Beyaz Cüce Yıldızlar

Beyaz Cüce olarak nitelendirilen yıldızlar her ne kadar yıldız sıfatı ile anılsalarda birer ölü yıldızdırlar.

Yıldızlar belirli bir yaşam periyodu olan cisimlerdir. Her yıldız doğar, yaşar ve ölür. Yıldızların yaşam sürelerini belirleyen nicelik kütleleridir. Yıldızlar kütlelerine bağlı ömürlere sahip oldukları gibi yine kütleleri nedeniyle farklı formlarda yaşamlarının sonuna gelirler. Beyaz cüce yıldızlarda bu formlardan birisidir.

Yıldızın Yaşam Süresinin Sonunda Beyaz Cüce Oluşturabilmesi İçin Gerekli Kriterler Nelerdir ?

Güneşimiz ve yakın kütleli G sınıfı sarı yıldızlar ile Güneşimiz kütlesinin 0.6-0.8 lik kısmına sahip olan K tipi turuncu yıldızların sonu bir beyaz cüce olarak ölmektir. Yani bir yıldızın beyaz cüce oluşturabilmesi için aşırı derecede büyük kütle değerlerine sahip olması gerekmez nitekim G- K tipi yıldızlar orta ila düşük kütleli yıldızlardır. Fakat istisnalar her zaman vardır. G-K tipi düşük ila orta kütleli yıldızların dışında A,F,B tipi yıldızlarında sonu bir beyaz cüce olarak sonlanır. Daha da açarsak 0.6 güneş kütlesi ile 8 güneş kütlesi arasında bulunan yıldızların sonu beyaz cüce olmaktır.

Güneş benzeri kütleye sahip olan yıldızlar anakol evresi olarak adlandırılan dönemde makul uzunlukta yaşarlar en basitinden Güneşin anakol evresinde geçireceği süre 10 milyar yıl kadar olacaktır. Bu astronomik ölçekte azımsanmayacak bir ömürdür. Yıldızlar anakol evrelerinde çekirdeklerinde ki hidrojeni nükleer füzyon ile helyuma dönüştürürler ve elde ettikleri enerjiyi ışınım basıncı olarak kütleçekim kuvvetine karşı kullanırlar böylelikle hidrostatik denge sağlanmış olur.

Peki Tepkimeye Sokacak Hidrojen Bulamadıklarında Yani Yakıtlarını Tükettiklerinde Neler Olur ?

Çekirdeğinde füzyon tepkimesinde hammadde olarak kullandığı hidrojen tükendiğinde artık enerji üretilemediği için kütle çekimine karşı koyan ışınım basıncı da biter. Bu durumda yıldızı oluşturan kütle, çekirdek merkezli olarak sıkışmaya başlar. Sıkışma o boyutlara gelir ki  hidrojenin füzyonu ile oluşturulan helyum atomları üçlü alfa süreci ile birleşmeye başlar. Helyum atomlarının füzyon tepkimesine girebilmeleri için 100.000.000 K değerinde sıcaklıklara ulaşılması gerekir. Yani çekirdek 100 milyon K değerine ulaşana kadar sıkışır. Bu değerden sonra çekirdekte biriken helyum atomları füzyonla birleşerek karbon atomlarına dönüşmeye başlar. Helyum füzyonu hidrojen füzyonunda kat kat daha fazla miktarda enerji açığa çıkarır.

 Bu durumda çökmekte olan yıldızımız çökmeyi bırakır ve oluşan bu ultra büyük enerji sebebi ile şişmeye başlar bu şişme çok ciddi boyutlarda olur nitekim yıldızın anakol evresindeki çapının yüzlerce katına ulaşıp bir kırmızı deve dönüşür. Kırmızı dev haline gelen yıldızımız yine başlangıçtaki kütlesine bağlı olarak belirli bir süre bu evrede kalır. Güneş ve benzeri orta kütleli yıldızlar için kırmızı dev evresinde kalma süresi 1 milyar yıl kadardır.

