BEYAZ CÜCE: ÖZELLIKLERI, BILEŞIMI, OLUŞUMU, ÇEŞITLERI - ARTE - 2025

Bir beyaz cüce onun zaten kendi çekirdek tüm hidrojen kullanmıştır evrim, hem de iç reaktör içinde yakıt son aşamalarında bir yıldız. Bu koşullar altında, yıldız kendi yerçekimi nedeniyle soğur ve şaşırtıcı bir şekilde daralır.

Sadece varlığı sırasında depolanan ısıya sahiptir, bu nedenle bir bakıma beyaz bir cüce, devasa bir şenlik ateşi söndürdükten sonra kalan köz gibidir. Sıcaklığının son nefesinin onu soğuk ve karanlık bir nesneye dönüştürmesi milyonlarca yıl alacaktır.

Şekil 1. Chandra tarafından çekilen X-ışınlarındaki ikili sistem Sirius A (ana yıldız) ve Sirius B'nin (beyaz cüce) yakından görünümü. Kaynak: Wikimedia Commons.

keşif

Artık bol oldukları bilinmesine rağmen, son derece küçük oldukları için fark edilmeleri hiçbir zaman kolay olmadı.

İlk beyaz cüce, 1783 yılında William Herschel tarafından, en parlak yıldızı Achernar olan ve kışın güneyde (kuzey yarımkürede) görülebilen Eridano takımyıldızında, Eridani yıldız sisteminin 40 bir parçası olarak keşfedildi.

40 Eridani üç yıldızdan oluşuyor, bunlardan biri, 40 Eridane A. çıplak gözle görülebiliyor, ancak 40 Eridani B ve 40 Eridani C çok daha küçük. B bir beyaz cücedir, C ise kırmızı bir cücedir.

Yıllar sonra, 40 Eridani sisteminin keşfinden sonra Alman gökbilimci Friedrich Bessel, 1840'ta Canis Major'daki en parlak yıldız olan Sirius'un sağduyulu bir arkadaşı olduğunu keşfetti.

Bessel, açıklaması başka bir küçük yıldızın yakınlığından başka bir şey olmayan Sirius'un yörüngesinde küçük sinüositeler gözlemledi. Görkemli Sirius A'dan yaklaşık 10.000 kat daha sönük olan Sirius B olarak adlandırıldı.

Sirius B'nin Neptün kadar küçük veya Neptün'den daha küçük olduğu, ancak inanılmaz derecede yüksek bir yoğunluğa ve 8000 K'lık bir yüzey sıcaklığına sahip olduğu ortaya çıktı. Ve Sirius B'nin radyasyonu beyaz spektruma karşılık geldiğinden, "beyaz cüce" ​​olarak bilinmeye başladı.

Ve o andan itibaren, bu özelliklere sahip her yıldıza, beyaz cüceler de çeşitli sıcaklıklara sahip oldukları için kırmızı veya sarı olabilmesine rağmen, beyaz en yaygın olanı denir.

karakteristikleri

Bilinen evrenin ayrıntılı üç boyutlu haritalarını yapmaya adanmış bir proje olan Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması'na (SDSS) göre, bugüne kadar beyaz cüceler olarak sınıflandırılan 9000 yıldız belgelendi. Söylediğimiz gibi, zayıf parlaklıklarından dolayı keşfedilmeleri kolay değildir.

Güneş'in çevresinde pek çok beyaz cüce var ve bunların birçoğu 1900'lerin başında G. Kuyper ve W. Luyten tarafından keşfedildi. Bu nedenle, mevcut teknolojiye göre temel özellikleri görece kolaylıkla incelenmiştir.

En göze çarpanlar:

- Küçük boyut, bir gezegenle karşılaştırılabilir.

- Yüksek yoğunluk.

- Düşük parlaklık.

- 100000 ve 4000 K aralığındaki sıcaklıklar

- Manyetik alanları var.

- Hidrojen ve helyum atmosferleri var.

- Yoğun yerçekimi alanı.

- Radyasyona bağlı düşük enerji kaybı, bu yüzden çok yavaş soğurlar.

Sıcaklık ve parlaklık sayesinde yarıçaplarının çok küçük olduğu bilinmektedir. Yüzey sıcaklığı Güneş'inkine benzeyen beyaz bir cüce, parlaklığının binde birini zar zor yayar. Bu nedenle cücenin yüzeyinin çok küçük olması gerekir.

