کوتوله سفید

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو

کوتوله های سفید، که تعدادشان در کهکشان ما نسبتاً زیاد است، آخرین مرحلۀ تکامل بسیاری از ستاره ها هستند. درحالیکه برخی از ستاره های پر جرم ممکن است به هنگام مرگ به اجرامی شگفت آور و غیر عادی تبدیل شوند. ستاره هایی که جرمشان تقریبامعادل جرم خورشید یا کمتر از آن است، محتملاً همگی به کوتوله های سفید تبدیل می شوند. این اصطلاح برای توصیف مرحله ای از تکامل ستاره ای به کار می رود که ستاره پس از تبدیل شدن به غول سرخ، در آن مرحله از انقباض بازمی ایستد. در مرحلۀ کوتولۀ سفید، مادۀ ستاره ای فشرده می شود و به جسمی کم نور، با اندازه ای بسیار کوچک، به بزرگی زمین، تبدیل می شود. از آنجا که ستاره دیگر هیچ منبعی برای تولید انرژی ندارد، سرد می شود.<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/ نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده</ref>

نحوه تحول[ویرایش]

سرنوشت نهایی ستارگان به جرم آن‌ها بستگی دارد. برای آنکه ستاره به صورت کوتوله سفید به پایان خود برسد، معمولاً، تحولش را با جرمی کمتر از چهار برابر جرم خورشید آغاز می‌کند(جرم هنگام تحول متفاوت است از جرم اولیه ستاره). هنگامی که ستاره‌ای پیر می‌شود به مرحله‌ای می‌رسد که تا حد زیادی سوخت هیدروژنی‌اش را مصرف کرده و دیگر بیش از آن حد نمی‌تواند هیدروژن را به هلیوم تبدیل کند. بدون فشارِ رو به بیرون، که حاصل سوختن هیدروژن است، ستاره ی سرشار از هلیم به‌تدریج منقبض می‌شود. این فرایند به نوعی دما و فشار ستاره را افزایش می‌دهد و باعث می‌شود که هلیم‌سوزی آن دوباره آغاز گردد. هلیم در طی چرخه‌ی هسته‌زایی به کربن تبدیل می‌شود و این فرایند تولیدکننده‌ی مقدار بی‌شماری تابش است. مقداری که در نهایت پوسته ی بیرونی ستاره را به فواصلی دور به سمت خارج می‌راند. ستاره تبدیل به یک غول سرخ می‌شود و پوسته‌ای هلیمی و داغ اطراف هسته ی کربنی چگال را فرامی‌گیرد. سرانجام، لایه‌های هلیمی خارجی به ‌صورت ساختارهای گازی رنگارنگی آزاد می‌گردند، که سحابی سیاره نما نامیده می‌شوند.

زمانی که مواد بیرونی در فضا پراکنده می‌شوند لایه‌های درونی به شکل ستاره‌ای کوچک و داغ، که همان کوتوله‌ی سفید است، منقبض می‌گردند. ستاره‌ی کوتوله‌ی سفیدِ معمولی، تنها کمی از زمین بزرگ‌تر است، اما 200/000 برابر چگال‌تر و بیش از 100/000 برابر گرانش سطحی شدیدتری دارد. درون این ستاره ی کوتوله ساختاری الماس گونه وجود دارد که از اتم‌های اکسیژن و کربن فوق‌العاده فشرده تشکیل شده است. کوتوله‌های سفید نمی‌توانند دمای اولیه‌ی 100/000درجه‌ی سلسیوسی خود را تا ابد نگه دارند و با سردشدن تدریجی، در طی میلیارها سال، سرانجام، تاریک خواهند شد. تعداد زیادی از ستاره‌های کهکشان ما و حتی خورشید به این شیوه‌ی نسبتاً آرام زندگی‌شان را به پایان خواهند رساند.

