Beyaz cüceler

Beyaz cüce, Güneş kütlesine yakın bir maddeyi kabaca Dünya büyüklüğünde bir hacme sıkıştıran çok yoğun bir yıldız artığıdır. Artık füzyon yapmaz; yaydığı ışık, geçmişten kalan ısısının ve zamanla gerçekleşen kristalleşmenin ürünüdür. Yani beyaz cüce, sönmekte olan bir yıldızın külüdür — ama çok uzun süre ışıyan bir kül.

Galaksimizdeki yıldızların büyük bölümünün sonu budur: 0,07 – 10 Güneş kütlesi aralığındaki yıldızlar, yani galaksideki yıldızların %97'sinden fazlası, sonunda beyaz cüceye dönüşecektir. Samanyolu'nun bugün yaklaşık on milyar beyaz cüce içerdiği tahmin ediliyor.

Neden çökmüyor: elektron dejenerasyon basıncı

Beyaz cüceyi ayakta tutan şey sıcaklık ya da füzyon değil, bir kuantum etkisidir: elektron dejenerasyon basıncı. Pauli dışlama ilkesi gereği iki elektron aynı kuantum durumunu paylaşamaz; madde yeterince sıkıştırıldığında elektronlar daha fazla sıkışmaya direnir ve bu direnç yıldızı çökmekten korur.

Bu basıncın taşıyabileceği en büyük kütle Chandrasekhar sınırıdır: yaklaşık 1,44 Güneş kütlesi. Bir beyaz cüce, örneğin bir yoldaşından madde toplayarak bu sınıra yaklaşırsa Tip Ia süpernovası olarak patlar; ayrıntısı “Süpernovalar” sayfasındadır.

Temel özellikler

Bilinen beyaz cücelerin çoğunun kütlesi 0,5 – 0,7 Güneş kütlesi arasındadır; tipik değer 0,6 Güneş kütlesidir. Yarıçapları Güneş'in %0,8 ile %2'si kadardır — yani Dünya'nın yarıçapı (Güneş'in yaklaşık %0,9'u) ile karşılaştırılabilir. Yoğunlukları santimetreküp başına kabaca 106 gram, yani santimetreküp başına yaklaşık bir ton civarındadır. Yüzey sıcaklıkları 4.000 K ile 40.000 K'nin üzerine kadar uzanır.

Keşif tarihi

Beyaz cüceler, ne oldukları anlaşılmadan çok önce gözlendi.

• 31 Ocak 1783: William Herschel, 40 Eridani çift yıldızını keşfetti. Sistemdeki sönük bileşenin (40 Eridani B) A tayf türünde olduğu 1910'da Henry Norris Russell, Edward Pickering ve Williamina Fleming tarafından saptandı — sönük ama sıcak bir yıldız, o günün kuramıyla çelişen bir birleşimdi.
• 10 Ağustos 1844: Friedrich Bessel, Sirius'un gökyüzündeki hareketindeki düzensizlikten görünmeyen bir yoldaşın varlığını çıkardı.
• 31 Ocak 1862: Alvan Graham Clark, Sirius B'yi teleskopla gördü.
• 1915: Walter Adams, Sirius B'nin tayfının da benzer biçimde sıcak olduğunu doğruladı.
• 1922: Willem Luyten konuyla ilgili üç makale yayımladı; “beyaz cüce” terimini yaygınlaştıran ise Arthur Eddington oldu.

En iyi ölçülen örnek hâlâ Sirius B'dir: 8,6 ışık yılı uzaklıkta, 1,018 ± 0,011 Güneş kütlesi, yarıçapı 5.634 ± 34 kilometre ve yüzey sıcaklığı 25.000 ± 200 K. Yani Güneş'ten biraz ağır bir kütle, Dünya'dan küçük bir küreye sıkışmış durumda.

Tayf türleri

Beyaz cüceler atmosferlerine göre harflenir. En kalabalık grup, hidrojen baskın DA türüdür (yaklaşık %80). Helyum baskın DB türü yaklaşık %16'dır; tayfında belirgin çizgi bulunmayanlara DC denir. Sirius B, DA2 olarak sınıflandırılır.

Soğuma, kristalleşme ve siyah cüceler

Yeni oluşmuş bir beyaz cücenin iç sıcaklığı 108 K dolayındadır ve oradan itibaren yavaş yavaş soğur. Soğuma trilyonlarca yıla yayılır; kuramsal olarak sonunda hiç ışımayan siyah cüceler haline gelmeleri beklenir. Evren bunun gerçekleşmesi için gereken sürenin çok küçük bir kısmını yaşadığından bugün bilinen bir siyah cüce yoktur.

Soğurken ilginç bir şey olur: madde kristalleşir. 1960'larda kuramsal olarak öngörülen bu süreç, 2004'teki gözlemlerle BPM 37093 adlı beyaz cücenin yaklaşık %90'ının kristalleştiğini göstererek desteklendi. Kristalleşme sırasında açığa çıkan ısı, soğumayı geciktirir ve beyaz cücelerin yaşını hesaplamakta hesaba katılması gereken bir etkidir.

Neden gökbilim için değerli

Beyaz cüceler iki açıdan çok işe yarar. Birincisi doğal saatlerdir: soğuma hızları bilindiği için bir kümedeki en sönük beyaz cüceler, o kümenin ve dolaylı olarak galaksinin yaşı için alt sınır verir. İkincisi, çevrelerindeki maddeyi yutarak atmosferlerini “kirletirler”; bu kirlilik, yıldız sistemlerinde kalan kaya ve kuyruklu yıldız benzeri cisimlerin bileşimini ölçmenin ender yollarından biridir.

Kısaca

• Beyaz cüce, füzyonu bitmiş bir yıldızın geride bıraktığı, Dünya büyüklüğünde ama yıldız kütlesindeki çekirdektir.
• Elektron dejenerasyon basıncıyla ayakta durur; taşıyabileceği en büyük kütle 1,44 Güneş kütlesidir (Chandrasekhar sınırı).
• Tipik kütlesi 0,6 Güneş kütlesi, yoğunluğu santimetreküpte yaklaşık bir tondur.
• Galaksideki yıldızların %97'sinden fazlasının sonu beyaz cücedir; Samanyolu'nda yaklaşık 10 milyar tane var.
• İlk tanınan örnekler 40 Eridani B ve Sirius B'dir; Sirius B 1844'te öngörüldü, 1862'de görüldü.
• Soğudukça kristalleşirler; sonunda siyah cüce olmaları beklenir ama evren bunun için henüz çok genç.

Kaynaklar: Wikipedia — White dwarf, Wikipedia — Sirius, Wikipedia — Stellar evolution, Wikipedia — Planetary nebula