کوتوله سفید

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>

درخشندگی

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 می توان 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 نمی توان 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 می توانیم 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 4×103 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

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 100,000 k تا 5000 k 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 می تواند 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 می توان 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

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 می توان 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 نمی تواند 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 نمی تواند 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، نمی تواند 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

برخی از کوتوله‌های سفیدی که کشف شده‌اند، عضو منظومه‌های دوتایی هستند، از این رو تعیین جرم آنها به طور قابل اعتمادی میسر است. از مشهورترین کوتوله‌های سفید همدم‌های ستارههای شباهنگ (شعرای یمانی) و شِعرای شامی است که جرم دقیق آن را می‌توان بدست آورد. محاسبه مدارهای این ستارگان نشان می‌دهد که جرم شباهنگ – B، ۰۵ر۱ برابر جرم خورشید و جرم شعرای شامی – B، ۶۳ر۰ جرم خورشید است.این مقادیر، مقادیر نمونه برای کوتوله‌های سفید هستند و دلایل خوبی در دست است که قبول کنیم هیچ کوتوله سفید نمی‌تواند بسیار پرجرم تر از خورشید باشد. محاسبات نشان می‌دهد که جرم و اندازه کوتوله‌های سفید با هم ارتباط عجیبی دارند. معلوم شده هرچه جرم کوتوله سفید بیشتر باشد، اندازه آن کوچکتر است. علاوه بر آن محاسبات نشان می‌دهد اگر جرم ستارهای بیشتر از ۲/۱ جرم خورشید باشد، نمی‌تواند سیستم پایداری را تشکیل دهد، زیرا در این صورت باید شعاع منفی داشته باشد که البته این بی معنا است. ستارههای پرجرمتر به طریقی متفاوت تز از آنکه مستقیماً به کوتوله سفید تبدیل شوند، می‌میرند. این گونه ستارهها ممکن است در پایان عمرشان به ستاره نوترونی و یا شاید سیاهچاله تبدیل شوند.

فاصله

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 می توان در آنها ویژگی های ستارۀ همدم را اندازه گیری کرد. اگر این همدم ستاره ای معمولی باشد، فاصله را می توان 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>

جو

طیف های رصد شده کوتوله های فید نشان می دهد که جو این ستاره ها به طور چشمگیری با هم متفاوتند . مسلما می توان انتظار داشت که تحت گرانی سطحی بسیار زیاد ساختار جو یک کوتوله سفید نوعی ، کاملا غیر عادی خواهد بود . جو آنها می باید فشار زیاد و اندازه کوچک - به ضخامت تنها 100 متر - داشته باشد . این ضخامت در مقایسه با ندازه یک کوتوله سفید نوعی به شعاع 000 100 کیلومتر ( 10 میلیون متر ) بسیار کم است .

خطوط طیفی [۱] برخی از کوتوله های سفید در مقایسه با خطوط طیفی خورشید ، پهن تر است . این امر به سبب فشار بسیار زیاد ناشیش از گرانش سطحی است که بر جو کوتوله سفید اعمال می شود . در گازی که تحت چنین فشار گزافی است ، طول موج های گسیل شده یه وسیله 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 در می آیند .<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/ نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده</ref>

منبع

<references />