Bir beyaz cüce a, gök bir amacı , bir evrimi kaynaklanan yüksek yoğunluklu yıldız (üç ila dört orta kütle güneş kütlesi sonra en fazla) faz olan termonükleer reaksiyonlar meydana gelir . Bu nesne daha sonra bir yıldıza kıyasla çok küçük bir boyuta sahiptir ve uzun süre yüksek bir yüzey sıcaklığını korur , bu nedenle "beyaz cüce" adını alır.
Beyaz cüce , Dünya'nınkine benzer bir hacim için Güneş'inkiyle karşılaştırılabilir olmasına rağmen , tipik olarak daha düşük bir kütleye sahiptir . Bu nedenle yoğunluğu , Dünya'da gözlemlenen malzemelerinkinden on binlerce kat daha yüksek, santimetreküp başına bir ton mertebesindedir . Başlangıçta 100.000 Kelvin'i aşabilen yüzey sıcaklığı, ana yıldızının depoladığı ısıdan gelir, bu ısı, yıldızın küçük yüzey alanı nedeniyle termal aktarımı çok yavaştır. Çünkü yüksek sıcaklığına karşın, bu küçük yüzey alanının da aydınlatma gücü beyaz cüce kalıntılarının bir binde düzeyinde bir değer ile sınırlıdır güneş parlaklık ve zamanla azalır.
2009'un başlarında , Yakın Yıldızlar Araştırma Konsorsiyumu projesi , Güneş Sistemine en yakın 100 yıldız sisteminde sekiz beyaz cüce saydı , ancak büyük kütleli yıldızların kıtlığı göz önüne alındığında, galaksimizdeki yıldızların %96'sının kaderini temsil ediyorlar .
Ana yıldızlarının evrimi nedeniyle (kütlesi tarafından belirlenir), bugün var olan beyaz cüceler genellikle karbon ve oksijenden oluşur . Ana yıldız yeterince büyük olduğunda (muhtemelen sekiz ila on güneş kütlesi arasında), karbonsuz, ancak oksijene ek olarak neon ve magnezyum içeren bir beyaz cüceye yol açması mümkündür . Ana yıldızı ikili bir sistemde madde transferine maruz kalmışsa , bir beyaz cücenin esas olarak helyumdan oluşması da mümkündür . Her iki durumda da beyaz cüce, ana yıldızın çıplak çekirdeğine karşılık gelirken, dış katmanları dışarı atılmış ve bir gezegenimsi bulutsu oluşturmuştur . Güneş kütlesinin yarısından daha az olan yıldızlardan gelen beyaz cüceler yoktur, çünkü bunların ömrü Evrenin yaşından daha büyüktür . Bu yıldızlar büyük ihtimalle helyumdan oluşan beyaz cücelere dönüşecek.
Beyaz cücenin iç yapısı, yerçekimi ve basınç kuvvetleri arasındaki denge tarafından belirlenir , burada kuantum mekaniğinin dejenerasyon basıncı denen bir fenomen tarafından üretilir . Hesaplamalar, bu dengenin 1,4 güneş kütlesinden ( ) fazla olan yıldızlar için olamayacağını göstermektedir . Bu nedenle, bir beyaz cücenin oluşumu veya evrimi sırasında sahip olabileceği maksimum kütledir. Bir yıldızın beyaz cüceye dönüşmesi için sahip olabileceği sekiz güneş kütlesinin başlangıçtaki maksimum kütlesini sabitleyen bu maksimum kütledir, bu iki değer arasındaki fark, yıldızın evrimi sırasında maruz kaldığı kütle kayıplarına karşılık gelir. İzole bir beyaz cüce, zamanla soğuyacak ve çok uzun vadede siyah bir cüce haline gelecek olan, çok büyük bir kararlılığa sahip bir nesnedir . Öte yandan, bir beyaz cücenin yıldız bir yoldaşı varsa, sonunda bu yoldaşla etkileşime girebilecek ve böylece bir felaket değişkeni oluşturabilecektir . Etkileşim sürecine bağlı olarak kendini farklı şekillerde gösterecektir: klasik nova , süper yumuşak kaynak , cüce nova , polar veya orta kutuplu . Bu etkileşimler, beyaz cücenin kütlesini yığılma yoluyla artırma eğilimindedir . 1,4 kritik kütleye ulaşması durumunda (birikme veya hatta başka bir beyaz cüce ile çarpışma yoluyla), tip Ia süpernova adı verilen devasa bir termonükleer patlamayla yaşamını paroksismal bir şekilde sona erdirecektir .
Gelen spektroskopisi , beyaz cüce oluşturan sınıf D ait spektral sınıflandırma yıldızlı ve bunların kalıntıları. Spektrumlarının özelliklerine göre DA, DB, DC, DO, DQ ve DZ gibi çeşitli alt sınıflar arasında dağıtılırlar.
İlk beyaz cüce, Eridani üçlü 40 yıldız sisteminde keşfedildi . Buna görsel olarak , nispeten parlak bir ana dizi yıldızı olan 40 Eridani A hakimdir ve belirli bir mesafede yörüngede dönen beyaz 40 Eridani B cüce ve diziden bir kırmızı cüceden oluşan daha sıkı bir ikili sistem . ana 40 Eridani C . 40 Eridani B ve C çifti William Herschel tarafından31 Ocak 1783 ; 1825'te Friedrich Georg Wilhelm von Struve ve 1851'de Otto Wilhelm von Struve tarafından tekrar gözlemlendi . 1910'da Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering ve Williamina Fleming , onun sönük bir yıldız olmasına rağmen, 40 Eridani B'nin bir yıldız olduğunu keşfettiler . spektral tip A veya hatta beyaz. 1939'da Russell keşfi hatırladı:
“Arkadaşım ve cömert hayırseverim Profesör Edward C. Pickering'i ziyaret ediyordum. Karakteristik nezaketiyle, Hinks ve benim Cambridge'de yaptığımız yıldız paralaks çalışmalarında gözlemlenen referans yıldızlar da dahil olmak üzere tüm yıldızların spektrumlarını gözlemlemeye gönüllü olmuştu ve ben sohbet ediyordum. Bu belirgin rutin çalışmanın çok verimli olduğu ortaya çıktı: çok düşük mutlak büyüklükteki tüm yıldızların tayf tipi M olduğunu keşfetmeye yol açtı. Bu konuyu tartışırken (hatırladığım kadarıyla), Pickering'e diğer bazı sönük yıldızlar hakkında sorular sordum. listemde yoktu, özellikle 40 Eridani B'den bahsetti . Kendine özgü tarzında, Gözlemevi ofisine bir not gönderdi ve çok geçmeden bu yıldızın hayaletinin A tipi olduğuna dair yanıt geldi (sanırım Bayan Fleming'den). , yüzey parlaklığı ve yoğunluğunun "olası" değerleri olarak adlandırdığımız değerler arasında aşırı bir tutarsızlık olduğunu anında fark etmek için. Yıldız karakterizasyonunun oldukça zarif bir kuralı gibi görünen bu istisnayla hem şaşırdığımı hem de hayal kırıklığına uğradığımı göstermek zorundaydım; ama Pickering bana gülümsedi ve "Bilgimizde ilerleme sağlayan işte bu istisnalar," dedi ve böylece beyaz cüceler çalışma alanına girdiler! "
Tayf türü arasında 40 Eridani resmi tarafından 1914 de tarif edilmiştir Walter Adams .