پایان پرماجراتر زمانی رخ می‌دهد که کوتوله ی سفید ما همدمی دوتایی داشته باشد؛ یعنی، شیء مشابه دیگری که در رقصی گرانشی به آن قفل شده است. بسیاری از ستارگان به منظومه‌های دوتایی و منظومه‌های چند ستاره‌ای دیگر تعلق دارند. یک جفت کوتوله ی سفید در پی واپاشی مدارشان، به‌ شکل مارپیچی، به سمت هم حرکت می‌کنند و تبدیل به شیء واحدی می‌شوند. این به‌هم پیوستگی، اتحادی بسیار ناپایدار است؛ زیرا جرم اضافی نمی‌تواند فشار درونی ستاره‌های کوتوله ی به هم پیوسته را تحمل کند و باعث انفجاری ناگهانی می‌شود؛ درنتیجه، جریان عظیمی از انرژی را به صورت انفجار ابرنواختر گونه‌ی I آزاد می‌کند.ازاین روی، برخی از ازدواج‌های ستاره‌ای هیچ‌گاه تداوم نمی‌یابند! <ref> کتاب کرانه‌های کیهان/ نوشته پائول هالپرن/ ترجمه حوریه آقانور/ انتشارات هورمزد.</ref>



ادی از ستاره‌های کهکشان ما و حتی خورشید به این شیوه‌ی نسبتاً آرام زندگی‌شان را به پایان خواهند رساند.

پایان پرماجراتر زمانی رخ می‌دهد که کوتوله ی سفید ما همدمی دوتایی داشته باشد؛ یعنی، شیء مشابه دیگری که در رقصی گرانشی به آن قفل شده است. بسیاری از ستارگان به منظومه‌های دوتایی و منظومه‌های چند ستاره‌ای دیگر تعلق دارند. یک جفت کوتوله ی سفید در پی واپاشی مدارشان، به‌ شکل مارپیچی، به سمت هم حرکت می‌کنند و تبدیل به شیء واحدی می‌شوند. این به‌هم پیوستگی، اتحادی بسیار ناپایدار است؛ زیرا جرم اضافی نمی‌تواند فشار درونی ستاره‌های کوتوله ی به هم پیوسته را تحمل کند و باعث انفجاری ناگهانی می‌شود؛ درنتیجه، جریان عظیمی از انرژی را به صورت انفجار ابرنواختر گونه‌ی I آزاد می‌کند.ازاین روی، برخی از ازدواج‌های ستاره‌ای هیچ‌گاه تداوم نمی‌یابند!

فاصله[ویرایش]

در کهکشان ما ، ستاره های کوتولۀ 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 دقّت اندازه گیری کنند. در محدودۀ 20 پارسکی خورشید، در حدود بیست و پنج کوتولۀ سفید شناخته شده و فواصل دقیق آنها تعیین گشته است. اما این هنوز درصد کوچکی از بیش از 1000 ستارۀ کوتولۀ سفیدی است که در این محدوده کشف شده اند. فاصلۀ بقیۀ آنها را می باید از روش های تخمینی به دست آورد.

یکی از این روش ها، دربارۀ ستاره های کوتولۀ سفید عضو منظومه های دوتایی است که می‌توان در آنها ویژگی های ستارۀ همدم را اندازه گیری کرد. اگر این همدم ستاره ای معمولی باشد، فاصله را می‌توان از روی طیف و قدر ظاهری آن، با دقّت نسبتاً خوبی تخمین زد. فاصلۀ حدود پنجاه کوتولۀ سفید از این روش تخمین زده شده است. متشابهاً اگر کوتوله های سفید در یک خوشۀ ستاره ای کشف شوند، فاصلۀ آنها همان فاصلۀ خوشه درنظر گرفته می شود، که از تطابق دادن با رشتۀ اصلی به دست می آید. روش تخمینی نهایی، روشی آماری است که در آن حرکت ظاهری کوتوله های سفید بررسی و فاصلۀ آنها طبق بزرگی یا کوچکی حرکت ظاهری تخمین زده می شود. مقدار حرکت ظاهری برای ستارگان دوردست، کوچکتر و برای ستارگان نزدیکتر، بزرگتر در نظر گرفته می شود. اخترشناسان فاصلۀ آماری صدها کوتولۀ سفید را از این راه تخمین زده اند.<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/ نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده</ref>


درخشندگی[ویرایش]

