نويسنده: پاول هاچ
برگردان: توفيق حيدرزاده
برگردان: توفيق حيدرزاده
کوتوله‌های سفید، که تعدادشان در کهکشان ما نسبتاً زیاد است، آخرین مرحله‌ی تکامل بسیاری از ستاره‌ها هستند. در حالی که برخی از ستارگان پرجرم ممکن است به هنگام مرگ، به اجرامی شگفت‌آور و غیرعادی تبدیل شوند، ستاره‌هایی که جرمشان تقریباً معادل جرم خورشید یا کمتر از آن است، محتملاً همگی به کوتوله‌ی سفید تبدیل می‌شوند. این اصطلاح برای توصیف مرحله‌ای از تکامل ستاره‌ای به کار می‌رود که ستاره پس از تبدیل شدن به غول سرخ، در آن مرحله از انقباض باز می‌ایستد. در مرحله‌ی کوتوله‌ی سفید، ماده‌ی ستاره‌ای فشرده می‌شود و به جسمی کم نور، با اندازه‌ای بسیار کوچک، به بزرگی زمین، تبدیل می‌شود. از آنجا که ستاره دیگر هیچ منبعی برای تولید انرژی ندارد، سرد می‌شود.
فاصله
در کهکشان ما، ستاره‌های کوتوله‌ی سفید فراوانند و تعداد آن‌هایی که به خورشید نزدیکند، به قدر کافی زیاد است تا اخترشناسان بتوانند فواصل آن‌ها را از راه اختلاف منظر مثلثاتی به دقت اندازه‌گیری کنند. در محدوده‌ی 20 پارسکی خورشید، در حدود بیست و پنج کوتوله‌ی سفید شناخته شده و فواصل دقیق آن‌ها تعیین گشته است. اما، این هنوز درصد کوچکی از بیش از 1000 ستاره‌ی کوتوله‌ی سفیدی است که در این محدوده کشف شده‌اند. فاصله‌ی بقیه‌ی آن‌ها را می‌باید از روش‌های تخمینی به دست آورد.
یکی از این روش‌ها، درباره ستاره‌های کوتوله‌ی سفید عضو منظومه‌های دوتایی است که می‌توان در آن‌ها ویژگی‌های ستاره‌ی همدم را اندازه‌گیری کرد. اگر این همدم ستاره‌ای معمولی باشد، فاصله را می‌توان از روی طیف و قدر ظاهری آن، با دقت نسبتاً خوبی تخمین زد. فاصله‌ی حدود پنجاه کوتوله‌ی سفید از این روش تخمین زده شده است. متشابهاً، اگر کوتوله‌های سفید در یک خوشه ستاره‌ای کشف شوند، فاصله آن‌ها همان فاصله‌ی خوشه در نظر گرفته می‌شود، که از تطابق دادن با رشته‌ی اصلی به دست می‌آید. روش تخمینی نهایی، روشی آماری است که در آن حرکت ظاهری کوتوله‌های سفید بررسی و فاصله آن‌ها طبق بزرگی یا کوچکی حرکت ظاهری تخمین زده می‌شود. مقدار حرکت ظاهری برای ستاره‌های دور دست، کوچکتر و برای ستاره‌های نزدیکتر، بزرگتر در نظر گرفته می‌شود. اخترشناسان، فاصله‌ی آماری صدها کوتوله‌ی سفید را از این راه تخمین زده‌اند.