Sirius'un arkadaşı ( α Canis Majoris ), Sirius B daha sonra keşfedilir. Sırasında XIX inci yüzyıl, bazı yıldızların konumlarını ölçümleri konumlarını küçük değişiklikler ölçmek için yeterince kesin hale gelir. Friedrich Bessel , Sirius ve Procyon yıldızlarının ( α Canis Minoris ) konumlarındaki değişiklikleri belirlemek için ölçümlerde tam olarak bu hassasiyeti kullanır . 1844'te bu iki yıldızın görünmez yoldaşlarının varlığını öngördü:
"Sirius ve Procyon'a çift yıldızlar olarak bakacak olsaydık, hareketlerindeki değişiklikler bizi şaşırtmazdı: onları gerekli görürdük ve sadece nicel gözlemleriyle meşgul olurduk. Ancak ışık, kütlenin gerçek bir özelliği değildir. Sayısız görünür yıldızın varlığı, sayısız görünmez yıldızın varlığına karşı hiçbir şey kanıtlayamaz. "
Bessel, Sirius'un yoldaşlık dönemini yarım yüzyıl olarak tahmin ediyor; CHF Peters yörüngesini 1851'de hesapladı. Alvan Graham Clark'ın daha önce hiç görülmemiş, Sirius'a yakın ve daha sonra tahmin edilen yol arkadaşı olarak tanımlanan bir yıldızı gözlemlemesi 31 Ocak 1862'ye kadar değildi . Walter Adams , 1915'te Sirius B'nin spektrumunun Sirius'unkine benzer olduğunu bulduğunu açıkladı .
1917'de Adriaan Van Maanen , izole bir beyaz cüce olan Van Maanen'in Yıldızını keşfetti . İlk keşfedilen bu üç beyaz cüceye “klasik beyaz cüceler” denir. Sonunda, birçok düşük ışıklı yıldız, yüksek kendi kendine hareketlerle keşfedildi , bu da onların Dünya'ya yakın düşük ışıklı yıldızlar ve dolayısıyla beyaz cüceler olduklarını gösteriyor. Willem Luyten , 1922'de bu yıldız sınıfını incelerken "beyaz cüce" terimini ilk kullanan kişi gibi görünüyor.
Bu şüphelere rağmen, ilk "geleneksel olmayan" beyaz cüce 1930'lara kadar tanımlanmamıştı.1939'da on sekiz beyaz cüce keşfedildi. Luyten ve diğerleri 1940'larda beyaz cüceleri aramaya devam ettiler. 1950'de yüzden fazla kişi biliniyordu ve 1999'un sonunda 2.000'den fazla listeye alındı. O zamandan beri, Sloan Dijital Gökyüzü Anketi , kesin olarak ölçülen mesafelerde 9.000'den fazla, ancak 200'den az bulmuştur. Beyaz cücelerin sayısı o zamana kadar gözlem sayesinde patladı Gaia uydusu arasında 2,8 milyar bilinen mesafelerde 200.000'den fazla beyaz cüceler dahil yıldızlı.
Beyaz cüceler düşük ışığa sahiptir . Bununla birlikte, oluşumları sırasında, yıldızın kütleçekimsel çöküşü sırasında depolanan enerji nedeniyle sıcaklıkları son derece yüksektir. Bu nedenle , Hertzsprung-Russell diyagramının sol alt köşesini , oluştuklarında sönük ama sıcak yıldızları doldururlar ve zamanla soğudukça sağa doğru kayarlar. Beyaz cüce tarafından yayılan görünür radyasyon, O tipi ana dizideki bir yıldızın mavi-beyazından M tipi bir kırmızı cücenin kırmızısına kadar çok çeşitli renkler sunabilir. sonunda hafif nesnelerin ana sekansı gibi düşük kütleli nesneleri kırmızı cüce sürecinde birleştirilmesi bunların hidrojen , yer almaktadır de merkezi kısmi termal baskı ya da desteklenir, ve kahverengi cüce daha düşük sıcaklık,.
Gerçek sıcaklığı beyaz cüce yüzeyinden daha fazla arasında değişebilir 150 000 K , den daha az 4000 K , ama çoğunlukla arasında gözlenen beyaz cüce olan 40 000 K ve 8000 K . Stefan-Boltzmann yasasına göre parlaklık yüzey sıcaklığıyla artar; bu yüzey sıcaklıkları aralığı, Güneş'inkinin 100 katından 1 / 10.000'e kadar değişen parlaklıklara karşılık gelir . 30.000 K sıcaklığa sahip sıcak beyaz cüceler, yumuşak, yani düşük enerjili x- ışınları kaynakları olarak gözlemlenmiştir . Bu, atmosferlerinin bileşiminin ve yapısının, yumuşak X ve uzak ultraviyole alanlarında gözlem yoluyla incelenmesine olanak tanır .
