ดาวแคระขาว

ดาวแคระขาว (อังกฤษ: White dwarf) หรือบางครั้งเรียกว่า ดาวแคระสถานะเสื่อม (degenerate dwarf) เป็นวัตถุท้องฟ้าขนาดเล็กที่ส่วนใหญ่ประกอบไปด้วยอิเล็กตรอนที่เป็นสสารเสื่อม เนื่องจากดาวแคระขาวที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์จะมีปริมาตรใกล้เคียงกับโลก ทำให้มันมีความหนาแน่นสูงและมีกำลังส่องสว่างน้อยมาจากความร้อนที่สะสมไว้ ดาวแคระขาวที่รู้จักในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์มีประมาณคร่าว ๆ 6% ของดาวที่รู้จักในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์ ในปี ค.ศ. 1910 เฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์ เอ็ดเวิร์ด ชาลส์ พิกเคอริง และ วิลเลียมมินา เฟลมมิง ได้ค้นพบดาวแคระขาวเป็นครั้งแรกเนื่องจากเป็นวัตถุที่จางอย่างผิดปกติ, p. 1 ส่วนชื่อ "ดาวแคระขาว" ตั้งโดย วิลเลม ลุยเทน ในปี ค.ศ. 1922 ดาวแคระขาวเป็นดาวที่อยู่ในช่วงสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวทุกดวงที่มีมวลไม่มากซึ่งมีปริมาณ 97% ของดาวฤกษ์ที่พบในดาราจักรทางช้างเผือก หลังจากที่ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักได้จบช่วงที่มีปฏิกิริยาไฮโดรเจนนิวเคลียร์ฟิวชันลง มันก็จะขยายเป็นดาวยักษ์แดง และหลอมฮีเลียมเป็นคาร์บอนและออกซิเจนที่ใจกลางโดยกระบวนการทริปเปิลอัลฟา ถ้าดาวยักษ์แดงมีมวลไม่เพียงพอที่จะทำให้ใจกลางมีอุณหภูมิสูงพอที่จะหลอมคาร์บอนได้ มวลเฉื่อยของคาร์บอนและออกซิเจนจะก่อตัวที่ศูนย์กลาง หลังจากนั้นชั้นนอกของดาวก็จะถูกพ่นออกไปกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ ก็จะเหลือเพียงใจกลางที่เป็นดาวแคระขาวไว้ ปกติแล้วดาวแคระขาวจะประกอบไปด้วยคาร์บอนและออกซิเจนและมีความเป็นไปได้ที่ใจกลางมีอุณหภูมิเพียงพอที่จะหลอมคาร์บอนแต่ไม่ใช่นีออน นอกจากว่าจะก่อตัวเป็นดาวแคระขาวออกซิเจน-นีออน-แมกนีเซียม ดาวแคระขาวฮีเลียมบางดวงก่อตัวมาจากการสูญเสียมวลในระบบดาวคู่ เนื่องจากธาตุที่มีอยู่ในดาวแคระขาวไม่อาจทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันได้อีกต่อไป ดังนั้นดาวแคระขาวจึงไม่มีแหล่งพลังงานจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่จะสร้างความร้อนเพียงพอที่จะต้านการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงได้ (ดาวดำรงอยู่ได้ด้วยความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอนเท่านั้น) และทำให้ดาวมีความหนาแน่นสูง จากฟิสิกส์ของสถานะเสื่อมสามารถหามวลมากที่สุดของดาวแคระขาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองเท่าที่จะมีได้ โดยค่านี้เรียกว่าขีดจำกัดจันทรเศขร ซึ่งมีค่าประมาณ 1.4 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ ถ้ามีค่ามากกว่านี้ จะไม่สามารถพยุงความดันสถานะเสื่อมได้ (ดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจนก็มีมวลอยู่ในช่วงนี้) ถ้ามวลสารมีการถ่ายเทจากคู่ของมันจะเกิดการระเบิดขึ้นเป็นมหานวดาราประเภท 1เอ ซึ่งกระบวนการนี้เรียกว่า การปะทุคาร์บอน (ตัวอย่างของมหานวดาราชนิดนี้ที่โด่งดังที่สุดคือ SN 1006) หลังจากดาวแคระขาวที่มีอุณหภูมิสูงเกิดการก่อตัวและขาดแหล่งพลังงานจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันแล้ว มันจะยังคงแผ่รังสีต่อไปและเย็นตัวลง นั่นหมายความว่า การแผ่รังสีในช่วงแรกจะเป็นแบบอุณหภูมิสูง