İçeriğe geçmek için "Enter"a basın

Beyaz Cüce

Beyaz cüce maddenin yoğun şekilde bir araya geldiği sıkışık yıldızdır. Kütleçekim kuvveti atomları sıkıştırmış ve atomlar da elektronlarını kaybetmişlerdir. Kütleçekim kuvveti Güneş‘inkine benzeyen bir beyaz cücenin boyutu yaklaşık olarak Dünya‘nınki kadardır.

Beyaz cüce nötron yıldızı olacak kadar kütlesi olmayan tüm yıldızların evrimsel nihai durağıdır. Samanyolu Galaksisi‘ndeki yıldızların %97’si bir gün beyaz cüce olacak. Hidrojen füzyonu gerçekleşen ana sürecinin ardından yıldız karbon, oksijen ve helyumun füzyona uğradığı kırmızı deve genişler. Eğer kırmızı devin helyumu füzyona uğratacak kadar kütlesi yoksa, atıl karbon ve oksijen yıldızın merkezinde birikir. Gezegenimsi nebula oluşturmak için yıldızın dış katmanları kaybolduktan sonra, geriye merkezi yani beyaz cüce kalır.

Güneş’e benzeyen yıldızlar yakıtları bittiğinde beyaz cüce olacaklar. Güneş de ömrünün sonlarına doğru bir kırmızı dev olacak ve ardından gazının çoğunu kaybederek geriye genç bir beyaz cüce bırakacak.

40 Eridani B olarak isimlendirilen ilk beyaz cüce 31 Ocak 1783’te William Herschel tarafından keşfedildi. Beyaz cüce 40 Eridani denen üçlü bir yıldız sisteminin parçasıydı. İkinci beyaz cüce 1862’de keşfedildi ama kırmızı cüce olduğu sanıldı. Sirius yıldızının yakınında küçük bir yıldızdı. Sirius B adındaki bu yıldızın yüzey sıcaklığı 25.000 kelvindi; yani oldukça sıcaktı. Ancak Sirius B ana yıldız Sirius A’dan 10.000 kat daha soluktu. Biliminsanları Sirius B’nin kütlesinin Güneş’inkiyle neredeyse aynı olduğunu keşfetti. Bu da Sirius B’nin bir zamanlar bizim Güneş’imize benzer bir yıldız olduğunu gösteriyor.

Adriaan van Maanen 1917’de Van Maanen 2 denen bir beyaz cüce daha keşfetti. Keşfedilen bu üçüncü beyaz cüce Sirius B dışında Dünya’ya en yakın beyaz cücedir.

Beyaz Cücelerde Radyasyon ve Sıcaklık

Beyaz cücelerin parlaklığı azdır ancak çekirdeği oldukça sıcaktır. Beyaz cücenin yüzeyi 104 K iken, çekirdeği 107 K’dir. Başlangıçta çok sıcak olsalar da, bir enerji kaynakları olmadığından zamanla enerjilerini yitirir ve soğurlar. Yani, mavi ya da beyaz ışık şeklinde görülen radyasyonu zamanla azalır.

Çok uzun bir zaman sonra, beyaz cüce artık ışık yayamayacak kadar soğur. Beyaz cüce yakınlardaki bir yıldızdan veya başka bir kaynaktan madde alamadıkça, radyasyonunun tek kaynağı kendisinde birikmiş sıcaklıktır.

Beyaz cücelerin yavaşça soğumasının iki nedeni vardır. İlk sebep beyaz cücelerin yüzeyinin küçük olması nedeniyle sıcaklığını yayabileceği alan azdır. Ayrıca beyaz cüceler opak olduğundan, ışığı ve elektromanyetik radyasyonu engeller. Böylelikle radyasyon dışarı çok fazla enerji taşıyamaz.

Nihayetinde, tüm beyaz cüceler kara cüceye dönüşürler. Böyle denmesinin sebebi ışığı yaratacak enerjilerinin kalmamış olmasıdır. Şu anda hiç kara cüce yoktur; çünkü evrenin şu anki yaşı bir beyaz cücenin soğuması için yeterli değildir. Kara cüce tüm enerjisi bittikten sonra bir yıldızın alacağı haldir.

Yeniden Ateşleme

Eğer daha fazla materyale erişimi olabilirse, beyaz cüceler yeniden ateşlenebilir ve süpernova olarak patlayabilirler. Buna Chandrasekhar limiti denir. Cüce kendisine eşlik eden bir yıldızdan materyali çekebilir ve Chandrasekhar limiti aşılır. Bu fazladan kütle karbon füzyonu tepkimesini başlatabilir. Gökbilimcilere göre bu Ia tip süpernovaların sebebi olabilir.

Kaynak 1