Leon Mestel'in 1952'de açıkladığı gibi, bir beyaz cüce , yakındaki bir yoldaş yıldızdan veya başka bir kaynaktan madde toplamadığı sürece , radyasyonu, yenilenmeyen depolanmış ısıdan yayılır. Beyaz cüceler son derece küçük bir alan yayar. Bu nedenle çok yavaş soğurlar ve çok uzun süre sıcak kalırlar. Beyaz cüce soğudukça yüzey sıcaklığı düşer, yayılan radyasyon kırmızılaşır ve parlaklığı azalır. Enerji deposu olmadığı için soğutma işlemi zamanla yavaşlar. Örneğin Bergeron, Ruiz ve Leggett, bir hidrojen atmosferine sahip 0,59 M beyaz karbon cücesi için aşağıdaki tahminleri yaparlar : 7,140 K'ye soğuması yaklaşık 1,5 milyar yıl sürer , ardından 500 K'ye soğutma ek olarak yaklaşık 300 milyon ve 0,4 alır. ve 1.1 milyar yıl.
4000 K'dan düşük birkaç beyaz cüce sıcaklığı vardır ve bugüne kadar gözlemlenen bir soğutucu olan WD 0346 + 246 , yaklaşık 3900 K yüzey sıcaklığına sahiptir . Bunun nedeni, Evren'in yaşı sona erdiği için beyaz cücelerin bu sıcaklığın altına soğumaya henüz yeterli zamanları olmamasıdır. Bir bölgedeki yıldız oluşumunun başlangıç tarihini bulmak için beyaz cüce parlaklık işlevini kullanabilirsiniz. Galaktik diskin oluşumunun bu nedenle 8 milyar yıl olduğu tahmin ediliyor.
Yine de beyaz bir cüce sonunda soğuyacak ve çevresiyle ve kozmik dağınık arka planın ışımasıyla yaklaşık termal dengede artık ışıma yapmayan bir siyah cüce haline gelecektir . Ancak, henüz bir siyah cüce olmayacaktı. İlk yaklaşım olarak ve özellikle atmosferden kaynaklanan perde etkisinin ihmal edilmesiyle, beyaz cücenin sıcaklığı Stefan-Boltzmann yasasına göre üniform ise, sıcaklığı zamanın küp küpünün tersi gibi düşer. Galaksimizde (8 milyar yıl) en yaşlı beyaz cüceler 3.900 K sıcaklığa sahipse, kökenleri Büyük Patlama'nın (13.5 milyar yıl) başlangıcından itibaren olanlar 3.000 K'dan az olmayacaktır .
Beyaz cüceler, çok yüksek yüzey yerçekimine sahip çok kompakt nesnelerdir . Herhangi bir konveksiyon fenomeni göstermezler ve yoğunlukları onları radyasyona karşı çok opak yapar. Bu koşullar, beyaz cüceler içindeki maddenin tabakalaşması olgusunun kökenindedir, yani en hafif elementlerin yıldızın yüzeyinde tek başına bulunması ve spektroskopi ile saptanabilen tek elementlerdir . Bazen "yerçekimsel sıralama" olarak adlandırılan bu fenomen, ilk olarak 1940'larda Fransız astrofizikçi Evry Schatzman tarafından tahmin edildi.Bu durum, güçlü bir konveksiyonun çok daha büyük bir yerçekimi alanıyla birleştiği ana dizinin yıldızlarından çok farklıdır. atmosfer kimyasal elementler açısından daha zengin ve analiz edilmesi daha karmaşık.
Şu anda ilk olarak önerilmiştir beyaz cücelerin spektrumları kullanımında sınıflandırma 1983 tarafından Edward Sion ve onun işbirlikçileri, ardından başka gelen son versiyon kalma geliştirilen 1993 - 1994 . Gerard Kuiper , Willem Luyten gibi diğer sınıflandırma sistemleri daha önce önerilmiş , ancak terk edilmiştir.
Beyaz cüce çoğunluğu gösteren bir spektrumu sergileyen spektral çizgiler arasında hidrojen emilimi. Bu beyaz cücelerin tayf tipi DA olarak not edilir, çizgiler Balmer serisininkilerdir . Helyum spektral çizgileri görünür olduğunda, birleşik helyumun tespit edilip edilmediğine ( her zamanki spektroskopik gösterimde He I , spektral tip DB) veya bir kez iyonize edilip edilmediğine (He II, spektral tip DO) bağlı olarak spektral tip DB veya DO belirtilir . Spektrum atomik veya moleküler karbonla ilişkili çizgiler gösterdiğinde, spektral tip DQ'yu belirtiriz. Hidrojen, helyum veya karbon dışındaki elementler tespit edildiğinde, spektral tip DZ genel olarak belirtilir. Son olarak, spektrum işaretli çizgiler göstermediğinde, DC tipi belirtilir, burada işaretli bir çizginin tanımı derinliğinin spektrum sürekliliğinin %5'ini geçmemesidir. Spektrumun birden fazla elementi ortaya çıkarması mümkündür, bu durumda spektral tip aynı ilk "D" ile gösterilir ve ardından çizgilerin yoğunluğunun azalan sırasına göre görülen farklı elementlerle ilişkili harfler gelir.
Spektroskopisi belirlemek için, spektrumun genel şeklinden sağlar, yüzey sıcaklığı yıldız ya da daha doğrusu etkin sıcaklık yüzeyinin emisyonu ile örtüşüp örtüşmediğini olmadığından, siyah gövdenin (etkin sıcaklık bu sıcaklığı temsil eden siyah aynı yüzeyin gövdesi aynı miktarda enerji yayar). Sıcaklık, tayf türünden sonra bir yarım tamsayı ile gösterilir, söz konusu sayı 50.400 K / Θ eff oranına en yakın yarım tam sayı olarak belirlenir , burada Θ eff yıldızın etkin sıcaklığıdır. Böylece, yüzeyi hidrojenden oluşan ve etkin sıcaklığı 10.000 Kelvin olan bir beyaz cüceye, sıcaklıkları 9.600 K ile 10.610 K arasında olan aynı yüzey bileşimine sahip beyaz cüceleri içeren bir spektral tip DA5 atanır. sırasıyla 5,25 ve 4,75'lik bir 50,400 K / Θ eff oranına kadar. Sayı virgül olduğunda, Anglo-Sakson tipografik kuralına göre virgülle değil ondalık nokta ile belirtilir. Bu şekilde bulunan yarım tam sayı, beyaz cüce yeterince soğuk olduğunda muhtemelen 10'u geçebilir. Sıcaklık skalasının diğer ucunda, çok sıcak beyaz cüceler, bu durumda, "O" ile karışıklık yaratmamak için, bu durumda daha büyük bir kesinlikle ve ilk 0 olmadan not edilen sıcaklıkla ilişkili bir sayıya sahiptir. iyonize helyumun varlığını gösteren spektral tipte. Böylece düzeyinde bir sıcaklığa .25 bulmak 200 000 K arasında bir sıcaklıkta, ya da .3 170 000 K .