درخشندگی
از روی فاصله و نورانیت ظاهری اندازه‌گیری شده‌ی کوتوله‌های سفید، محاسبه‌ی درخشندگی آن‌ها امکانپذیر است. نورانیت مطلق همه‌ی کوتوله‌های سفید فوق‌العاده کم، و درخشندگی ذاتی اکثر آن‌ها متجاوز از 10 قدر کمتر از خورشید است. برای مثال، منظومه‌ی شعرای یمانی و همدم کوتوله‌ی سفیدش را می‌توان نام برد. شعرای یمانی، که ستاره‌ای معمولی از رشته‌ی اصلی است، از نظر قدر ظاهری، نورانی‌ترین ستاره‌ای است که در آسمان دیده می‌شود. اما همدم کوتوله‌ی سفید آن، در حدود 10 قدر کم نورتر است و آن را جز با تلسکوپ و تحت مناسب‌ترین شرایط نمی‌توان دید. دلیل این امر آن است که نور شعرای یمانی، در حدود 10000 بار شدیدتر از نور همدم است، و در نتیجه جلو نور آن را می‌گیرد. این کوتوله‌ی سفید، نمونه‌ای است از رده‌ی خود، اما درخشندگی کوتوله‌های سفید گستره‌ی وسیعی از قدر مطلق حدود 10+ تا حدود 20+ دارد.چگالی‌های فضایی
هنوز اخترشناسان نتوانسته‌اند همه‌ی کوتوله‌های سفيدی را که می‌باید در همسایگی نزدیک خورشید باشند کشف کنند. آشکار ساختن آن عده از کوتوله‌های سفید که درخشندگی ذاتی بسيار پایینی دارند، به ویژه مشکل است. یکی از روش‌های بسیار رایج در آشکارسازی آن‌ها مقایسه‌ی پرزحمت صفحات عکاسی است که در طی چندین سال گرفته شده‌اند. اخترشناسان، در این مقایسه، در پی یافتن آن ستارگانی هستند که نورانیت ظاهری بسیار پایین اما حرکت ظاهری بزرگ دارند. برآوردهای حاصل از بررسی‌هایی که تاکنون به عمل آمده، حاکی از آن است که در محدوده‌ی 10 پارسکی فضای اطراف خورشید حدود 100 کوتوله‌ی سفید وجود دارد. این مقدار بزرگ نشان دهنده‌ی آن است که تعداد کوتوله‌های سفید در فضای مجاور ما زیاد است.از روی این آمار می‌توانیم تعداد کل کوتوله‌های سفید در کهکشان خود را به طور تخمینی به دست آوریم. اگر فرض کنیم که چگالی محلی این اجرام، میانگین چگالی آن‌ها در کهکشان است، آنگاه با مقایسه‌ی حجم کهکشان خودمان با نمونه ذکر شده، تعداد کل کوتوله‌های سفید حاصل می‌شود. کهکشان ما تقریباً به شکل یک عدسی یا سکه است، با ضخامت حدود 1000 پارسک و شعاع 15000 پارسک . حجم استوانه‌ها از فرمول محاسبه می‌شود که در آن r شعاع و h ضخامت یا ارتفاع استوانه است. با جایگزینی اعداد، حجم کهکشان ما در حدود پارسک مکعب به دست می‌آید. از سوی دیگر، حجم فضایی به شعاع 10 پارسک در اطراف خورشید که در آن 100 کوتوله‌ی سفید یافته‌ایم، طبق فرمول ، در حدود پارسک مکعب است. پس برآورد ما از تعداد کل کوتوله‌های سفید در کهکشان، تقریباً 200 میلیون عدد است. مقدار حقیقی تعداد کوتوله‌های سفید احتمالاً بیشتر از برآورد ماست، زیرا خورشید در بخش بیرونی کهکشان واقع است و شکی نیست که چگالی کوتوله‌های سفید در اطراف ما کمتر از مقدار میانگین است.