Yıldızımızın helyum reaksiyonuna başlayıp bir kırmızı deve dönüştüğünde çapı anakol evresindeki çapının yüzlerce katına çıktığını söylemiştik. Çapının bu denli artması yıldızın iç katmanlarında sıcaklığın daha geniş alanlara yayılmasına ve netice olarak sıcaklığın ve basıncın azalmasına sebep olur. Sıcaklığın ve basıncın azalması yıldızın enerji üretim merkezi olan helyum reaksiyonunu da durdurur ve ışınım gücü etkisi kırılır. Nihayetinde yıldızımız yeniden kütleçekim etkisi ile içe çökmeye başlar içe çökmek sıcaklığı ve basıncı artırır buda helyum füzyonunun yeniden başlaması anlamına gelir ve çökme durdurulup yıldız yeniden şişer.

Kırmızı dev evresini çalkantılı bir şekilde gerçekleşirken yıldızımız kütlesinin büyük bir bölümünüde bu evrede kaybeder çünkü yıldızın periyodik olarak her şişmesi kütleçekim etkisinin dış yıldız katmanları üzerindeki etkisinin azalması demektir buda yıldızın her şişme döneminde uzaya bolca madde kaçıracağı anlamına gelir.

Kaçırılan bu maddeler yıldız çevresinde de yavaştan gezegenimsi bulutsu (nebula) oluşturmaya başlar.

Bu ara helyum atomlarının füzyonu sonucu oluşmuş karbon atomları çekirdekte birikmeye başlar. Karbon atomları daha ağır oldukları için yıldızın çekirdeğinin uyguladığı basınç artar ve bu sayede gerçekleşecek olan helyum füzyonu çok daha hızlı ve ani olur  bu sayede önceden de sıkça tekrarladığı gibi yıldızımız yeniden şişer ama helyum parlaması ani olduğu için daha büyük boyutlarda bir şişme olur. Bu şişme kırmızı dev evresinin de sonu demektir artık kütleçekim kuveti bu büyüklükteki yıldızda çekirdek dışındaki katmanları tutamaz ani enerji üretimi de dış katmanların uzaya saçılmasını hızlandırır artık kırmızı devden geriye kalan bir gezegenimsi bulutsu olmuştur.

 Peki Çekirdeğin Sonu ?

Çekirdekte artık helyum atomların karbon atomlarına neredeyse tamamıyla dönüştüğü için ve yıldızımız güneş benzeri bir yıldız olduğu için bir sonraki reaksiyon olan karbon füzyonunu başlatamaz yani enerji üretimi tamamıyla biter.

Herhangi bir ışınım basıncı olmadığı için yıldız çekirdeği kendi kütlesi altında çökerken belirli bir sınırda elektron basıncı bu çökmeyi durdurur. Elektron basıncı yahut Dejenere Elektron basıncı kuantumsal ölçekte gerçekleşen olaylar dizisinden ibarettir.  Kısaca Pauli dışarlama ilkesi gereği atomsal ölçekte iki fermiyon aynı kuantum sayılarına sahip olamaz ve bu zıtlık bir basınç oluşturur. Çökmekte olan çekirdeğimiz enerji üretip ışınım basıncıyla olaya karşı çıkamasada elektron basıncı imdadına yetişir ve çekirdek çökmekten kurtulur.

Fakat elektron basıncının çökmeyi durdurabileceği belirli bir parametre vardır o değer 1.4 M  (Yani 1.4 güneş kütlesi) kadardır. Eğer ki yıldızımız güneş kütlesinden 8 kat veya daha fazla kütlede olsaydı kırmızı dev evresinde kaybettiği kütle yeterli olmayıp (İstisnalar dışında) çökmeye başlayan çekirdeğin kütlesi  1.4 M değerinden büyük olacak bu yüzden elektron basıncı da çökmeyi durduramayacaktı daha da sıkışan çekirdek kütle ile orantılı olarak ya bir nötron yıldızına yada bir karadeliğe dönüşecekti.