Bu birincil özelliklere, gerekirse, vurgulanan belirli özelliklerle ilgili olarak spektruma ek göstergeler eklenir. Mıknatıslanmış beyaz cüceler için P veya H sembolleri bu şekilde eklenir, P bir polarizasyonun saptanabilir olduğu duruma, H ise saptanabilir olmadığı duruma karşılık gelir. Emisyon çizgileri tespit edildiğinde E harfi kullanılır. Son olarak, yıldızın değişkenliğini belirtmek için isteğe bağlı V harfi kullanılır. Her durumda, bir harfin ardından “? "Veya": "önceki özelliğin kesin olarak belirlenmediğini gösterir.
Bazı örnekler :
Birincil ve ikincil özellikler | |
---|---|
İLE | hidrojen hatları |
B | Birleştirilmiş helyum hatları |
Ö | İyonize helyum hatları |
VS | Sürekli spektrum; farkedilebilir çizgiler yok |
Q | Karbon hatlarının varlığı |
Z | Karbon olmayan metal hatlar |
x | Karışık veya Sınıflandırılmamış Hayalet |
Yalnızca ikincil özellikler | |
P | Tespit edilebilir polarizasyona sahip manyetik beyaz cüce |
H | Tespit edilebilir polarizasyonu olmayan manyetik beyaz cüce |
E | İletim hatlarının varlığı |
V | Değişken |
Birincil spektral sınıf DA beyaz cücelerin atmosferine hidrojen hakimdir. Gözlenen beyaz cücelerin çoğunluğunu (~ %75) oluştururlar.
Küçük bir kısım (~% 0.1), sıcak DQ sınıfı ( 15.000 K'nin üzerinde) olan karbon ağırlıklı bir atmosfere sahiptir . Sınıflandırılabilecek diğer kategoriler (soğuk DB, DC, DO, DZ ve DQ), spektral sınıfı sıcaklığa bağlı olan karbon ve diğer metallerin bulunmadığı varsayılarak helyumun hakim olduğu bir atmosfere sahiptir . 100.000 K ila 45.000 K arasındaki yaklaşık sıcaklıklar için spektrum, basitçe iyonize helyumun hakim olduğu DO sınıfıdır. Kaynaktan 30,000 K için 12,000 K , spektrum DB nötr helyum hatları ile, ve yaklaşık altında 12,000 K , spektrum, özelliği değildir ve DC sınıflandırılacaktır.
30.000 K ile 45.000 K aralığında helyumun hakim olduğu bir atmosfere sahip beyaz cücelerin bulunmamasının nedeni “ DB aralığı ” olarak adlandırılmaktadır . Atmosferdeki yerçekimi ayrımı ve konvektif karıştırma gibi evrimsel süreçlerin birleşiminden dolayı olacaktır.
Atmosfer, beyaz cücenin görünen tek parçasıdır. Bu , ya devlerin asimptotik dalının (AGB) evresindeki yıldızın kalıntı zarfının üst kısmına karşılık gelir ya da yıldızlararası ortamdan veya bir yoldaştan gelen birikmiş maddeden kaynaklanır . İlk durumda, zarf, yıldızın toplam kütlesinin yüzde birini geçmeyen, helyum açısından zengin bir katmandan oluşacaktır ve hidrojenin hakim olduğu bir atmosfer söz konusu olduğunda, "bir hidrojen-" ile kaplanmıştır. yıldızın toplam kütlesinin yaklaşık on binde biri kadar bir kütleye sahip zengin katman.
İnceliklerine rağmen, bu dış katmanlar, beyaz cücelerin termal evriminde çok önemli bir rol oynar, çünkü tek başlarına dışarıyla ısı alışverişini koşullandırırlar. Gerçekten de, beyaz cücenin içi tamamen iyonizedir ve serbest elektronlar ona büyük bir termal iletkenlik sağlar , böylece beyaz cücenin içi son derece düzgün bir sıcaklıkla donatılır. Öte yandan, dış katmanlar ısıyı çok zayıf bir şekilde yayar ve dış katmanları geçerken sıcaklık gradyanı çok yüksektir. Böylece, yüzey sıcaklığı 8000 K ile 16.000 K arasında olan bir beyaz cücenin kalp sıcaklığı 5.000.000 ile 20.000.000 K arasında olacaktır .
Patrick Blackett , dönen yüksüz bir cismin açısal momentumuyla orantılı bir manyetik alan oluşturması gerektiğini iddia eden fiziksel yasalar sunmuştu . Sonuç olarak, 1947'de beyaz cücelerin yüzeylerinde ~ 1 milyon gauss (veya ~ 100 tesla ) yoğunlukta manyetik alanlara sahip olduğunu tahmin etti . Bazen Blackett Etkisi olarak anılan bu varsayılan yasa, hiçbir zaman fikir birliği sağlamadı ve 1950'lerde Blackett bunun çürütüldüğünü hissetti. 1960'larda, beyaz cücelerin, dejenere olmayan bir yıldızın beyaz bir cüceye evrimi sırasında toplam yüzey manyetik akısının korunması nedeniyle manyetik alanlara sahip olabileceği öne sürüldü. İlk yıldızdaki ~ 100 gauss'luk (0.01 T) bir yüzey manyetik alanı , yıldızın yarıçapı d 'a faktörü olarak konsantre edildiğinde ~ 100 × 100 2 = 1 milyon gauss (100 T) bir yüzey manyetik alanı haline gelir . 100. Gözlemlenen ilk manyetik beyaz cüce , dairesel polarize ışık emisyonu sayesinde manyetik alanı 1979 yılında tespit edilen GJ 742'dir . Yüzey bir manyetik alan sahip olduğuna inanılmaktadır 3 x 10 8 gauss (30 kT). Bu yıldızların yüzey manyetik alanlarını, Zeeman etkisinin neden olduğu ışık radyasyonlarının değişmesiyle gözlemlemek de mümkündür .
