Beyaz cüce

Beyaz cüceler 18. yüzyılda keşfedilmiştir. İlk beyaz cüce yıldız olan 40 Eridani B, 31 Ocak 1783 tarihinde William Herschel tarafından keşfedilmiştir.^p73 Bu yıldız 40 Eridani adı verilen üç yıldız sisteminin bir parçasıdır.

İkinci beyaz cüce 1862 yılında keşfedildi, ancak ilk başta kırmızı cüce olduğu düşünülüyordu. Sirius yıldızına yakın küçük bir yıldızdı. Sirius B olarak adlandırılan bu yoldaş yıldızın yüzey sıcaklığı yaklaşık 25.000 kelvindi, bu nedenle sıcak bir yıldız olduğu düşünülüyordu. Ancak Sirius B, birincil yıldız olan Sirius A'dan yaklaşık 10.000 kat daha sönüktü. Bilim insanları Sirius B'nin kütlesinin neredeyse Güneş'inkiyle aynı olduğunu keşfettiler. Bu da Sirius B'nin bir zamanlar bizim Güneşimize benzer bir yıldız olduğu anlamına gelmektedir.

Adriaan van Maanen 1917 yılında Van Maanen 2 olarak adlandırılan bir beyaz cüce keşfetti. Bu keşfedilen üçüncü beyaz cüceydi. Sirius B dışında Dünya'ya en yakın beyaz cücedir.

Bir beyaz cüce düşük parlaklığa (yaydığı toplam ışık miktarı) ancak çok sıcak bir çekirdeğe sahiptir. Yüzey sadece 10⁴ K iken çekirdek 10⁷ K olabilir.

Bir beyaz cüce oluştuğunda çok sıcaktır, ancak enerji kaynağı olmadığından, enerjisini yavaş yavaş yayacak ve soğuyacaktır. Bu, başlangıçta ona mavi veya beyaz bir renk veren radyasyonunun zamanla azalacağı anlamına gelir. Çok uzun bir süre içinde, bir beyaz cüce artık ışık yaymayacağı sıcaklıklara kadar soğuyacaktır. Beyaz cüce bir yoldaş yıldızdan ya da başka bir kaynaktan madde almadıkça, radyasyonu depoladığı ısıdan gelir. Bu ısı yenilenmez.

Beyaz cüceler iki nedenden dolayı yavaş soğurlar. Bu ısıyı yaymak için son derece küçük bir yüzey alanına sahiptirler, bu nedenle yavaş yavaş soğurlar ve uzun süre sıcak kalırlar. Ayrıca, çok opaktırlar. Bir beyaz cücenin büyük kısmını oluşturan dejenere madde ışığı ve diğer elektromanyetik radyasyonu durdurur, bu nedenle radyasyon fazla enerji taşımaz.

Sonunda, tüm beyaz cüceler soğuyarak siyah cücelere dönüşeceklerdir, ışık yaratacak enerjiden yoksun oldukları için böyle adlandırılırlar. Henüz siyah cüce yoktur çünkü bir beyaz cücenin soğuması evrenin şu anki yaşından daha uzun sürer. Siyah cüce, tüm enerjisi (ısı ve ışık) tükendikten sonra yıldızdan geriye kalacak olan şeydir.

Beyaz cüceler daha fazla maddeye sahip olurlarsa yeniden ateşlenip süpernova olarak patlayabilirler. Bir beyaz cücenin kararlı kalabilmesi için maksimum bir kütle vardır. Bu Chandrasekhar sınırı olarak bilinir.

Örneğin bir cüce, yoldaş bir yıldızdan malzeme çekerek Chandrasekhar sınırının üzerine çıkabilir. Ekstra kütle bir karbon füzyon reaksiyonu başlatabilir. Gökbilimciler bu yeniden ateşlemenin Tip Ia süpernovaların nedeni olabileceğini düşünüyor.