رنگ
رنگ‌های تقریباً 500 کوتوله‌ی سفید اندازه‌گیری شده است. این رنگ‌ها، گستره‌ای از آبی سیر تا زرد را نشان می‌دهند. گستره‌ی دماهای مربوط به این رنگ‌ها از حدود K 100000 تا K 5000 است که آبی‌ترین تا سرخ‌ترین اجسامی را که گمان می‌رود کوتوله‌ی سفید باشند در بر می‌گیرد. در واقع، معلوم شده است که رنگ و دمای اجسامی مانند کوتوله‌های سفید می‌تواند گستره‌ای وسیع‌تر داشته باشد و اجسام بسیار سردتر از نمونه‌های ذکر شده را نیز شامل شود. گستره‌ی رنگ را می‌توان در قالب سردشدگی این ستاره‌های رمبیده و تَبَهگِن توضیح داد، و این سردشدگی، نهایتاً منجر به آن می‌شود که کوتوله‌های سفید دماهایی بسیار پایین داشته باشند.طیف
کوتوله‌های سفید شباهتی به طیف ستاره‌های معمولی ندارد. در طیف اکثر آن‌ها، خطوط طیفی بسیار اندکی وجود دارد. تنها خطوطی که برجسته و واضح دیده می‌شوند، خطوط ئیدروژن است. با وجود این، در طیف برخی از کوتوله‌های سفید، نمودهای طیفی غیرعادی‌تر به چشم می‌خورد. برای مثال، کوتوله‌های سفیدی وجود دارند که در طیف آن‌ها اثری از خطوط مربوط به هیچ عنصری دیده نمی‌شود. طیف برخی از کوتوله‌های سفید فقط خطوط هلیوم را نشان می‌دهد، بی‌آنکه خطوط ئیدروژن در آن قابل مشاهده باشد، و در طیف برخی دیگر، تنها خطوط عناصر سنگین مانند کلسیوم و آهن وجود دارد. برای شناخت این پدیده‌های طیف‌نمایی متفاوت، تلاش‌های زیادی صورت گرفته است. طبق استنتاج‌های کنونی، این پدیده‌ها احتمالاً ناشی از متفاوت بودن مقدار مواد برجای مانده در جو ستاره‌ی رمبیده است که تمام یا بخش بیشتری از مغزی آن را کربن تشکیل می‌دهد. آن دسته از کوتوله‌های سفید که در طیفشان اثری از خطوط ئیدروژن نیست، احتمالاً ستاره‌هایی هستند که ئیدروژن پوش بیرونی آن‌ها، هنگامی که ستاره غول بوده است، تماماً از دست رفته و تمام ئیدروژن مغزی آن نیز به سبب واکنش‌های هسته‌ای، سوخته است.جرم
خوشبختانه، برخی از کوتوله‌های سفیدی که کشف شده‌اند، عضو منظومه‌های دوتایی هستند، و از این رو تعیین جرم آن‌ها به طور قابل اعتمادی میسر است. یکی از مشهورترین کوتوله‌های سفید، ستاره‌ی شعرای یمانی B است که پیشتر به آن اشاره کردیم. یکی دیگر از نورانی‌ترین ستارگان آسمان، شعرای شامی، نیز یک همدم کوتوله‌ی سفید دارد به نام شعرای شامی B که جرم دقیق آن را می‌توان به دست آورد. محاسبه‌ی مدارهای این ستارگان نشان می‌دهد که جرم شعرای یمانی B، 1/05 برابر جرم خورشید و جرم شعرای شامی B، 0/63 جرم خورشید است. احتمالاً، این مقادیر، مقادیر نمونه برای ستاره‌های کوتوله‌ی سفید هستند و دلایل خوبی در دست هست که قبول کنیم هیچ کوتوله‌ی سفیدی نمی‌تواند بسیار پرجرم‌تر از شعرای یمانی B باشد.محاسباتی که در خصوص پیکربندی ستاره‌ی تبهگن انجام گرفته است، نشان می‌دهد که هیچ کوتوله‌ی سفیدی با جرم بسیار بزرگتر از جرم خورشید نمی‌تواند وجود داشته باشد. محاسبات خواص یک گاز تبهگن -که در آن همه‌ی الکترون‌ها، تمام فضای ممکن در دسترس را با داشتن تمام سرعت‌های ممکن، پر کرده‌اند- حاکی از آن است که در کوتوله‌های سفید، جرم و اندازه‌ی ستاره ارتباطی نسبتاً عجیب با هم دارند. معلوم شده است که هر چه جرم کوتوله‌ی سفید بیشتر باشد، اندازه‌ی آن کوچکتر است. علاوه بر آن، محاسبات انجام گرفته نشانگر آن هستند که اگر جرم ستاره بیشتر از 1/2 جرم خورشید باشد، نمی‌تواند سیستم پایداری را تشکیل دهد، زیرا در این صورت، می‌باید شعاع منفی داشته باشد که این البته بی‌معناست. ستاره‌های پرجرم‌تر به طریقی متفاوت‌تر از آنکه مستقیماً به کوتوله‌ی سفید تبدیل شوند، می‌میرند.