Biz düşük ve orta kütleli yıldızların nihai sonu olan beyaz cüce üzerinden gittiğimiz için kütlemiz elekton basıncını yenecek kadar büyük olmadı.

Aynı zamanda 1.4 M beyaz cüce yıldızın sahip olabileceği maksimum kütle eşiğidir. Bu eşikten sonra dejenere elektron basıncı hiç bir işimize yaramayacaktır.

1.4 M kütle eşiğini aynı zamanda Chandrasekhar Limiti olarak adlandırırız. İsmini bu konu üzerinde 19 yaşında olmasına rağmen hassas ölçümler yapan Hint-Amerikan bilim insanı Subrahmanyan Chandrasekhar’dan almıştır.

Konumuza dönecek olursak elekton basıncı sayesinde çökmekten kurtulan çekirdeğimiz neredeyse dünya boyutunda olmasına rağmen ağırlığı güneş kütlesinin yaklaşık 0.6’sı kadar olacaktır. Bu muazzam yoğunluk sebebiyle beyaz cüceden alacağımız bir çay kaşığı malzeme birkaç ton ağırlığında olacaktır.

Artık beyaz cüce adı verdiğimiz bu karbon topu (Helyum füzyonunun ürünü olan karbon atomları çekirdekte birikmişti) yüzey sıcaklığı 100.000 C° değerlerine ulaşabilen bir yapı haline bürünür. Tabi ki yüzey sıcaklığının o değerleri görmesi enerji ürettiğinden asla değildir. Bir beyaz cüce artık ölü bir yıldızdır ve enerji üretemez. Yıldızın çekirdek bölgesinden kalan bir yapı olduğu için çekirdekte gerçekleşen füzyon tepkimelerinin mirasıdır bu sıcaklık.

Yaydığı ısı ve ışık sayesinde çevresine saçılmış olan dış yıldız katmanlarını aydınlatır kendisi ise enerji üretemediği için milyarlarca yıl   sürecek soğuma dönemine girmiş olacaktır. Tamamen soğuduklarında ise birer kara cüceye dönüşeceklerdir. Fakat soğuma süreleri o kadar uzun yıllar alır ki evrenin yaşından bile büyük olduğu için evrende bir kara cüceye rastlamak imkansızdır.

Alternatif Son’lar Varmı ?

Eğer ki oluşan beyaz cüce, ikili yıldız sisteminin bir parçası ise Tip Ia Süpernova oluşturacak şekilde patlar.

Tip Ia Süpernova kısaca ikili yıldız sistemlerinde meydana gelir ikili yıldız sistemini oluşturan biri beyaz cüce olmak üzere birde anakol evresinde olan yıldız bulunur. Beyaz cüce yıldızlar çok yoğun ve kararlı cisimler oldukları için komşusu olan anakol yıldızdan madde araklamaya başlar. Bildiğimiz üzere Beyaz cüce yıldızlar 1.4 M (Chandrasekhar Limiti) kütle değerinden düşüktürler fakat anakol yıldızdan arakladıkları maddeleri bünyelerine katmaya başladıklarında Chandrasekhar limitini aşarlar. Bu süreçten sonra güçlü bir süpernova patlaması olur ki parlaklığı -16 ila -20 kadire kadar ulaşabilir. Bu patlamadan sonra beyaz cüceyi oluşturan maddeler yoğunluklu olarak karbon, uzay boşluğuna saçılır beyaz cüce yıldızın kendisi ise tamamen yok olur.

Çıkaracağımız sonuç bir beyaz cüce yıldızın  sonu ya kara cüce oluşturmak yada tamamen yok olmaktan öteye gidemeyecektir.

İlgili Yazı: Kırmızı Cüce Yıldızlar