Daha sonra, manyetik alanlar arasında değişen bir aralıkta, de 100 beyaz cüce üzerinde bulunmuştur 2 x 10 3 Gauss 10 9 (0.2 T 10 gauss 5 T). Manyetik alanlar için sadece az sayıda beyaz cüce araştırılmıştır ve beyaz cücelerin en az %10'unun 1 milyon gauss'u (100 T) aşan bir manyetik alana sahip olduğu tahmin edilmiştir.
DAV ( GCVS : ZZA) | Spektrumlarında sadece hidrojen absorpsiyon hatlarına sahip spektral tip DA . |
---|---|
DBV (GCVS: ZZB) | Spektrumlarında sadece helyum absorpsiyon hatlarına sahip spektral tip DB . |
GW Vir (GCVS: ZZO) | Atmosfer esas olarak C, He ve O'dan oluşur; DOV ve PNNV yıldızlarına ayrılabilir . |
İlk hesaplamalar , 10 saniyelik bir periyoda sahip, değişken parlaklığa sahip beyaz cücelerin varlığını önerdi , ancak 1960'larda yapılan araştırmalar, bunların gözlemlenmesine izin vermedi.
1965 ve 1966'da Arlo Landolt , yaklaşık 12,5 dakikalık bir yarı ömre sahip ilk değişken beyaz cüce olan HL Tau 76'yı keşfetti . Bu beklenenden daha uzun sürenin nedeni, HL Tau 76'nın değişkenliğinin, bilinen diğer titreşimli değişken beyaz cücelerinki gibi, radyal olmayan titreşim modlarından kaynaklanmasıdır. Bilinen titreşimli beyaz cüce türleri arasında hidrojenin baskın olduğu atmosferlere sahip HL Tau 76 dahil olmak üzere DAV veya ZZ Ceti yıldızları ve atmosferleri hidrojen, helyum ve spektral tipte bir DB, ve helyum, karbon ve oksijenin hakim olduğu atmosferlerde GW Vir yıldızları (bazen DOV ve PNNV yıldızlarına bölünür).
GW Vir yıldızları, stricto sensu , beyaz cüceler değil, Hertzsprung-Russell diyagramındaki konumu devlerin asimptotik dalı ile beyaz cüceler bölgesi arasında yer alan yıldızlardır . Onlar “ beyaz ön cüceler ”. Bu değişkenlerin tümü, yüz ila bin saniye arasında değişen periyotlarla titreşim modlarının üst üste bindirilmesinden kaynaklanan ışık emisyonunda küçük farklılıklar gösterir. Bu varyasyonların gözlemlenmesi, beyaz cücelerin iç yapısı hakkında asterosismolojik bilgi verir .
Kütlesi 0,17 M kadar düşük ve diğerleri 1,33 M kadar yüksek olan beyaz cüceler olmasına rağmen , kütlelerinin dağılımı 0,6 M merkezli bir tepe noktası oluşturur ve çoğunluğu 0,5 ila 0,7 M aralığında bulunur . Bununla birlikte, gözlemlenen beyaz cücelerin tahmini yarıçapları tipik olarak güneş yarıçapının R 0,008 ila 0,02 katıdır ; Bu karşılaştırılabilir toprak yarıçapı yaklaşık 0.009 R . Dolayısıyla bir beyaz cüce, Güneş'inkinden tipik olarak milyonlarca kez daha küçük bir hacimde Güneş'inkiyle karşılaştırılabilir bir kütleye sahiptir; bu nedenle bir beyaz cücenin ortalama yoğunluğu, Güneş'in ortalama yoğunluğundan yaklaşık olarak bir milyon kat daha fazla veya santimetreküp başına yaklaşık 1 ton olmalıdır . Beyaz cüceler bilinen en yoğun maddelerden birinden oluşur, ancak konuşabildiğimiz kadarıyla diğer kompakt yıldızlar ( nötron yıldızları ve varsayımsal kuark yıldızları ) ve kara delikler tarafından geride bırakılmıştır.
Beyaz cücelerin aşırı yoğunluğunun keşfi, varlıklarının keşfinden kısa bir süre sonra gerçekleşti. Bir yıldız , Sirius B ve 40 Eridani B örneğinde olduğu gibi ikili bir sisteme aitse , kütlesini sistemi oluşturan iki cismin ilgili yörüngelerinin gözlemlerinden tahmin etmek mümkündür. Bu, 1910'da Sirius B için yapıldı ve kütlesinin 0.94 milyon olarak tahmin edilmesine yol açtı . Daha yeni bir tahmin, tahmini 1 milyon . Sıcak cisimler soğuk cisimlerden daha fazla ışıma yaptığından, bir yıldızın yüzeyinin parlaklığı, etkin yüzey sıcaklığından ve dolayısıyla tayfının şeklinden tahmin edilebilir . Yıldıza olan uzaklık biliniyorsa, toplam parlaklığı tahmin edilebilir. Bu iki değerin karşılaştırılması, yıldızın yarıçapını hesaplamayı mümkün kılar. Bu tür bir akıl yürütme, Sirius B ve 40 Eridani B'nin çok yoğun olması gerektiğinin , zamanın astronomlarının kafasının karışmasına neden oldu . Örneğin, Ernst Öpik 1916'da bir dizi görsel ikili yıldızın yoğunluğunu tahmin ettiğinde , 40 Eridani B'nin Güneş'in yoğunluğunun 25.000 katından daha fazla yoğunluğa sahip olduğunu buldu, o kadar yüksek ki bunu "imkansız" ilan etti . As Arthur Stanley Eddington 1927 yılında, daha sonra şöyle demiştir:
“Işıklarının bize getirdiği mesajları alıp yorumlayarak yıldızları öğreniyoruz. Bozulduğunda, Sirius'un arkadaşının mesajı şöyleydi: “Ben şimdiye kadar karşılaştığınız her şeyden 3.000 kat daha yoğun maddeden yapılmışım; bir ton malzemem kibrit kutusuna atabileceğiniz küçük bir külçe olurdu. »Böyle bir mesaja nasıl cevap verebiliriz? 1914'te çoğumuzun yanıtı şuydu: "Kapa çeneni! Mantıksız konuşma ! ""
Eddington'ın 1924'te işaret ettiği gibi, bu düzenin yoğunlukları, genel görelilik teorisine göre , Sirius B'nin ışığının kütleçekimsel olarak kırmızıya kaydırılması gerektiğini ima eder . Bu, 1925'te Adams'ın kırmızıya kaymayı ölçtüğü zaman doğrulandı.