Şekil 2. Sirius B ve Venüs gezegeni yaklaşık olarak aynı çapa sahiptir. Etiketli

Bu yüksek sıcaklık ve küçük yarıçap kombinasyonu, yukarıda bahsedildiği gibi yıldızın beyaz görünmesini sağlar.

Yapılarıyla ilgili olarak, gaz halindeki madde ile çevrili, kristal yapıda katı bir çekirdeğe sahip oldukları tahmin edilmektedir.

Bu, bir yıldızın nükleer reaktöründe meydana gelen ardışık dönüşümler nedeniyle mümkündür: hidrojenden helyuma, helyumdan karbona ve karbondan daha ağır elementlere.

Bu gerçek bir olasılık, çünkü cücenin çekirdeğindeki sıcaklık, böyle katı bir çekirdeğin var olması için yeterince düşük.

Aslında, yakın zamanda, Dünya'dan 53 ışıkyılı uzaklıktaki Alpha Centauri takımyıldızında bulunan 4000 km çapında bir elmas çekirdeğe sahip olduğuna inanılan beyaz bir cüce keşfedildi.

Beyaz cücelerin yoğunluğu

Beyaz cücelerin yoğunluğu sorunu, 19. yüzyılın sonlarında ve 20. yüzyılın başlarında gökbilimciler arasında büyük bir şaşkınlığa neden oldu. Hesaplamalar çok yüksek yoğunluklara işaret ediyordu.

Beyaz bir cücenin kütlesi, Dünya'nın büyüklüğüne sıkıştırılmış, Güneşimizin 1,4 katı kadar bir kütleye sahip olabilir. Bu şekilde yoğunluğu sudan milyon kez daha fazladır ve tam da beyaz cüceyi ayakta tutan şeydir. Bu nasıl mümkün olaiblir?

Kuantum mekaniği, elektron gibi parçacıkların yalnızca belirli enerji seviyelerini işgal edebileceğini iddia ediyor. Elektronların atom çekirdeği etrafındaki dizilişini sınırlayan bir ilke de vardır: Pauli dışlama ilkesi.

Maddenin bu özelliğine göre, aynı sistem içerisinde iki elektronun aynı kuantum durumuna sahip olması imkansızdır. Ve dahası, sıradan bir mesele olarak, izin verilen tüm enerji seviyeleri genellikle meşgul değildir, sadece bazıları doludur.

Bu, karasal maddelerin yoğunluklarının neden sadece santimetre küp başına birkaç gram olduğunu açıklıyor.

Dejenere madde

Her enerji seviyesi belirli bir hacmi kaplar, böylece bir seviyeyi kaplayan bölge diğerininkiyle örtüşmez. Böylelikle, aynı enerjiye sahip iki seviye, üst üste gelmedikleri sürece sorunsuz bir şekilde bir arada var olabilirler, çünkü onu engelleyen bir dejenerasyon kuvveti vardır.

Bu, bir yıldızdaki maddenin büzülmesini sınırlandıran ve kütleçekimsel çökmeyi telafi eden bir basınç yaratan bir tür kuantum bariyeri yaratır. Bu, beyaz cücenin bütünlüğünü korur.

Bu arada, elektronlar mümkün olan tüm enerji pozisyonlarını doldurur, hızla en düşük olanları ve sadece mevcut en yüksek enerjiye sahip olanları doldurur.

Bu koşullar altında, tüm enerji durumları işgal edilmiş haldeyken, madde, Fizikte dejenere durum olarak adlandırılan bir durumdadır. Dışlama ilkesine göre mümkün olan maksimum yoğunluk durumudur.

Ancak Heisenberg belirsizlik ilkesine göre yüksek yoğunluk nedeniyle elektronların △ x konumundaki belirsizlik minimum olduğundan, △ p'nin küçüklüğünü telafi etmek ve yerine getirmek için doğrusal moment △ p'deki belirsizlik çok büyük olacaktır. Yani:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Ћ, h / 2π nerede, burada h Planck sabiti. Böylece elektronların hızı ışık hızına yaklaşır ve çarpışmalar da arttığı için uyguladıkları basınç artar.

Fermi basıncı olarak adlandırılan bu kuantum basıncı, sıcaklıktan bağımsızdır. Bu nedenle beyaz bir cüce, mutlak sıfır dahil her sıcaklıkta enerjiye sahip olabilir.

Evrim

Astronomik gözlemler ve bilgisayar simülasyonları sayesinde Güneşimiz gibi tipik bir yıldızın oluşumu şu şekilde gerçekleştirilir:

- Birincisi, hidrojen ve helyumda bol miktarda bulunan gaz ve kozmik toz, yerçekimi sayesinde yoğunlaşarak genç bir yıldız nesnesi olan protostar meydana getirir. Protostar, sıcaklığı milyonlarca yıl boyunca kademeli olarak artan, hızla büzülen bir küredir.

