عمر همجوشی هسته‌ای آن‌ها به پایان رسیده و اکنون برای تریلیون‌ها سال تنها با گرمای باقیمانده به آرامی درخشیده و سرد می‌شوند. طول عمر آن‌ها حتی از سن کنونی کیهان نیز بیشتر است.
کوتوله‌های سفید از چند جهت اجرامی شگفت‌انگیزند: حدود ۹۷٪ ستارگان سرانجام به کوتوله سفید تبدیل می‌شوند، بنابراین مطالعه آن‌ها نکات بسیاری درباره تکامل ستارگان به ما می‌آموزد. از آنجا که کوتوله‌های سفید با نرخ قابل پیش‌بینی سرد می‌شوند، مانند «ساعت کیهانی» عمل می‌کنند و به اخترشناسان کمک می‌کنند سن خوشه‌های ستاره‌ای را که در آن قرار دارند، تعیین کنند. گاهی نیز به صورت ابرنواختر نوع Ia منفجر می‌شوند و به‌عنوان «شمع‌های استاندارد» در نردبان فاصله‌سنجی کیهانی به کار می‌روند. افزون بر این، آن‌ها اجرامی به‌شدت افراطی‌اند که به اخترفیزیک‌دانان امکان می‌دهند نظریه‌هایی همچون مکانیک کوانتومی را بیازمایند.
همه کوتوله‌های سفید یکسان نیستند. حد چاندراسخار، جرم بالای کوتوله سفید را حدود ۱٫۴۴ برابر جرم خورشید تعیین می‌کند. فراتر از این حد، ستاره نمی‌تواند وزن خود را تحمل کند و یا منفجر می‌شود یا به ستاره نوترونی فرومی‌ریزد. بیشتر کوتوله‌های سفید بسیار کوچک‌تر از این حد هستند و فقط نمونه‌های نادری جرم بالاتر از یک جرم خورشیدی دارند که «کوتوله‌های سفید پرجرم» نامیده می‌شوند.
یکی از کوتوله‌های سفید پرجرم شناخته‌شده، WD 0525+526 است که در فاصله حدود ۱۳۰ سال نوری قرار دارد و ۲۰٪ از خورشید سنگین‌تر است. پژوهش تازه‌ای بر اساس داده‌های فرابنفش تلسکوپ فضایی هابل نشان می‌دهد که این کوتوله سفید حاصل ادغام آن با ستاره‌ای دیگر است.
این پژوهش با عنوان «بازمانده ادغام یک کوتوله سفید داغ که با آشکارسازی فرابنفش کربن شناسایی شد» در مجله Nature Astronomy منتشر شده و نویسنده اصلی آن دکتر سنهالاتا ساهو، پژوهشگر دانشگاه وارویک بریتانیاست. WD 0525+526 نه‌تنها به دلیل جرم بالاتر، بلکه از نظر ترکیب شیمیایی نیز با دیگر کوتوله‌های سفید متفاوت است.
اعتبار تصویر: Snahu و همکاران، ۲۰۲۵، Nature Astronomy.
کوتوله‌های سفید معمولاً هسته‌هایی از کربن و اکسیژن دارند و جو آن‌ها غالباً از هیدروژن یا هلیوم تشکیل شده است. اگر اخترشناسان فلزاتی (یعنی عناصری سنگین‌تر از هیدروژن و هلیوم) را در جو کوتوله سفید بیابند، توجه‌شان جلب می‌شود؛ چراکه می‌تواند نشانه بلعیدن یک جرم سیاره‌ای کوچک باشد. با این حال، شش کوتوله سفید پرجرم شناخته شده ویژگی‌های عجیبی دارند: جو غالباً هیدروژنی همراه با مقدار بسیار کمی کربن که احتمالاً از هسته توسط فرایند همرفت به سطح آورده شده است. این ستارگان احتمالاً نتیجه ادغام‌های ستاره‌ای هستند و «کوتوله‌های سفید DAQ» نامیده می‌شوند.