Bu tür yoğunluklar mümkündür, çünkü beyaz cücelerin maddesi kimyasal bağlarla bağlanmış atomlardan oluşmaz , daha çok bağsız çekirdek ve elektronlardan oluşan bir plazmadan oluşur . Dolayısıyla çekirdekleri birbirine elektronik orbitallerden daha yakın yerleştirmek için bir engel yoktur , bir atoma bağlı elektronların kapladığı bölgeler buna daha az ekstrem koşullarda izin vermez. Ancak Eddington, bu plazma soğuduğunda ve atomları bir arada tutan enerji artık mevcut olmadığında ne olacağını merak etti. Bu paradoks 1926'da Ralph H. Fowler tarafından yakın zamanda geliştirilen kuantum mekaniğinin uygulanmasıyla ortadan kaldırıldı .Elektronlar Pauli dışlama ilkesine uyduğundan , iki elektron aynı kuantum durumunu işgal edemez ve Pauli'nin d ilkesini karşılayan istatistiksel dağılımı belirlemek için yine 1926'da yayınlanan Fermi-Dirac istatistiğine uymaları gerekir .
At 0 K , tüm elektronlar minimum enerji kaplayabilir devlet veya toprak durumu ; bazıları daha yüksek enerji seviyelerini işgal etmeye zorlanır, böylece mevcut en düşük enerjilerden oluşan bir bant olan Fermi Denizi'ni oluşturur . " Dejenere " olarak adlandırılan elektronların bu durumu, beyaz bir cücenin mutlak sıfıra kadar soğuyabileceği ve yine de yüksek enerjiye sahip olabileceği anlamına gelir . Bu sonuca ulaşmanın bir başka yolu da belirsizlik ilkesinin kullanılmasıdır ; bir beyaz cücedeki elektronların yüksek yoğunluğu, konumlarının nispeten lokalize olmasına neden olarak, anlarında karşılık gelen bir belirsizlik yaratır. Bu, bazı elektronların yüksek açısal momentuma ve dolayısıyla yüksek kinetik enerjiye sahip olduğu anlamına gelir .
Beyaz cücenin sıkıştırılması, belirli bir hacimdeki elektron sayısını artırır. Belirsizlik ilkesinin yanı sıra Pauli dışlama ilkesinin de uygulanması , basıncı oluşturan elektronların kinetik enerjisinde bir artışa neden olur. Elektronların bu yozlaştırıcı basıncı , beyaz cücenin kütleçekimsel çöküşünü engeller . Sadece yoğunluğa bağlıdır, sıcaklığa değil. Dejenere madde nispeten sıkıştırılabilir; bu, yüksek kütleli bir beyaz cücenin yoğunluğunun, düşük kütleli bir beyaz cüceninkinden çok daha yüksek olduğu anlamına gelir, böylece beyaz cücenin kütlesi arttıkça yarıçapı azalır.
Hiçbir beyaz cücenin geçemeyeceği sınırlayıcı bir kütlenin varlığı, yerçekimi ile elektronların dejenerasyon basıncı arasındaki dengenin bir sonucudur. Bu kitle ilk olarak 1929'da Wilhelm Anderson ve 1930'da Edmund C. Stoner tarafından yayınlandı . Limitin modern değeri ilk olarak 1931'de Subrahmanyan Chandrasekhar tarafından " İdeal Beyaz Cücelerin Maksimum Kütlesi " makalesinde yayınlandı . Dönmeyen bir beyaz cüce için, yaklaşık olarak 5.7 / μ e ² M'ye eşittir , burada μ e , yıldızın elektron başına ortalama moleküler kütlesidir . Beyaz bir karbon-oksijen cücesinin bileşiminde baskın olan karbon 12 ve oksijen 16'nın her ikisinin de atom numarası atom kütlelerinin yarısına eşit olduğundan, böyle bir yıldız için μ e'nin değeri olarak 2'yi alabiliriz . yaygın olarak belirtilen değer 1.4M . (Başlarında XX inci yüzyılda, yıldız esas olarak kendi 1931 makalesinde, ağır elementler oluşmuştur inanmak için iyi nedenler vardır Chandrasekhar elektron ortalama moleküler ağırlığı aldı μ e dolayısıyla bir sınır vererek 2.5'e eşit 0,91 M ). 1983 yılında, William Alfred Fowler ile birlikte Chandrasekhar, "yıldızların yapısı ve evrimi için önemli olan fiziksel süreçlere ilişkin teorik çalışmaları için" Nobel Fizik Ödülü'nü aldı . Sınırlayıcı kütle artık “ Chandrasekhar kütlesi ” olarak adlandırılıyor .
Beyaz cücenin kütlesi Chandrasekhar sınırını aşarsa ve bu reaksiyonların birleşmesi başlamazsa, elektronların uyguladığı basınç artık yerçekimi kuvvetini telafi edemez ve sonra bir nötron yıldızı gibi daha yoğun bir nesneye çöker . Bununla birlikte, yakındaki bir yıldızın kütlesinden toplanan beyaz karbon-oksijen cüceleri, sınır kütleye ulaşmadan hemen önce, hızla uzaklaşan ve beyaz cücenin yok edildiği bir tip Ia süpernova patlamasına yol açan bir nükleer füzyon reaksiyonu başlatır .
