Beyaz cüce

Beyaz cüceler, yaşamının son evresindeki soğuk yıldızlar olarak tanımlanır ve güneş kütlesinin % 60’ı kütlesinde olmasına karşılık hacmen dünya büyüklüğündedir.[1]

Başlığın diğer anlamları için Beyaz cüce (anlam ayrımı) sayfasına bakınız.
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

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 Cüce Sistemlerinde Yaşama Uygun Gezegenlerin Bulunması

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 Oluşması

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.[4]

Tarihçe
  • 1926'da Ralph Fowler tarafından Beyaz cücelerin dışlama ilkesi (ing. exclusion principle) açıklandı
  • 1933'te Baade ve Zwicky Beyaz cüce'nin çöküşü nötron yıldızından süpernovaya geçişi açıklandı.
  • 1935'te Subrahmanyan Chandrasekhar Beyaz cüce çöküşü kütle limitini hesapladı.
  • Uzaybilimciler yaklaşık 5 milyar yıl sonra Güneş ve FG Sagittae gibi düşük kütleli yıldızlar yaşamlarının sonlarında birer beyaz cüce olacakları tespitinde bulunmuşlardır. Böylece; Dünya buzul çağa girecek ve bu sistemin çevresinde bir bulutsu oluşacaktır.

Özellikleri
  • Çekirdekleri kararlı haldeyken,çekirdek kütlesi 1.4 güneş kütlesinden küçüktür.(Mçekirdek < 1.4 Mgüneş)
  • Tamamen karbon çekirdeğinden oluşurlar.
  • Dünyanın 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 - 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 Sarmal Bulutsu (Helix Nebula) 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< 0,8 Mgüneş

10-103 gr/cm3

Kahverengi cüce veya Kara cüce

0,8 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

Nötron yıldızından alınan bir çay kaşığı tozun ağırlığı 1,000,000 tona eşittir.

Kaynakça
  1. 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.
  2. "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.
  3. 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.
  4. 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.

Dış bağlantılar
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.