از روی فاصله و نورانیت ظاهری اندازه گیری شدۀ کوتوله های سفید، محاسبۀ درخشندگی آنها امکان پذیر است. نورانیت مطلق همۀ کوتوله های سفید فوق العاده کم و درخشندگی ذاتی اکثر آنها متجاوز از 10 قدر کمتر از خورشید است. برای مثال منظومۀ شعرای یمانی و همدم کوتولۀ سفیدش را می‌توان نام برد. شعرای یمانی که ستاره ای معمولی از رشتۀ اصلی است، از نظر قدر ظاهری، نورانی ترین ستاره ای است که در آسمان دیده می شود. اما همدم کوتولۀ سفید آن در حدود 10 قدر کم نورتر است و آن را جز با تلسکوپ و تحت مناسب ترین شرایط نمی‌توان دید. دلیل این امر آن است که نور شعرای یمانی در حدود 10,000 بار شدیدتر از نور همدم است و در نتیجه جلو نور آن را می گیرد. این کوتولۀ سفید، نمونه ای است از ردۀ خود، اما درخشندگی کوتوله های سفید گسترۀ وسیعی از قدرمطلق حدود 10+ تا حدود 20+ دارد.

هنوز اختر شناسان نتوانسته اند همۀ کوتوله های سفیدی را که می باید در همسایگی نزدیک خورشید باشند کشف کنند. آشکار ساختن آن عده از کوتوله های سفید که درخشندگی ذاتی بسیار پایینی دارند، به ویژه مشکل است. یکی از روش های بسیار رایج در آشکار سازی آنها مقایسۀ پرزحمت صفحات عکاسی است که در طی چندین سال گرفته شده اند. اخترشناسان، در این مقایسه در پی یافتن آن ستارگانی هستند که نورانیت ظاهری بسیار پایین اما حرکت ظاهری بزرگ دارند. برآوردهای حاصل از بررسی هایی که تا کنون به عمل آمده، حاکی از آن است که در محدودۀ 10 پارسکی فضای اطراف خورشید حدود 100 کوتولۀ سفید وجود دارد. این مقدار بزرگ نشان دهندۀ آن است که تعداد کوتوله های سفید در فضای مجاور ما زیاد است.

از روی این آمار می‌توانیم تعداد کل کوتوله های 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 مقایسۀ حجم کهکشان خودمان با نمونۀ ذکر شده، تعداد کل کوتوله های سفید حاصل می شود. کهکشان ما تقریباً به شکل یک عدسی یا سکه است، با ضخامت حدود 1000 پارسک و شعاع 15000 پارسک. حجم استوانه ها از فرمول v= πr2h محاسبه می شود که در آن r شعاع و h ضخامت یا ارتفاع استوانه است. با جایگزینی اعداد، حجم کهکشان ما در حدود 1011×7 پارسک مکعب به دست می آید. از سوی دیگر، حجم فضایی به شعاع 10 پارسک در اطراف خورشید که در آن 100 کوتولۀ سفید یافته ایم، طبق فرمول 4/3πr3در حدود 103×4 پارسک مکعب است. پس برآورد ما از تعداد کوتوله های سفید در کهکشان تقریباً 200 میلیون عدد است. مقدار حقیقی تعداد کوتوله های سفید احتمالاً بیشتر از برآورد ماست، زیرا خورشید در بخش بیرونی کهکشان واقع است و شکی نیست که چگالی کوتوله های سفید در اطراف ما کمتر از مقدار میانگین است.<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/ نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده</ref>

رنگ[ویرایش]

رنگ های تقریباً 500 کوتولۀ سفید اندازه گیری شده است. این رنگ ها، گستره ای از آبی سیر تا زرد را نشان می دهند. گسترۀ دماهای مربوط به این رنگ ها از حدود 100000k تا 5000k است که آبی ترین تا سرخ ترین اجسامی را که گمان می رود کوتولۀ سفید باشند دربر می گیرد. در واقع معلوم شده است که رنگ و دمای اجسامی مانند کوتوله های سفید می‌تواند گستره ای وسیع تر داشته باشد و اجسام بسیار سردتر از نمونه های ذکر شده را نیز شامل شود. همان طور که در سطور بعد خواهید خواند، گسترۀ رنگ را می‌توان در قالب سرد شدگی این ستاره های رمبیده و تَبَهگِن توضیح داد، و این سردشدگی نهایتاً منجر به آن می شود که کوتوله های سفید دماهایی بسیار پایین داشته باشند.<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/ نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده</ref>

طیف[ویرایش]