چگالی
کوتوله‌های سفید اجسامی هستند بسیار کوچک که شعاع آن‌ها بسیار نزدیک به یک صدم شعاع خورشید، یعنی حدود شعاع زمین است. چون جرم کوتوله‌های سفید تقریباً معادل جرم خورشید است در نتیجه، چگالی آن‌ها می‌باید در حدود یا حدود 1 میلیون برابر چگالی خورشید باشد.چگالی میانگین یک کوتوله‌ی سفید نوعی، در حدود 100000 برابر چگالی آهن است، یعنی یک فنجان از ماده‌ی کوتوله‌ی سفید می‌باید در حدود 100 تن وزن داشته باشد. مقدار گرانی (ثقل) در سطح این ستارگان نیز به طور باور نکردنی زیاد است و به حدود 100 میلیارد برابر گرانی سطحی زمین می‌رسد. هر جسمی که به منظور کاوش، در سطح یکی از این ستاره‌های سرد فرود آید، بی‌درنگ در اثر کشش گرانشی بسیار زیاد آن از هم می‌پاشد.
ساختار و تکامل کوتوله‌های سفید
محاسبات در خصوص ماهیت آن نوع از گاز تبهگن که سازنده ستاره کوتوله‌ی سفید است، نشان می‌دهد که در این ستاره‌ها، ماده بیشتر همانند جامد عمل می‌کند تا گاز ، و از این رو، ستاره نیز مانند جسمی سخت است . با سرد شدن کوتوله‌ی سفید، تغییری در اندازه و ساختار آن رخ نمی‌دهد. درون آن، به وسیله‌ی الکترون‌ها، که شبکه‌ای بلوری سنگ یا آهن تشکیل می‌دهند، پایا می‌ماند.جَوّ کوتوله‌های سفيد
طیف‌های رصد شده‌ی کوتوله‌های سفید نشان می‌دهند که جوّ این ستاره‌ها، به طور چشمگیری با هم متفاوتند. مسلماً می‌توان انتظار داشت که تحت گرانی سطحی بسیار زیاد، ساختار جوّ یک کوتوله‌ی سفید نوعی، کاملاً غیرعادی خواهد بود. جوّ آن‌ها می‌باید فشار زیاد و اندازه‌ای کوچک - به ضخامت تنها 100 متر- داشته باشد. این ضخامت، در مقایسه با اندازه‌ی یک کوتوله‌ی سفید نوعی به شعاع 100000 کیلومتر (10 میلیون متر) بسیار کم است. خطوط طیفی برخی از کوتوله‌های سفید، در مقایسه با خطوط طیفی خورشید، پهن‌تر است. این امر به سبب فشار بسیار زیاد ناشی از گرانی سطحی است که بر جوّ کوتوله‌ی سفید اعمال می‌شود. در گازی که تحت چنین فشار گزافی است، طول موج‌های گسیل شده به وسیله الکترون‌ها به طور قابل ملاحظه‌ای تغییر می‌یابند، و مجموعه‌ای از طول موج‌های متفاوت گسیل می‌شوند. این طول موج‌ها، در طیف، با هم ادغام می‌شوند و به صورت خطی پهن شده در می‌آیند.جا به جایی اینشتین
به سبب گرانی زیاد در کوتوله‌های سفید، پیچیدگی دیگری در طیف آن‌ها ظاهر می‌شود. اینشتین، در نظریه‌ی نسبیت عام خود، نشان داد که جرم‌های با گرانش زیاد می‌توانند بر نور تأثیر گذارند. برای مثال، یکی از بهترین دلایل اثبات کننده‌ی نظریه‌ی نسبیت عام اینشتین، انحنای پرتوهای نور ستارگان دوردست در مجاورت خورشید است که در خلال کسوف می‌توان مشاهده کرد. اگر نیروی گرانش بسیار زیاد باشد، این تأثیر بر مسیر پرتوهای نور آشکارتر است. در ستاره‌های کوتوله‌ی سفید، نیروی گرانش چنان شدید است که گویی نور گسیل شده را "به عقب می‌کشد"؛ از این رو، هنگام مشاهده نور آن‌ها می‌بینیم که طول موج‌های نور به طرف قرمز جا به جا شده‌اند. این پدیده، انتقالی به قرمزگرانشی نامیده می‌شود و یکی از مثال‌های بارز اهمیت نسبیت عام است.سرمایش
