Beyaz cüceler, yaşamının son evresindeki soğuk yıldızlar olarak tanımlanır ve güneş kütlesinin % 60’ı kütlesinde olmasına karşılık hacmen dünya büyüklüğündedir.[1]
Hubble Uzay Teleskobu'yla çekilmiş Sirius A ve Sirius B resimleri. Beyaz cüce olan Sirius B, çok daha parlak olan Sirius A'nın sol altında sönük bir nokta olarak görülmektedir
Hertzsprung-Russell diyagramı
Tayf tipi
Kahverengi cüceler
Beyaz cüceler
Kırmızı cüceler
Altcüceler
Ana kol
("cüce yıldızlar")
Altdevler
Dev yıldızlar
Parlak devler
Üstdevler
Üstündevler
mutlak
parlaklık
(MV)
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 halini alır. Kütlesi bunun üzerindeki bir değere sahip olan yıldızlar da Nötron yıldızına dönüşürler.[2][3]
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.[4][5]
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.[5] Fakat yapılan hesaplamalara göre bir beyaz cücenin bir kara cüceye dönüşme süresi evrenin yaşından daha büyüktür,[6] bu nedenle evrende hiçbir kara cüce olmadığı düşünülür.[1][7] Bilinen en yaşlı beyaz cüceler hala birkaç bin kelvin sıcaklığına sahiptir.
İçindekiler
1 Keşif
2 Beyaz Cüce Sistemlerinde Yaşama Uygun Gezegenlerin Bulunması
3 Beyaz Cüce Sistemlerinde Yaşama Uygun Gezegen Oluşması
4 Tarihçe
5 Özellikleri
6 Kaynakça
7 Dış bağlantılar
KeşifDüzenle
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.
Beyaz Cüce Sistemlerinde Yaşama Uygun Gezegenlerin BulunmasıDüzenle
Beyaz Cüceler soğuk yıldızlar oldukları için az ısı ve ışık yayarlar. Bu yüzden beyaz cüce sistemindeki yaşama uygun bir gezegenin bulunması daha kolay olur. Çünkü beyaz cücelerde gezegenin yaşama uygun olması için ona çok yakın olması gerekir. Yakın bir gezegen de yıldızının önünden geçerken ışığın parlaklığında daha fazla bir azalma olur.
Beyaz Cüce Sistemlerinde Yaşama Uygun Gezegen OluşmasıDüzenle
Yıldız kırmızı deve dönüştükten sonra, yıldız kabuklarını salmaya başladığında merkeze doğru bir kütleçekimi olur ve -kırmızı dev büyüdüğünde ondan etkilenmeyen- dış gezegenler bu çekimden etkilenerek beyaz cücenin yaşamsal alanına doğru çekilir veya kırmızı devin yok ettiği gezegenlerden kalan enkazlardan yaşamsal alanda yeni gezegenler oluşur.[7]
TarihçeDüzenle
1926'da Ralph Fowler tarafından beyaz cücelerin dışlama ilkesi (ing. exclusion principle) açıklandı.
1933'te Baade ve Zwicky tarafından beyaz cücelerin çöküşü ile birlikte süpernovaya geçişi açıklandı.[10]
1935'te Subrahmanyan Chandrasekhar beyaz cüce çöküşü kütle limitini hesapladı.
Uzay bilimciler yaklaşık 5 milyar yıl sonra Güneş ve FG Sagittae gibi düşük kütleli yıldızlar yaşamlarının sonlarında birer beyaz cüce olacakları tespitinde bulunmuşlardır. Böylece; Dünya buzul çağına girecek ve bu sistemin çevresinde bir bulutsu oluşacaktır.
ÖzellikleriDüzenle
Çekirdekleri kararlı haldeyken,çekirdek kütlesi 1.4 Güneş kütlesinden küçüktür.(Mçekirdek < 1.4 Mgüneş)
Tamamen karbon çekirdeğinden oluşurlar.
Dünya boyutunda fakat aşırı derecede yoğundurlar.