- Kritik bir kütleye ulaşıldığında ve sıcaklık arttıkça, nükleer reaktör yıldızın içinde açılır. Bu olduğunda, hidrojen füzyonu başlar ve yıldız ana diziye katılır (bkz. Şekil 3).

- Bir süre sonra, çekirdekteki hidrojen tükenir ve yıldızın en dış katmanlarındaki hidrojenin yanı sıra çekirdekteki helyumun da tutuşması başlar.

- Yıldız genişler, parlaklığı artar, sıcaklığını düşürür ve kırmızıya döner. Bu kırmızı dev aşama.

- Yıldızın en dış katmanları yıldız rüzgarı sayesinde kopar ve içinde gezegen olmamasına rağmen bir gezegenimsi bulutsu oluşturur. Bu bulutsu yıldızın (çok daha sıcak) çekirdeğini çevreler ve hidrojen rezervi tükendiğinde daha ağır elementler oluşturmak için helyum yakmaya başlar.

- Bulutsu, beyaz bir cüce haline gelen orijinal yıldızın büzülen çekirdeğini bırakarak dağılır.

Nükleer füzyon hala maddeye sahip olmasına rağmen durmuş olsa da, yıldızın hala radyasyonla çok yavaş yayılan inanılmaz bir ısı rezervi var. Bu aşama uzun bir süre (yaklaşık 10 ¹⁰ yıl, evrenin tahmini yaşı) sürer .

- Soğuduktan sonra yaydığı ışık tamamen kaybolur ve beyaz cüce siyah cüce olur.

Şekil 3. Yıldızların yaşam döngüsü. Kaynak: Wikimedia Commons. RN Bailey

Güneşin evrimi

Büyük olasılıkla Güneşimiz, özelliklerinden dolayı tarif edilen aşamalardan geçer. Bugün Güneş, ana dizide yetişkin bir yıldızdır, ancak tüm yıldızlar, hayatlarının çoğu orada geçse de, er ya da geç bir noktada onu terk eder.

Bir sonraki kırmızı dev aşamasına girmesi milyonlarca yıl alacak. Bu olduğunda, Dünya ve diğer iç gezegenler yükselen Güneş tarafından yutulacak, ancak bundan önce okyanuslar büyük olasılıkla buharlaşacak ve Dünya bir çöle dönüşecek.

Tüm yıldızlar bu aşamalardan geçmez. Kütlesine bağlıdır. Güneş'ten çok daha büyük olanların çok daha muhteşem bir sonu var çünkü süpernova olarak son buluyorlar. Bu durumda kalıntı, bir kara delik veya bir nötron yıldızı gibi tuhaf bir astronomik nesne olabilir.

Chandrasekhar sınırı

1930'da Subrahmanyan Chandrasekhar adlı 19 yaşındaki bir Hindu astrofizikçisi yıldızlarda kritik bir kütlenin varlığını tespit etti.

Kütlesi bu kritik değerin altında olan bir yıldız, beyaz bir cücenin yolunu izler. Ancak kütlesi zirvede ise, günleri muazzam bir patlamayla biter. Bu, Chandrasekhar sınırıdır ve Güneşimizin kütlesinin yaklaşık 1,44 katıdır.

Aşağıdaki şekilde hesaplanır:

Burada N, birim kütle başına elektron sayısıdır, ћ, Planck sabitinin 2π'ye bölümüdür, c, ışığın boşluktaki hızıdır ve G, evrensel yerçekimi sabitidir.

Bu, Güneş'ten daha büyük yıldızların beyaz cüce olamayacağı anlamına gelmez. Ana dizide kaldığı süre boyunca yıldız sürekli olarak kütle kaybeder. Kırmızı dev ve gezegenimsi bulutsu aşamasında da bunu yapıyor.

Öte yandan, yıldızın güçlü yerçekimi beyaz bir cüceye dönüştüğünde, yakındaki başka bir yıldızdan kütle çekebilir ve kendi kütlesini artırabilir. Chandrasekhar sınırı aşıldığında, cücenin ve diğer yıldızın sonu burada anlatılan kadar yavaş olmayabilir.

Bu yakınlık, soyu tükenmiş nükleer reaktörü yeniden başlatabilir ve muazzam bir süpernova patlamasına (süpernova Ia) yol açabilir.

