Beyaz cüce, termonükleer reaksiyonların meydana geldiği aşamadan sonra orta kütleli (maksimum üç ila dört güneş kütlesi) bir yıldızın evriminden kaynaklanan küçük ama yüksek yoğunluğa sahip yaşlı bir yıldızdır. Yüksek yüzey sıcaklığına rağmen çok düşük bir parlaklığa sahiptir ve bu nedenle Hertzsprung-Russell diyagramında ana kolun çok aşağısında yer alır. Kütlesi 8 kata kadar azaldığı halde yüksek yüzey sıcaklığını uzun süre koruduğundan "beyaz cüce" olarak adlandırılır.

Güneş benzeri bir yıldız, nükleer yakıtını tükettikten sonra kırmızı dev olur. Kırmızı dev aşamasında çok genişleyen yıldız, beyaz cüce olurken içe doğru çökümü, yıldızın çekirdeğinin etrafında bulunan helyumun daha çok sıkışmasına ve belli bir aşamadan sonra da patlamasına yol açar daha sonra dış katmanlarını uzaya püskürtür ve geriye kalan parçası beyaz cücedir. Yıldızın savurduğu maddeler, gezegenimsi bulutsu hâlini alır. Kütlesi bunun üzerindeki bir değere sahip olan yıldızlar da Nötron yıldızına dönüşürler.^[1][2]

Beyaz cücelerde artık füzyon reaksiyonları gerçekleşmez, yani yıldızın enerji kaynağı kalmamıştır. Bu nedenle kendi kütleçekiminin kendisini içe doğru sıkıştırmasına diğer yıldızlar gibi karşı koyamaz. Beyaz cücelerde kütleçekimine karşı koyan tek şey dejenere elektron basıncıdır, bu sebeple beyaz cüceler çok yoğundur. Dejenere basıncının fiziğinden yapılan hesaplamalara göre dönmeyen bir beyaz cücenin kendi içine çökmeden alabileceği maksimum kütle Chandrasekhar limitidir (yaklaşık 1.44 Güneş kütlesi) bu limitten sonra dejenere basıncı da beyaz cüceyi ayakta tutmaya yetmez. Genelde yakınlardaki yıldızlardan emilen kütle sayesinde bu limite ulaşan bir karbon-oksijen beyaz cücesi karbon patlaması denen bir süreçte bir süpernova halinde patlar. SN 1006 buna bir örnek olarak gösterilebilir.^[3][4]

Bir beyaz cüce ilk oluştuğunda oldukça sıcaktır, ama herhangi bir enerji kaynağı olmadığından zamanla ısı yayarak soğumaya başlar. Bu başta yüksek renk sıcaklığına sahip olan radyasyonunun yavaşça kırmızıya kayması anlamına gelir. Uzun zaman sonra bir beyaz cüce soğudukça materyali kristalize olmaya başlayacaktır. Yıldızın düşük sıcaklığı artık çok fazla ışık ve ısı yaymayacağı anlamına gelir ve yavaşça soğuk bir kara cüceye dönüşür.^[4] Fakat yapılan hesaplamalara göre bir beyaz cücenin bir kara cüceye dönüşme süresi evrenin yaşından daha büyüktür,^[5] bu nedenle evrende hiçbir kara cüce olmadığı düşünülür.^[6][7] Bilinen en yaşlı beyaz cüceler hala birkaç bin kelvin sıcaklığına sahiptir.

Keşif[değiştir | kaynağı değiştir]

Keşfedilen ilk beyaz cüce, içinde parlak 40 Eridani A yıldızı, 40 Eridani B beyaz cücesi ve 40 Eridani C kırmızı cüce yıldızı olan 40 Eridani adlı üçlü yıldız sisteminde bulundu. 40 Eridani B/C ikilisi ilk William Herschel tarafından 31 Ocak 1783 yılında bulundu.^[8] 1910 yılında Henry Norris Russel, Edward Charles Pickering ve Williamina Fleming düşük parlaklığa sahip bir yıldız olmasına rağmen 40 Eridani B yıldızının A spektral tipinden olduğunu buldular (yani beyaz).^[9] 1939 yılında Russel bu buluşa tekrar göz attı:

Arkadaşım Profesör Edward C. Pickering'i ziyaret ediyordum. Karakteristik nazikliğiyle ben ve Hinksin Cambridgde yıldız paralaksı gözlemlerimizde bulduğu bütün yıldızların spektralarını gözlemlemek için gönüllü olmuştu. Bu rutin gözüken iş sonucunda çok işe yaradı. Bu veriler bütün solgun mutlak büyüklüğe sahip olan yıldızların M spektra sınıfına girdiği keşfine yol açtı. Bu konuyu konuşurken Pickeringe özellikle 40 Eridani B yıldızından bahsederek başka solgun yıldızlar ile alakalı sordum. Sonrasında gözlemevi ofisine bir not yolladı ve çok kısa bir zaman sonra bu yıldızın spektra tipinin A olduğu bilgisi geri ulaştı. O günlerde bile bizim düşündüğümüz yüzey parlaklıklarıyla yoğunluklar arasında bir tutarsızlık olacağını fark etmeye yeticek bilgim vardı. Bu büyük istisna karşısında oldukça şaşkına uğradığımı belirtmiştim ama Pickering bana gülüp "tam olarak bu istisnalar bizim bilgimizi arttırmamızı sağlıyor" diye cevap verdi. Sonrasında beyaz cüceler araştırma konusu oldular.

40 Eridani B yıldızının tayf türü resmi olarak 1914 yılında Walter Adams tarafından tanımlandı^[10]

Sirius yıldızının beyaz cüce bileşeni , Sirius B, ikinci olarak keşfedilen beyaz cücedir. 19. yy boyunca, bazı yıldızların konum ölçümleri küçük değişiklikleri ölçebilecek kadar hassas hale geldi. Friedrich Bessel Sirius (α Canis Majoris) ve Procyon (α Canis Minoris) yıldızlarının dönemsel olarak konum değiştirdiklerini belirledi ve 1844 yılında her iki yıldıza ait görünmeyen bileşenler olduğunu saptadı.^[11]

Bessel, Sirius'un ikinci bileşeninin dönemini yaklaşık olarak yarım yüzyıl olarak tahmin etti.^[11]

Bileşimi ve yapısı[değiştir | kaynağı değiştir]

Hertzsprung-Russell diyagramı

Tayf tipi

O

B

A

F

G

K

M

L

T

Kahverengi cüceler

Beyaz cüceler

Kırmızı cüceler

Alt cüceler

Ana kol
("cüceler")

Alt devler

Devler

Kırmızı devler

Mavi devler

Parlak devler

Üst devler

Kırmızı üst dev

Üstün devler

mutlak
parlaklık
(M_V)

Beyaz cücelerin tahmini kütleleri en az 0,17 M_☉^[12] ve en çok 1,33 M_☉^[13] olmasına rağmen, kütle dağılımı 0,6 M_☉ civarında yoğunluk gösterir ve ekseriyeti 0,5 ila 0,7 M_☉ aralığındadır. Gözlemlenen beyaz cücelerin tahmini yarıçapları tipik olarak Güneş'in yarıçapının %0,8–2'si arasındadır.^[14] Bu, Güneş yarıçapının %0,9'u kadar olan Dünya yarıçapıyla karşılaştırılabilir. Daha açık bir ifadeyle bir beyaz cüce Güneş'e yakın bir kütleyi, Güneş'ten bir milyon kat daha küçük bir hacme sığdırıyor denilebilir. Bu nedenle beyaz cücedeki ortalama madde yoğunluğu, Güneş'in ortalama yoğunluğundan kabaca 1.000.000 kat daha fazla, yani yaklaşık 10⁶ g/cm³ veya santimetre küp başına 1 ton olmalıdır.^[6] Tipik bir beyaz cücenin yoğunluğu 10⁴ - 10⁷ g/cm³ arasındadır. Beyaz cüceler sadece nötron yıldızları, kuark yıldızları (varsayımsal)^[15] ve kara delikler gibi diğer sıkışık nesneler tarafından aşılan, bilinen en yoğun madde formudur.