Beyaz cücenin maddesi başlangıçta bir plazma , çekirdek ve elektronlardan oluşan bir sıvı olmasına rağmen, teorik olarak 1960 gibi erken bir tarihte, soğumanın geç bir aşamasında , merkezinden başlayarak kristalleşebileceği tahmin edilmektedir . Kristal yapı daha sonra ortalanmış kübik tipte olacaktır . 1995'te Winget , titreşen beyaz cücelerin asterosismolojik gözlemlerinin , kristalleşme teorisinin olası bir doğrulanmasına yol açtığına dikkat çekti ve 2004'te, Travis Metcalfe ve Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'nden bir araştırma ekibi , bu gözlemlere dayanarak şunları tahmin etti: BPM 37093'ün kütlesinin yaklaşık %90'da kristalleştiğini. Diğer çalışmalar, kristalleşmiş kütleyi %32 ile %82 arasında tahmin etmektedir.
1968'de Van Horn, kristalleşme yoluyla gizli ısının serbest bırakılmasının beyaz cücelerin istatistiklerinde kendini göstermesi gerektiğini gösterdi . Elli yıl sonra, dağılım bir çalışma HR diyagramı içinde bulunan 15.000 beyaz cüce 100 parseklik Earth (bir alt gelen Gaia stok ) beyaz cüce sayısı logaritmik grafikte beklenen pik gösterir vs mutlak parlaklık . Karbondan daha büyük elektrik yüküne sahip oksijen çekirdekleri, ilk kristalleşen ( teorik hesaplamalara göre yüz merkezli bir kübik kafes içinde ) olmalıdır ve ayrıca katının daha yüksek yoğunluğu nedeniyle yıldızın merkezinde tortu olmalıdır. ve gizli ısıya eklenen potansiyel bir yerçekimi enerjisini dağıtır . Bu nedenle gözlemlediğimiz beyaz cücelerin çoğu, kristalleşme içermeyen modellerin öngördüğünden daha yavaş soğumalı ve bu nedenle önceden düşünülenden daha yaşlı, iki milyar yıla kadar daha yaşlı olmalıdır.
Beyaz cüceler , kütlesi 0,07 ila 10 güneş kütlesi ( M ☉ ) arasında olan ve bir süpernova olarak patlamamış olan ana dizi yıldızlarının yaşamlarının sonunda kalan formunu oluşturacaktır . Hayatlarının sonunda, bu yıldızlar var kaynaşmış onların çoğu hidrojen içine helyum . Yakıttan mahrum kalırlar, yerçekimi etkisi altında kendi üzerlerine çökerler . Çekirdeğin basıncı ve sıcaklığı arttıkça, helyumun erimesi başlar ve daha ağır elementler ve özellikle karbon üretir . Bu yeni enerji, yıldızı şişirir ve daha sonra kırmızı bir dev olur .
Ancak helyum çok çabuk tüketilir; helyum füzyonu sona erdiğinde, yıldızın kasılması yeniden başlar. Düşük kütlesi, karbon füzyonunu başlatmak için yeterli sıcaklık ve basınca ulaşılmasına izin vermez, çekirdek beyaz bir cüceye çökerken, yıldızın dış katmanları bu katı yüzeyden şiddetle sıçrar ve uzaya gezegenimsi bir bulutsu olarak atılır . Bu nedenle, bu işlemin sonucu, esas olarak hidrojen ve helyumdan (ve biraz karbondan) oluşan bir gaz bulutu ile çevrili, füzyon sırasında tüketilmeyen çok sıcak beyaz bir cücedir.
Son olarak, beyaz cücenin bileşimi, geldiği yıldızın ilk kütlesine bağlıdır.
Hertzsprung-Russell diyagramı spektral tip kahverengi cüce Beyaz cüceler kırmızı cüceler alt cüceler Ana sıra (cüceler) alt devler devler Aydınlık Devler süperdev hiperdev Büyüklük mutlak ( MV ) |
Kütlesi yaklaşık 0,5 M'den az olan bir ana dizi yıldızı , çekirdeğindeki helyumun erimesini başlatmak için asla yeterince ısınmayacaktır. Aşan bir süre içinde Evrenin yaşı (~ 13,7 milyar yıl), yıldızın bu tip onun hidrojenin tüm yakmak ve ağırlıklı olarak çekirdek oluşan beyaz helyum cüce, içine evrimini tamamlamak. Arasında beklenen helyum 4 . Bu işlem için gereken süre, gözlemlenen beyaz helyum cücelerinin kaynağının bu olmadığını gösteriyor. Daha ziyade, ikili bir sistemdeki kütle transferinin veya büyük bir gezegensel yoldaştan gelen kütle kaybının sonucudurlar .
Ana dizi yıldızın kütlesi yaklaşık 0.5 ila 8 M arasında ise , çekirdek izin verecek kadar ısınabilir helyum için eriyik halinde karbon ve oksijen "sürecinden reaksiyonu ." Üçlü alfa ”, ancak bu sıcaklık hiçbir zaman ulaşamayacağı sigorta için yeterince yüksek bir karbon halinde neon . Füzyon reaksiyonlarını gerçekleştirdiği dönemin sonuna doğru, böyle bir yıldız, artık bir füzyon reaksiyonuna girmeyen bir karbon-oksijen çekirdeğe, erimiş helyumdan oluşan bir iç çekirdeğe ve ayrıca 'bir dış hidrojen çekirdeğine, ayrıca füzyonda. Hertzsprung-Russell diyagramında devlerin asimptotik dalında yer alacaktır . Daha sonra , sadece karbon-oksijen çekirdeği kalana kadar bir bulutsu oluşturarak dış zarfının çoğunu dışarı atacaktır . Bu süreç, gözlemlenen beyaz cücelerin büyük çoğunluğunu oluşturan beyaz karbon-oksijen cücelerinin kökenindedir.