ส่วนช่วงหลังจะแผ่รังสีน้อยลงและมีสีแดงมากขึ้น เมื่อเวลาผ่านไปดาวแคระขาวจะมีอุณหภูมิต่ำลงจนไม่แผ่รังสีในช่วงคลื่นที่มองเห็นได้ ก็จะกลายเป็นดาวแคระดำที่เยือกเย็น อย่างไรก็ตาม เพราะว่าไม่มีดาวแคระขาวดวงใดแก่กว่าอายุเอกภพ และดาวแคระขาวที่เก่าแก่ที่สุดก็ยังคงแผ่รังสีด้วยอุณหภูมิพันกว่าเคลวิน ดังนั้นจึงไม่มีดาวแคระดำในเอกภพ ดาวแคระขาวที่ถูกค้นพบเป็นดวงแรกอยู่ในระบบดาวสามดวงใน 40 Eridani ซึ่งประกอบไปด้วยดาวสว่างในแถบลำดับหลัก 40 Eridani A ซึ่งโคจรอยู่ใกล้กับระบบดาวคู่ซึ่งมีดาวแคระขาว 40 Eridani B และดาวแคระแดงในแถบลำดับหลัก 40 Eridani C ฟรีดดริค วิลเฮล์ม เฮอร์เชล ได้ค้นพบคู่ดาว 40 Eridani B/C ตั้งแต่วันที่ 31 มกราคม ค.ศ. 1783 ต่อมา Friedrich Georg Wilhelm Struve ได้เฝ้าสังเกตในปี 1825 และ Otto Wilhelm Struve เฝ้าสังเกตในปี 1815 ครั้นถึงปี ค.ศ. 1910 Henry Norris Russel, Edward Charles Pickering และ Williamina Fleming จึงได้ค้นพบว่า ทั้ง ๆ ที่มันเป็นดาวที่จางแสงมาก แต่ 40 Eridani B จัดเป็นดาวที่มี ชนิดสเปกตรัม A หรือมีแสงสีขาว ในปี 1939 Russell มองย้อนไปในการสำรวจ ผมได้ไปเยี่ยมเพื่อนและผู้เอื้อเฟื้อสนับสนุนเงิน ศาสตราจารย์ เอ็ดเวิร์ด ซี. พิกเคอริง ด้วยลักษณะนิสัยที่มีอัธยาศัยดี เขาจึงอาสาไปสำรวจสเปกตรัมของดาวทุกดวงรวมถึงเปรียบเทียบดาวแต่ละดวงด้วยและสำรวจพารัลแลกซ์ของดวงดาวที่ Hinks และผมได้ทำไว้ที่แคมบริดจ์, และผมก็ได้แลกเปลี่ยนความคิดเห็น ชิ้นงานประจำวันที่ชัดเจนตรวจสอบได้ให้ผลดี นั่นทำให้การสำรวจของดาวที่มีแมกนิจูดสัมบูรณ์ต่ำทุกดวงมี Spectral class M ในการสนทนาในหัวข้อนี้ ผมถามพิกเคอริงเกี่ยวกับความแน่นอนในดาวไม่สว่างอื่น ๆ ที่ไม่ได้อยู่ในรายการของผมและกล่าวถึง 40 Eridani B ที่ไม่ธรรมดา ด้วยลักษณะนิสัยของเขา เขาก็ส่งบันทึกถึงออฟฟิศของหอดูดาวและก่อนหน้านั้นไปนาน คำตอบมาถึงว่าสเปกตรัมของดาวคือ A ผมรู้พอเกี่ยวกับมันกระทั่ง Plaleozoic ด้วยซ้ำ ผมรู้ทันทีที่มันไม่สอดคล้องอย่างมากระหว่างที่พวกเราจะเรียกมันว่าค่าของความสว่างพื้นผิวและความหนาแน่นเป็นไปได้ ผมต้องแสดงว่าผมไม่เพียงรู้สึกสงสัยเท่านั้นแต่ยังรู้สึกสลดด้วย ข้อยกเว้นนี้ดูเหมือนจะเป็นกฎของพฤติกรรมของดาวที่สวยงาม แต่ Pickering ยิ้มให้ผมและพูดว่ามันเป็นข้อยกเว้นที่นำไปสู่ความรู้อันก้าวหน้า และแล้วดาวแคระขาวก็เข้ามาสู่ขอบข่ายการศึกษาของผม! ดาวคู่ของดาวซิริอุส คือดาวซิริอุส บี ถูกค้นพบเป็นลำดับถัดมา ในระหว่างศตวรรษที่ 19 การวัดตำแหน่งของดาวบางดวงแม่นยำพอที่จะวัดการเปลี่ยนแปลงน้อย ๆ ได้ ฟรีดดริค เบสเซล ใช้เครื่องมือที่มีความแม่นยำในการระบุว่าดาวซิริอุสและดาวโปรซิออนเปลี่ยนแปลงตำแหน่งได้ ในปี 1844 เขาทำนายว่าทั้งคู่มีดาวคู่ที่เรามองไม่เห็น ถ้าเราจะพิจารณาให้ซิริอุสและโปรซิออนเป็นดาวคู่ การเคลื่อนที่ของมันก็คงไม่ทำให้ตกใจ เราคงต้องยอมรับว่ามันเป็นสิ่งจำเป็นและคงต้องตรวจสอบหาความจริงเกี่ยวกับจำนวนของมันด้วยการสังเกตการณ์ แต่แสงไม่ใช่คุณสมบัติจริงของมวล การมีอยู่ของดาวที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่านับไม่ถ้วนสามารถพิสูจน์ได้ว่าไม่มีอะไรต่อต้านการมีอยู่ของดาวที่ไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า 1 ดวง เบสเซลประมาณคาบการโคจรคร่าว ๆ ของคู่ของดาวซิริอุสไว้ที่ครึ่งศตวรรษ C