمسفر این کوتوله‌های سفید سیلیکون وجود دارد. سیلیکون از عناصر مهم سنگی در کره زمین و دیگر سیاره‌های سنگی منظومه شمسی است. شاید منشأ سیلیکون موجود در این‌دو کوتوله سفید، سیارک‌هایی باشند که خیلی به این‌دو ستاره نزدیک شده‌اند. نتیجتاً کوتوله‌های سفید با گرانش شدیدشان قطعاتی از سیارک‌ها را کنده و جذب خود کرده‌اند.

مطلب مرتبط: طیف الکترومغناطیسی چیست

سرانجامِ ستاره‌ کوتوله سفید چیست

همانطور که اشاره شد، طبق پیش‌بینی اخترشناسان کوتوله‌های سفیدی که جرم آن‌ها از ۱.۴۴ جرم خورشیدی (حد چاندراسخار) فراتر نرود، سرانجام چنان خنک می‌شوند که دیگر نوری از آن‌ها منتشر نمی‌شود. در این‌صورت به‌آن‌ها کوتوله سیاه می‌گویند.

گفتیم که احتمال دیگری هم وجود دارد: شاید جرم کوتوله سفید از حد چاندارسخار فراتر برود. این زمانی اتفاق می‌افتد که کوتوله‌ی سفید، مواد ستاره‌ی جفت خود را تدریجا جذب کند، و یا دو کوتوله سفید با هم برخورد کنند و در هم ادغام شوند. در این‌صورت جرم کوتوله سفید از ۱.۴۴ جرم خورشیدی فراتر می‌رود و دو اتفاق ممکن است رخ دهد؛ یا مجددا گداخت هسته‌ای در آن‌ها آغاز می‌شود و سپس ابرنواختر مهیب نوع I رخ می‌دهد، و یا این‌که ستاره بیش‌از‌پیش می‌رمبد و سرانجام به ستاره نوترونی تبدیل می‌شود.

 

---

عنوان مطلب: ستاره کوتوله سفید چیست و چگونه تشکیل می‌شود؟

موضوع: ستاره کوتوله سفید چیست؟ ستاره کوتوله سفید چیست و چگونه تشکیل می‌شود؟ ستاره کوتوله سفید چگونه تشکیل می‌شود؟