Beyaz cüce: Revizyonlar arasındaki fark

Beyaz cücelerde artık füzyon reaksiyonları gerçekleşmez, yani yıldızın enerji kaynağı kalmamıştır. Bu nedenle kendi kütleçekiminin kendisini içe doğru sıkıştırmasına diğer yıldızlar gibi karşı koyamaz. Beyaz cücelerde kütleçekimine karşı koyan tek şey [[Dejenere elektron basıncı|dejenere elektron basıncıdır,]] bu sebeple beyaz cüceler çok yoğundur. Dejenere basıncının fiziğinden yapılan hesaplamalara göre dönmeyen bir beyaz cücenin kendi içine çökmeden alabileceği maksimum kütle [[Chandrasekhar limiti|Chandrasekhar limitidir]] (yaklaşık 1.44 [[güneş kütlesi]]) bu limitten sonra dejenere basıncı da beyaz cüceyi ayakta tutmaya yetmez. Genelde yakınlardaki yıldızlardan emilen kütle sayesinde bu limite ulaşan bir karbon-oksijen beyaz cücesi karbon patlaması denen bir süreçte bir [[Tip Ia süpernova|süpernova]] halinde patlar. [[SN 1006]] buna bir örnek olarak gösterilebilir. <ref>{{Web kaynağı|url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.html|başlık=Lecture 1|erişimtarihi=2021-03-19 Mart 2021|çalışma=www.astronomy.ohio-state.edu}}</ref><ref name=":0">{{Web kaynağı|url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html|başlık=Late stages of evolution for low-mass stars|erişimtarihi=2021-03-19 Mart 2021|çalışma=spiff.rit.edu}}</ref>

Bir beyaz cüce ilk oluştuğunda oldukça sıcaktır, ama herhangi bir enerji kaynağı olmadığından zamanla ısı yayarak soğumaya başlar. Bu başta yüksek [[Renk sıcaklığı|renk sıcaklığına]] sahip olan radyasyonunun yavaşça kırmızıya kayması anlamına gelir. Uzun zaman sonra bir beyaz cüce soğudukça materyali kristalize olmaya başlayacaktır. Yıldızın düşük sıcaklığı artık çok fazla ışık ve ısı yaymayacağı anlamına gelir ve yavaşça soğuk bir [[Kara cüce|kara cüceye]] dönüşür.<ref name=":0" /> Fakat yapılan hesaplamalara göre bir beyaz cücenin bir kara cüceye dönüşme süresi [[Evrenin yaşı|evrenin yaşından]] daha büyüktür,<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/513700/meta|başlık=Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology|tarih=1 Haziran 2007-06-01|sayı=2|dil=enİngilizce|sayfalar=377|çalışma=The Astrophysical Journal Supplement Series|cilt=170|ad=D. N.|soyadı=Spergel|issn=0067-0049|doi=10.1086/513700|ad2=R.|ad3=O.|ad4=M. R.|ad5=C. L.|ad6=J.|ad7=G.|ad8=N.|ad9=E.|ad10=L.|ad11=H. V.|soyadı2=Bean|soyadı3=Doré|soyadı4=Nolta|soyadı5=Bennett|soyadı6=Dunkley|soyadı7=Hinshaw|soyadı8=Jarosik|soyadı9=Komatsu|soyadı10=Page|soyadı11=Peiris}}</ref> bu nedenle evrende hiçbir kara cüce olmadığı düşünülür.<ref name="osln" /><ref name="cosmochronology" /> Bilinen en yaşlı beyaz cüceler hala birkaç bin kelvin sıcaklığına sahiptir.

Keşfedilen ilk beyaz cüce içinde parlak [[40 Eridani A]] yıldızı, [[40 Eridani B]] beyaz cücesi ve [[40 Eridani C]] kırmızı cüce yıldızı olan [[40 Eridani]] adlı üçlü yıldız sisteminde bulundu. 40 Eridani B/C ikilisi ilk [[William Herschel]] tarafından 31 Ocak 1783 yılında bulundu.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://royalsocietypublishing.org/doi/10.1098/rstl.1785.0006|başlık=VI. Catalogue of double stars|tarih=1 Ocak 1785-01-01|sayfalar=40–12640-126|çalışma=Philosophical Transactions of the Royal Society of London|cilt=75|ad=William|soyadı=Herschel|doi=10.1098/rstl.1785.0006}}</ref> 1910 yılında [[Henry Norris Russel]], [[Edward Charles Pickering]] ve [[Williamina Fleming]] düşük parlaklığa sahip bir yıldız olmasına rağmen 40 Eridani B yıldızının A spektral tipinden olduğunu buldular (yani beyaz)<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005AAS...20720501H/abstract|başlık=How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs|tarih=Aralık 2005-12|dil=enİngilizce|sayfalar=205.01|çalışma=American Astronomical Society Meeting Abstracts|cilt=207|ad=J. B.|soyadı=Holberg}}</ref>. 1939 yılında Russel bu buluşa tekrar göz attı:<blockquote>Arkadaşım Profesör Edward C. Pickeringi ziyaret ediyordum. Karakteristik nazikliğiyle ben ve Hinksin Cambridgde yıldız parallaxı gözlemlerimizde bulduğu bütün yıldızların spektralarını gözlemlemek için gönüllü olmuştu. Bu rutin gözüken iş sonucunda çok işe yaradı. Bu veriler bütün solgun mutlak büyüklüğe sahip olan yıldızların M spektra sınıfına girdiği keşfine yol açtı. Bu konuyu konuşurken Pickeringe özellikle 40 Eridani B yıldızından bahsederek başka solgun yıldızlar ile alakalı sordum. Sonrasında gözlemevi ofisine bir not yolladı ve çok kısa bir zaman sonra bu yıldızın spektra tipinin A olduğu bilgisi geri ulaştı. O günlerde bile bizim düşündüğümüz yüzey parlaklıklarıyla yoğunluklar arasında bir tutarsızlık olacağını fark etmeye yeticek bilgim vardı. Bu büyük istisna karşısında oldukça şaşkına uğradığımı belirtmiştim ama Pickering bana gülüp "tam olarak bu istisnalar bizim bilgimizi arttırmamızı sağlıyor" diye cevap verdi. Sonrasında beyaz cüceler araştırma konusu oldular. </blockquote>