طیف کوتوله های سفید شباهتی به طیف ستاره های معمولی ندارد. در طیف اکثر آنها، خطوط طیفی بسیار اندکی وجود دارد. تنها خطوطی که برجسته و واضح دیده می شوند، خطوط ئیدروژن است. با وجود این در طیف برخی از کوتوله های سفید، نمودهای طیفی غیر عادی تر به چشم می خورد. برای مثال کوتوله های سفیدی وجود دارند که در طیف آنها اثری از خطوط مربوط به هیچ عنصری دیده نمی شود. طیف برخی از کوتوله های سفید فقط خطوط هلیوم را نشان می دهد، بی آنکه 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 پدیده های طیف نمایی متفاوت، تلاش های زیادی صورت گرفته است. طبق استنتاج های کنونی، این پدیده ها احتمالاً ناشی از متفاوت بودن مقدار مواد برجای مانده در جو ستارۀ رمبیده است که تمام یا بخش بیشتری از مغزی آن را کربن تشکیل می دهد. آن دسته از کوتوله های سفید که در طیفشان اثری از خطوط ئیدروژن نیست، احتمالاً ستاره هایی هستند که ئیدروژن پوش بیرونی آنها، هنگامی که ستاره غول بوده است، تماماً از دست رفته و تمام ئیدروژن مغزی آن نیز به سبب واکنش های هسته ای، سوخته است.

خوشبختانه، برخی از کوتوله های سفیدی که کشف شده اند، عضو منظومه های دوتایی هستند، و از این رو تعیین جرم آنها به طور قابل اعتمادی میسر است. یکی از مشهورترین کوتوله های سفید، ستارۀ شعرای یمانی B است که پیشتر آن اشاره کردیم. یکی از نورانی ترین ستارگان آسمان، شعرای شامی، نیز یک همدم کوتولۀ سفید دارد به نام شعرای شعرای شامی B که جرم دقیق آن را می‌توان به دست آورد. محاسبۀ مدارهای این ستارگان نشان می دهد که جرم شعرای یمانی B، 05/1 برابر جرم خورشید و جرم شعرای B، 63/0 جرم خورشید است. احتمالاً این مقادیر، مقادیز نمونه برای ستاره های کوتولۀ سفید هستند و دلایل خوبی در دیت هست که قبول کنیم هیچ کوتولۀ سفیدی نمی‌تواند بسیار پر جرم تر از شعرای یمانی B باشد.

محاسباتی که در خصوص پیکربندی ستارۀ تبهگن انجام گرفته است نشان می دهد که هیچ کوتولۀ سفیدی با جرم بسیار بزرگتر از جرم خورشید نمی‌تواند وجود داشته باشد. محاسبات خواص یک گاز تبهگن- که در آن همۀ الکترون ها، تمام فضای ممکن در دسترس را با داشتن تمام سرعت های ممکن، پر کرده اند- حاکی از آن است که در کوتوله های سفید، جرم و اندازۀ ستاره ارتباطی نسبتاً عجیب با هم دارند. معلوم شده است که هرچه جرم کوتولۀ سفید بیشتر باشد، اندازۀ آن کوچکتر است. علاوه بر آن محاسبات انجام گرفته نشانگر آن هستند که اگر جرم ستاره بیشتر از 2/1 جرم خورشید باشد، نمی‌تواند سیستم پایداری را تشکیل دهد، زیرا در این صورت می باید شعاع منفی داشته باشد که این البته بی¬معناست. ستاره های پر جرم تر به طریقی متفاوت تر از آنکه مستقیماً به کوتولۀ سفید تبدیل شوند، می میرند.<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/ نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده</ref>


جرم[ویرایش]

خوشبختانه، برخی از کوتوله های سفیدی که کشف شده اند، عضو منظومه های دوتایی هستند، و از این رو تعیین جرم آنها به طور قابل اعتمادی میسر است. یکی از مشهورترین کوتوله های سفید، ستارۀ شعرای یمانی B است که پیشتر آن اشاره کردیم. یکی از نورانی ترین ستارگان آسمان، شعرای شامی، نیز یک همدم کوتولۀ سفید دارد به نام شعرای شعرای شامی B که جرم دقیق آن را می‌توان به دست آورد. محاسبۀ مدارهای این ستارگان نشان می دهد که جرم شعرای یمانی بی 1.50 برابر برابر جرم خورشید و جرم شعرای بی، 0.63 برابر جرم خورشید است. احتمالاً این مقادیر، مقادیز نمونه برای ستاره های کوتولۀ سفید هستند و دلایل خوبی در دیت هست که قبول کنیم هیچ کوتولۀ سفیدی نمی‌تواند بسیار پر جرم تر از شعرای یمانی B باشد.