Beyaz cücelerin, keşfedildikten kısa bir süre sonra son derece yoğun oldukları anlaşıldı. Sirius B veya 40 Eridani B gibi bir yıldız ikili sistemde ise, ikili yörüngenin gözlemleriyle kütlesini tahmin etmek mümkündür. Bu gözlem, Sirius B için 1910'da yapıldı^[16] ve 0,94 M_☉ tahmini bir kütle değeri elde edildi, ki bu daha güncel bir tahmin olan 1,00 M_☉ ile uyumludur.^[17] Daha sıcak cisimler daha soğuk olanlardan daha fazla enerji yaydıkları için bir yıldızın yüzey parlaklığı, etkin yüzey sıcaklığından tahmin edilebilir ve bu da spektrumundan elde edilir. Yıldızın mesafesi biliniyorsa, mutlak parlaklığı da tahmin edilebilir. Mutlak parlaklık ve mesafeden, yıldızın yüzey alanı ve yarıçapı hesaplanabilir. Bu tür bir akıl yürütme, o zamanlar astronomlar için şaşırtıcı olan, görece yüksek sıcaklıkları ve görece düşük mutlak parlaklıkları nedeniyle Sirius B ve 40 Eridani B'nin çok yoğun olması gerektiğinin farkına varılmasına yol açtı. Ernst Öpik 1916'da birçok görsel ikili yıldızın yoğunluğunu tahmin ettiğinde, 40 Eridani B'nin Güneş'in yoğunluğundan 25.000 kat daha fazla yoğunluğa sahip olduğunu buldu. Bu değer o kadar yüksekti ki bunu "imkansız" olarak nitelendirdi.^[18]

A.S. Eddington'ın 1924 yılında belirttiği gibi bu düzeydeki yoğunluklar, genel görelilik kuramına göre Sirius B'den gelen ışığın kütleçekimsel olarak kırmızıya kayması gerektiğini gösteriyordu.^[19] Bu tespit, 1925 yılında Adams'ın bu kırmızıya kaymayı ölçmesiyle doğrulandı.^[20]

Yaşanabilirlik[değiştir | kaynağı değiştir]

Yüzey sıcaklığı 10.000 Kelvin'den az olan beyaz cücelerin, yaklaşık olarak 0,005 ila 0,02 AU arasında bir mesafede, 3 milyar yıldan fazla sürecek bir yaşanabilir bölgeye sahip olabileceği öne sürülmüştür. Bu mesafe o kadar yakındır ki, yaşanabilir gezegenler kütleçekimsel olarak kilitli olacaktır. Amaç, içe doğru göç etmiş veya orada oluşmuş olabilecek varsayımsal Dünya benzeri gezegenlerin geçişlerini araştırmaktır. Beyaz cücenin bir gezegenle benzer bir büyüklüğe sahip olması nedeniyle, bu tür geçişler güçlü örtülmelere neden olur.^[21] Daha yeni araştırmalar bu fikri şüpheye düşürmektedir, çünkü varsayımsal gezegenlerin ana yıldızlarına yakın yörüngeleri, onları güçlü gelgit kuvvetlerine maruz bırakacak ve sera etkisi tetikleyerek yaşanmaz hale getirecektir.^[22] Bu fikre yönelik önerilen bir başka kısıtlama da gezegenlerin kökenidir. Beyaz cücenin çevresindeki yığılma diski oluşumunu bir kenara bırakırsak, bir gezegenin bu tür yıldızların çevresinde yakın bir yörüngeye yerleşebilmesinin iki yolu olabilir. Yıldızın kırmızı dev evresinde yutulmadan içe doğru sarmal çizmek veya beyaz cüce oluştuktan sonra içe doğru göç etmek. İlk durum düşük kütleli cisimler için pek olası değildir, çünkü yıldızları tarafından yutulmaktan kurtulmaları pek mümkün olmaz. İkinci durumda ise gezegenler, beyaz cüce ile gelgit etkileşimleri yoluyla o kadar çok yörünge enerjisini ısı olarak atmak zorunda kalacaklardır ki, muhtemelen yaşanmaz bir kor haline geleceklerdir.^[23]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

• NASA9 Kasım 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
• Teknik Bilgiler14 Nisan 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.