به گفته پروفسور بوریس گنسیکه از دانشگاه وارویک، «یافتن شواهد روشن از ادغام در یک کوتوله سفید منفرد، نادر است.» نویسندگان مقاله می‌گویند: «این کوتوله‌های سفید کمیاب، احتمالاً از ادغام ستاره‌ها به وجود آمده‌اند و مدرک روشنی برای یکی از مسیرهای تکامل دوتایی هستند که به ابرنواخترهای گرماهسته‌ای (نوع Ia) منجر می‌شود.»
طیف‌سنجی نوری تنها قادر به آشکارسازی اجرامی است که غنی‌ترین میزان کربن را دارند، اما داده‌های فرابنفش این محدودیت را ندارند. در این پژوهش، دانشمندان از قابلیت رصد فرابنفش هابل برای بررسی WD 0525+526 استفاده کردند. دکتر ساهو می‌گوید: «در نور مرئی، این جرم مانند یک کوتوله سفید پرجرم اما عادی به نظر می‌رسد، اما مشاهدات فرابنفش ما توانست نشانه‌های کربنی بسیار ضعیفی را آشکار کند که در طیف نوری قابل مشاهده نبود.»
کشف مقادیر اندک کربن در جو، نشان می‌دهد که این کوتوله سفید احتمالاً بازمانده ادغام دو ستاره است. این موضوع همچنین احتمال وجود بسیاری از بازمانده‌های ادغام مشابه را مطرح می‌کند که به‌صورت کوتوله‌های سفید با جو هیدروژن خالص به نظر می‌رسند و تنها رصد فرابنفش می‌تواند آن‌ها را آشکار کند.
در کوتوله‌های سفید معمولی، لایه‌های ضخیم هیدروژن و هلیوم هسته را به‌خوبی پوشانده‌اند و همرفت بسیار ناچیز است، زیرا فشار الکترون‌های تباهیده پشتیبان ستاره است و نه فشار گرمایی. اما در اثر ادغام، این لایه‌ها تقریباً به‌طور کامل سوزانده می‌شوند و تنها لایه‌ای بسیار نازک باقی می‌ماند که امکان رسیدن کربن به سطح را فراهم می‌کند. این همان وضعیتی است که در WD 0525+526 مشاهده شده است.
اعتبار تصویر: Snahu و همکاران، ۲۰۲۵، Nature Astronomy.
آنتوان بدار، همکار نویسنده مقاله، توضیح می‌دهد: «لایه‌های هیدروژن و هلیوم این ستاره ده میلیارد بار نازک‌تر از کوتوله‌های سفید معمولی است، که احتمالاً در جریان ادغام از بین رفته‌اند.» با این حال، میزان کربن سطحی آن صد هزار بار کمتر از سایر بازمانده‌های ادغام است و دمای آن تقریباً چهار برابر خورشید است؛ این نشان می‌دهد که WD 0525+526 هنوز در مراحل اولیه پس از ادغام است.
نکته جالب دیگر، شناسایی فرایند «نیمه‌همرفت» (semi-convection) در این ستاره است؛ پدیده‌ای که امکان می‌دهد بخشی از کربن از لایه‌های درونی به سطح راه یابد، اما سرعت آن بسیار کمتر از همرفت معمولی است و لایه‌ها را به‌طور کامل مخلوط نمی‌کند. این نخستین مشاهده نیمه‌همرفت در یک کوتوله سفید است.
پژوهشگران همچنین سناریوهای دیگری مانند جذب مواد از محیط میان‌ستاره‌ای یا یک سامانه سیاره‌ای گسسته را بررسی کردند، اما در طیف فرابنفش WD 0525+526 هیچ عنصر سنگین دیگری به‌جز کربن یافت نشد، بنابراین همه این فرضیات رد شدند.
اعتبار تصویر: Snahu و همکاران، ۲۰۲۵، Nature Astronomy.