محاسباتی که در خصوص پیکربندی ستارۀ تبهگن انجام گرفته است نشان می دهد که هیچ کوتولۀ سفیدی با جرم بسیار بزرگتر از جرم خورشید نمی‌تواند وجود داشته باشد. محاسبات خواص یک گاز تبهگن- که در آن همۀ الکترون ها، تمام فضای ممکن در دسترس را با داشتن تمام سرعت های ممکن، پر کرده اند- حاکی از آن است که در کوتوله های سفید، جرم و اندازۀ ستاره ارتباطی نسبتاً عجیب با هم دارند. معلوم شده است که هرچه جرم کوتولۀ سفید بیشتر باشد، اندازۀ 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 می باید شعاع منفی داشته باشد که این البته بی¬معناست. ستاره های پر جرم تر به طریقی متفاوت تر از آنکه مستقیماً به کوتولۀ سفید تبدیل شوند، می میرند.<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/ نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده</ref>


چگالی[ویرایش]

کوتوله های سفید اجسامی هستند بسیار کوچک که شعاع آنها بسیار نزدیک به یک صدم شعاع خورشید یعنی حدود شعاع زمین است. چون جرم کوتوله های سفید تقریباً معادل جرم خورشید است،‌در نتیجه چگالی آنها می باید در حدود 1003 یا حدود 1 میلیون برابر چگالی خورشید باشد.

چگالی میانگین یک کوتولة سفید نوعی،‌ در حدود 100000 برابر چگالی آهن است. یعنی یک فنجان از مادة کوتولة سفید می باید 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 می رسد. هر جسمی که به منظور کاوش در سطح یکی از این ستاره های سرد فرود آید،‌بی درنگ در اثر کشش گرانشی بسیار زیاد آن از هم می پاشد.<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/ نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده</ref>

ساختار و تکامل کوتوله های سفید[ویرایش]

محاسبات در خصوص ماهیت آن از نوع گاز تبهگن که سازندة ستارة کوتولة سفید است، نشان می دهد که در این ستاره ها ماده بیشتر همانند جامد عمل می کند تا گاز،‌ و از این رو ستاره نیز مانند جسمی سخت است. با سرد شدن کوتولة سفید تغییری در اندازه و ساختار آن رخ نمی دهد. درون آن به وسیلة الکترون ها، که شبکه ای بلوری مانند شبکة بلوری سنگ یا آهن تشکیل می دهند،‌ پایا می ماند.<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/ نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده</ref>



جو کوتوله های سفید[ویرایش]

طیف های رصد شدة کوتوله های سفید نشان می دهند که جو این ستاره ها، به طور چشمگیری با هم متفاوتند. مسلماً می‌توان انتظار داشت که تحت گرانی سطحی بسیار زیاد، ‌ساختار جو یک کوتولة سفید نوعی،‌ کاملاً غیر عادی خواهد بود. جو آنها می باید فشار زیاد و اندازه های کوچک- به ضخامت تنها 100 متر- داشته باشد. این ضخامت در مقایسه با اندازة یک کوتولة سفید نوعی به شعاع 100.000 کیلومتر (10میلیون متر) بسیار کم است. خطوط طیفی برخی از کوتوله های سفید، در مقایسه با خطوط طیفی خورشید،‌ پهن تر است. این امر به سبب فشار بسیار زیاد ناشی از گرانی سطحی است که بر جو کوتولة سفید اعمال می شود. در گازی که تحت چنین فشار گزافی است،‌ طول موج های گسیل شده به الکترون ها به طور قابل ملاحظه ای تغییر می یابند،‌ و مجموعه ای از طول موج های متفاوت گسیل می شوند. این طول موج ها، در طیف، با هم ادغام می شوند و به صورت خطی پهن شده درمی آیند.