نظریه‌ی توصیف کننده‌ی کوتوله‌های سفید تبهگن حاکی از آن است که دمای درونی ستاره رفته رفته کاهش می‌یابد، اما شعاع آن هرگز تغییر نمی‌کند. تابشی که آشکار می‌کنیم -که در مقایسه با تابش ستاره‌های معمولی ناچیز است- اتلاف انرژی در سیستم کوتوله‌ی سفید را نشان می‌دهد، انرژیی که هرگز دوباره به دست نمی‌آید و نمی‌تواند از طریق فرایندهای هسته‌ای درون ستاره تولید شود. این انرژی حرکتی هسته‌های اتمی موجود در درون کوتوله‌ی سفید است و با نشت این انرژی از سطح ستاره، آن حرکت‌های هسته‌ای نیز کاملاً باز می‌ایستند. محاسبات نشان می‌دهد که پس از فاصله زمانی طولانی، هسته‌های اتم‌ها نیز به همان طریقی که الکترون‌ها تبهگن شده‌اند، تبهگن می‌شوند. در این صورت هسته‌ها دیگر نمی‌توانند حرکت کنند و آن‌ها نیز یک ساختار شبکه بلوری تشکیل می‌دهند و از آن پس، هم الکترون‌ها و هم هسته‌های اتمی همانند الکترون‌ها و هسته‌های اتمی جسم جامد عمل می‌کنند.سرد شدن کوتوله‌ی سفید بسیار به آرامی صورت می‌گیرد. محاسبه شده است که برای یک ستاره‌ی کوتوله‌ی سفید متوسط در حدود سال (10 میلیارد سال، یعنی در حدود عمر جهان) طول می‌کشد تا دمای آن به K 3000 برسد. در نتیجه، ما کوتوله‌ی سفیدی سردتر از این در کهکشان خود نخواهیم یافت، گرچه کوتوله‌های سفیدی در همسایگی خورشید وجود دارند که دمای ظاهری آن‌ها اندکی بالاتر از این مقدار است. شاید بتوان این اجسام سرد را، که به هیچ وجه "سفید" نیستند، "ستاره‌های تبهگن سرخ" نامید. تاکنون، پژوهش‌های کافی در مورد آن‌ها انجام نشده است.
محاسبه شده است که با رسیدن دمای ستاره‌ی تبهگن به K 3000، درخشندگی آن بسیار پایین می‌آید، به طوری که می‌توان ستاره را "کوتوله‌ی سیاه" نامید. از پیش‌بینی تکامل ستارگان، چنین بر می‌آید که تقریباً تمام مواد کهکشان ما سرانجام به شکل کوتوله‌های سیاه در خواهند آمد. به سبب آنکه بخشی از جرم ستارگان، پیوسته به فضای میان ستاره‌ای دفع می‌شوند و در آنجا مجدداً ستارگان دیگری تشکیل می‌دهند، شکل‌گیری ستاره‌ها تا زمان‌هایی طولانی همچنان ادامه خواهد یافت، حتی اگر ماده در قالب کوتوله‌های سفید و سیاه محبوس باشد. با وجود این محتمل به نظر می‌رسد که سرانجام تقریباً تمام جرم کهکشان ما بدین طریق از نظر محو خواهد شد و بقیه‌ی آن نیز چه به صورت گاز رقیق میان ستاره‌ای که در نتیجه‌ی رویدادهای انفجاری از سیستم پرتاب می‌گردد، و یا به صورت ماده‌ای گرفتار در ستاره‌های نوترونی یا سیاه‌چاله‌ها ناپدید خواهد شد. این فرایند ممکن است صد میلیارد سال یا یک میلیون میلیارد سال طول بکشد، اما مرگ کهکشان ما و درآمدن آن به صورت جرمی ناپیدا و آکنده از خاکستر ستارگان سرد، اجتناب‌ناپذیر است. تنها پدیده‌هایی ناشناخته و نامنتظر می‌توانند از چنین پایان تاریک و ساکت کهکشان ما، و از پایان تمام جهان، پیشگیری کنند.
منبع مقاله :
هاچ، پاول؛ (1388)، ساختار ستارگان و کهکشانها، برگردان: توفيق حيدرزاده. تهران: مؤسسه جغرافيايي و کارتوگرافي گيتاشناسي، چاپ هفتم.