Kompozisyon

Bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen helyuma dönüştüğünde karbon ve oksijen atomlarını kaynaştırmaya başlar.

Helyum rezervi de tükendiğinde, beyaz cüce, çekirdeğin bu elementleri sentezlemek için yeterli basınca sahip olması koşuluyla, esas olarak karbon ve oksijenden ve bazı durumlarda neon ve magnezyumdan oluşur.

Şekil 4. Yıldız AE Kova, titreşen beyaz bir cücedir. Kaynak: Wikimedia commons aracılığıyla NASA.

Muhtemelen cüce ince bir helyum veya hidrojen atmosferine sahiptir, çünkü yıldızın yüzey ağırlığı yüksek olduğundan, ağır elementler merkezde birikme eğilimindedir ve hafif olanları yüzeyde bırakır.

Bazı cücelerde neon atomları birleştirmek ve katı demir çekirdekler oluşturmak bile mümkündür.

Eğitim

Önceki paragraflarda da söylediğimiz gibi, beyaz cüce yıldızın hidrojen rezervini tüketmesinden sonra oluşur. Sonra şişer ve genişler ve sonra maddeyi gezegenimsi bulutsu biçiminde dışarı atarak çekirdeği içeride bırakır.

Yozlaşmış maddeden oluşan bu çekirdek, beyaz cüce yıldız olarak bilinen şeydir. Füzyon reaktörü kapatıldığında, tüm termal enerjisini ve parlaklığını kaybederek, yavaşça büzülür ve soğur.

Beyaz cüce türleri

Beyaz cüceler dahil olmak üzere yıldızları sınıflandırmak için, sırasıyla sıcaklığa bağlı olan spektral tip kullanılır. Cüce yıldızları adlandırmak için büyük D kullanılır ve ardından şu harflerden biri gelir: A, B, C, O, Z, Q, X. Bu diğer harfler: P, H, E ve V başka bir dizi özelliği gösterir. daha özel.

Bu harflerin her biri, spektrumun belirgin bir özelliğini gösterir. Örneğin, bir DA yıldızı, spektrumunda bir hidrojen çizgisine sahip olan beyaz bir cücedir. Ve bir DAV cücesi hidrojen çizgisine sahiptir ve ayrıca V, bunun değişken veya titreşen bir yıldız olduğunu gösterir.

Son olarak, sıcaklık endeksini n belirtmek için harf dizisine 1 ile 9 arasında bir sayı eklenir:

n = 50400 / yıldızın efektif T'si

Beyaz cücelerin bir başka sınıflandırması da kütlelerine dayanmaktadır:

- Yaklaşık 0,5 M Güneş

- Ortalama kütle: 0,5 ila 8 kez M Sol

- Güneş'in kütlesinin 8 ila 10 katı.

Beyaz cücelerin örnekleri

- Takımyıldızdaki Sirius B, gece gökyüzündeki en parlak yıldız olan Sirius A'nın yoldaşı Can Major. En yakın beyaz cücedir.

- AE Aquarii, X-ışını darbeleri yayan beyaz bir cücedir.

- 40 Eridani B, uzak 16 ışıkyılı. Teleskopla gözlemlenebilir

- HL Tau 67, Boğa takımyıldızına aittir ve türünün ilk keşfedilmesi gereken değişken bir beyaz cücedir.

- DM Lyrae, ikili sistemin bir parçasıdır ve 20. yüzyılda bir nova olarak patlayan beyaz bir cücedir.

- WD B1620, aynı zamanda bir ikili sisteme ait olan beyaz bir cücedir. Eş yıldız, titreşen bir yıldızdır. Bu sistemde ikisinin de yörüngesinde dönen bir gezegen var.

- Procyon B, Küçük Köpek takımyıldızındaki Procyon A'nın arkadaşı.

Şekil 5. Procyon ikili sistemi, beyaz cüce sağda küçük bir noktadır. Kaynak: Giuseppe Donatiello, Flickr aracılığıyla.

Referanslar

1. Carroll, B. Modern Astrofiziğe Giriş. 2. Baskı. Pearson.
2. Martínez, D. Yıldızların evrimi. Kurtarıldığı yer: Google Kitaplar.
3. Olaizola, I. Beyaz cüceler. Kurtarıldı: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Modern Astronomi. Editoryal Reverté.
5. Vikipedi. Beyaz Cüceler. Kurtarıldığı yer: es. wikipedia.org.
6. Vikipedi. Beyaz Cücelerin Listesi. En.wikipedia.org'dan kurtarıldı.