به سبب گرانی زیاد در کوتوله های سفید،‌ پیچیدگی دیگری در طیف آنها ظاهر می شود. انیشتین،‌ در نظریة نسبیت عام خود،‌ نشان داد که جرم های با گرانش زیاد می‌توانند بر نور تأثیر گذارند. برای مثال، یکی از بهترین دلایل اثبات کنندة نظریة نسبیت عام انیشتین، 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 آشکار است. در ستاره های کوتولة سفید، نیروی گرانش چنان شدید است که گویی نور گسیل شده را به عقب می کشد، از این رو، ‌هنگام مشاهدة نور آنها می بینیم که طول موج های نور به طرف قرمز جا به جا شده اند. این پدیده،‌ انتقال به قرمز گرانشی نامیده می شود و یکی از مثال های بارز اهمیت نسبیت عام است.<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/ نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده</ref>


سرمایش[ویرایش]

نظریة توصیف کنندة کوتوله های سفید تبهگن حاکی از آن است که دمای درونی ستاره رفته رفته کاهش می یابد،‌اما شعاع آن هرگز تغییر نمی کند. تابشی که آشکار می کنیم- که در مقایسه با تابش ستاره های معمولی ناچیز است- اتلاف انرژی در سیستم کوتولة سفید را نشان می‌دهد، انرژیی که هرگز دوباره به دست نمی آید و نمی‌تواند از طریق فرایند های هسته ای درون ستاره تولید شود. این انرژی حرکتی هسته های اتمی موجود در درون کوتولة سفید است و با نشت این انرژی از سطح ستاره آن حرکت های هسته ای نیز کاملاً باز می ایستند. محاسبات نشان می دهد که پس از فاصلة زمانی طولانی هسته های اتم ها نیز به همان طریقی که در الکترون ها تبهگن شده اند، تبهگن می شوند. در این صورت هسته ها دیگرنمی‌توانند حرکت کنند و آنها نیز یک ساختار شبکة بلوری تشکیل می دهند و از آن پس الکترون ها هم هسته های اتمی همانند الکترون ها و هسته های اتمی جسم جامد عمل می کنند.

سرد شدن کوتولة سفید بسیار به آرامی صورت می گیرد. محاسبه شده است که برای یک ستاره کوتولة سفید متوسط در حدود 1010 سال (10 میلیارد سال،‌یعنی در حدود عمر جهان) طول می کشد تا دمای آن به 3000K برسد. در نتیجه ما کوتولة سفیدی سردتر از این در کهکشان خود نخواهیم یافت،‌گرچه کوتوله های 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،‌ ستاره های تبهگن سرخ نامید. تا کنون پژوهش های کافی در مورد آنها انجام نشده است.

محاسبه شده است که با رسیدن دمای ستارة تبهگن به 3000K درخشندگی آن بسیار پایین می آید، به طوری که می‌توان ستاره را "کوتولة سیاه" نامید. از پیش بینی تکامل ستارگان چنین برمی آید که تقریباً تمام مواد کهکشان ما سرانجام به کوتوله های سیاه درخواهند آمد.به سبب آن که بخشی از جرم ستارگان پیوسته به فضای میان ستاره ای دفع می شوند و در آنجا مجدداً ستارگان دیگری تشکیل می دهند. شکل گیری ستاره ها تا زمان های طولانی همچنان ادامه خواهد یافت،‌حتی اگر ماده در قالب کوتوله های سفید و سیاه محبوس باشد. باوجود این محتمل به نظر می رسد که سرانجام تقریباً تمام جرم کهکشان ما بدین طریق از نظر محو خواهد شد و بقیة آن نیز چه به صورت گاز رقیق میان ستاره ای که در نتیجة رویدادهای انفجاری از سیستم پرتاب می گردد و یا به صورت ماده ای گرفتار در ستاره های نوترونی یا سیاهچاله ها نا ژدید خواهد شد. این فرایند ممکن است صد میلیارد سال طول بکشد، اما مرگ کهکشان ما و درآمدن آن به صورت جرمی ناپیدا و آکنده از خاکستر ستارگان سرد، اجتناب ناپذیر است. تنها پدیده هایی ناشناخته و نامنتظر می‌توانند از چنین پایان تاریک و ساکت کهکشان ما، و از پایان تمام جهان پیشگیری کنند.<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/ نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده</ref>

منبع[ویرایش]

<references />