Beyaz cüceler etrafına ısı ve ışık dağıtmaya devam eder. Fakat çekirdekte herhangi bir füzyon işlemi gerçekleştiremedikleri için sürekli ısı ve ışıma kaybı içindedirler. Işımaları yıldızdan yıldıza değişiklik göstermekle birlikte yaklaşık olarak 1015 ila 1025 yıl sürer. Işımaları durduğunda kara cüceye dönüşürler. Bu zaman dilimi evrenin yaşından daha fazla olduğu için evrende şu an için bir kara cüceye rastlamak mümkün değildir.
Yüzey tabakalarından püskürttükleri madde çekim bölgelerine akar,viskoz ve türbülanslı enerji kaybı ile, bu madde akışı, beyaz cüce yüzeyi etrafında bir spiral oluşturur. Örneğin Helis Bulutsusu'nun merkezindeki yıldız bir beyaz cücedir.
Yoğunlukları yaklaşık 2x109 kg/m³'dür.
Yüzey sıcaklığı yaklaşık 100.000 C°'dir.
Gökyüzünde gözlemlenebilen en parlak yıldız unvanlı Sirius (alpha canis majoris) yakınlarında gözlemlenen Sirius-B belirlenen ilk beyaz cücedir. Sirius büyük köpek takımyıldızının alfa yıldızı olduğu için yakınındaki beyaz cüce Köpek Yavrusu olarak adlandırılır. Birbirlerinin çevresinde dönerler.
Yıldızların Ölümü
Yıldız Kütlesi
Yarıçap
Yoğunluk
Son Ürün
Myıldız< 0,08 Mgüneş
10-103 gr/cm3
Kahverengi cüce veya Kara cüce
0,08 Mgüneş< Myıldız < 1,44 Mgüneş
7000 km
106 gr/cm3
Beyaz cüce
~1,35 Mgüneş< Myıldız <~2,1 Mgüneş
10-20 km
8x1013-2x1015 gr/cm3
Nötron yıldızı
Myıldız > ~3 Mgüneş
4 km
>1016 gr/cm3
Kara delik
KaynakçaDüzenle
^ a b Johnson, J. (2007). "Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars". Lecture notes, Astronomy 162. Ohio State University. 31 Mart 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Ekim 2011.
^ "Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf" (Basın açıklaması). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 17 Nisan 2007. 22 Nisan 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Nisan 2007.
^ Liebert, J.; Bergeron, P.; Eisenstein, D.; Harris, H. C.; Kleinman, S. J.; Nitta, A.; Krzesinski, J. (2004). "A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass". The Astrophysical Journal. 606 (2). ss. L147. arXiv:astro-ph/0404291 $2. Bibcode:2004ApJ...606L.147L. doi:10.1086/421462.
^ "Lecture 1". www.astronomy.ohio-state.edu. 31 Mart 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Mart 2021.
^ a b "Late stages of evolution for low-mass stars". spiff.rit.edu. 20 Ekim 2003 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Mart 2021.
^ Spergel, D. N.; Bean, R.; Doré, O.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Komatsu, E.; Page, L.; Peiris, H. V. (1 Haziran 2007). "Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology". The Astrophysical Journal Supplement Series (İngilizce). 170 (2): 377. doi:10.1086/513700. ISSN 0067-0049.
^ a b Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P. (2001). "The Potential of White Dwarf Cosmochronology". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (782). ss. 409-435. Bibcode:2001PASP..113..409F. doi:10.1086/319535.
^ Herschel, William (1 Ocak 1785). "VI. Catalogue of double stars". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 75: 40-126. doi:10.1098/rstl.1785.0006.
^ Holberg, J. B. (Aralık 2005). "How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs". American Astronomical Society Meeting Abstracts (İngilizce). 207: 205.01.
^ Baade, W.; Zwicky, F., On Super-Novae (PDF), PNAS, 24 Nisan 2021 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi, erişim tarihi: 25 Nisan 2021