Bir yıldız yeterince büyükse, çekirdeği karbonun neona, sonra da neonun demire füzyonunu başlatacak kadar yüksek bir sıcaklığa ulaşacaktır . Böyle bir yıldız beyaz cüce olmayacak çünkü erimiş olmayan ve elektronların dejenere edici basıncını destekleyen merkezi çekirdeğinin kütlesi, sonunda dejeneratif basıncın tolere edebileceği maksimum kütleyi aşacaktır. Bu noktada, yıldızın çekirdeği çökecek ve çekirdek çöküşü ile bir tip II süpernovaya patlayacak , bu da kalıntı olarak bir nötron yıldızı , bir kara delik , hatta belki daha da egzotik bir biçimde kompakt bir yıldız bırakacaktır. 8 ile 10 M seviyesinde bir kütleye sahip bazı ana dizi yıldızlı, başlatmak için yeteri kadar büyük, ancak karbon füzyon neon ve magnezyum içine başlatmak için yetersiz bir kütleye sahip olabilir neon kaynaşmasını. . Böyle bir yıldız esas olarak oluşan bir beyaz cüce kalıntı bırakmak için , oksijen , neon, ve magnezyum Resim (1) çekirdek çökmediği ve (2) füzyon örneğin şiddetle oluşmaz. Bir içine yıldız patlar bu süpernovadan . Birkaç izole beyaz cücenin muhtemelen bu türe ait olduğu tespit edilmiş olsa da, bu tür yıldızların varlığına dair kanıtların çoğu "ONEMg" veya "neon nova" adı verilen novalardan gelmektedir. Bu novaların spektrumu, yalnızca maddenin beyaz oksijen-neon-magnezyum cüce tarafından toplanmasıyla açıklanabilen neon, magnezyum ve ara kütlenin diğer elementlerini bol miktarda sunar.
Beyaz cüce bir kez oluştuğunda kararlıdır ve neredeyse süresiz olarak soğumaya devam edecek ve sonunda bir siyah cüceye dönüşecektir . Evrenin genişlemeye devam ettiğini varsayarsak, 10 19 ila 10 20 yıl içinde galaksiler buharlaşacak, yıldızları galaksiler arası boşluğa kaçacak. Beyaz cücelerin genellikle bundan sağ çıkmaları beklenir, ancak aralarında ara sıra meydana gelen bir çarpışma, yeni bir erimiş yıldız veya bir Tip I süpernovaya dönüşecek süper Chandrasekhar kütlesinin beyaz bir cücesini üretebilir . en az 10 32 yıl olduğu bilinen protonun sırası . Birkaç basit büyük birleşme teorisi , 10 49 yıldan daha az bir proton yarılanma ömrü öngörüyor . Bu teoriler geçerli değilse, proton daha karmaşık nükleer süreçlere göre veya sanal bir kara delik içeren kuantum yerçekimi süreçlerine göre bozunabilir ; bu durumlarda hizmet ömrü 10.200 yıla kadar çıkabilir . Protonlar bozunursa, beyaz cücenin kütlesi zamanla çok kademeli olarak azalacaktır, çünkü çekirdeği bozunur , ta ki dejenere olmayan bir madde topu olmak için yeterli kütleyi kaybedip sonra tamamen yok olana kadar.
Beyaz cücenin yıldızı ve gezegen sistemleri , ana yıldızının mirasıdır ve beyaz cüce ile çeşitli şekillerde etkileşime girebilirler. Gözlemler kızılötesi spektroskopi ait Spitzer uzay teleskobu ait NASA merkez yıldızı Helix Nebula toz bulutu varlığı kuyrukluyıldızın çarpışmaları neden olabilir düşündürmektedir. Ortaya çıkan malzeme düşüşlerinin, merkezi yıldızın emisyonlarının nedeni olması mümkündür. 2004'te gerçekleştirilen benzer gözlemler, genç beyaz cüce G29-38'in ( devlerin asimptotik dalından gelen öncüsünden , oluşumunun 500 milyon yaşında olduğu tahmin edilmektedir ) çevresinde bir toz bulutunun varlığını göstermiştir. beyaz cüce tarafından üretilen gelgit kuvvetleri nedeniyle yakınlardan geçen kuyruklu yıldızların sökülmesiyle yaratılmıştır . Beyaz cüce bir yıldız sisteminin parçasıysa (ve bu nedenle yıldız yoldaşları varsa), bir novaya veya tip I süpernovaya dönüşüm de dahil olmak üzere çok çeşitli fenomenler meydana gelebilir.Ayrıca çok düşük enerjili x - ışınları kaynağı olabilir , eğer yüzeyinde nükleer füzyon reaksiyonlarını sürdürmek için arkadaşlarından yeterince hızlı madde alabiliyorsa.
Dönmeyen izole bir beyaz cücenin kütlesi , yaklaşık 1.4M olan Chandrasekhar kütlesini aşamaz . Ancak, içinde beyaz cüceler ikili sistemlerin kendi kütle ve yoğunluğu (artar onların arkadaşı, gelen olursa olsun accrete edebilirsiniz bakınız yukarıdaki ). Kütleleri Chandrasekhar sınırına yaklaştığında, bu teorik olarak beyaz cücede nükleer füzyon reaksiyonlarının patlayıcı ateşlemesine veya bir nötron yıldızına çökmesine yol açabilir . Toplama, tip Ia süpernovalar için şu anda tercih edilen mekanizma olan "tek dejenerasyon modeli"ni sağlar. Bu modelde, beyaz bir karbon-oksijen cücesi, yıldız yoldaşından madde toplayarak kütlesini arttırır ve çekirdeğini sıkıştırır. Isıtma , kütle Chandrasekhar sınırına yaklaştığında karbon füzyonunun tutuşmasına yol açan çekirdeğin sıkıştırılmasından kaynaklanacaktır .
Beyaz cüceyi yerçekiminin etkilerine karşı destekleyen termal basınç değil, beyaz cücenin kuantum dejeneratif basıncı olduğu için, yıldızın içine ısı eklemek sıcaklığını arttırır, ancak basıncını arttırmaz, ayrıca tepkimede beyaz cüceyi genişlemez, bu da ısınmayı yavaşlatır. Bunun yerine, sıcaklıktaki artış, termal olarak yarışan bir süreçte erime reaksiyonunun hızını arttırır. Termonükleer patlama , beyaz cücenin çoğunu saniyeler içinde tüketerek, yıldızı yok eden bir Tip I süpernova patlamasına neden olur.
Bununla birlikte, eliptik gökadalardaki bu tür olayların X-ışını spektrumundaki imzaları karakterize etmek için bir çalışma yapılmıştır. Komşu bir yıldızdan gelen yamyamlık tarafından üretilen tip I süpernovaların %5'inden fazlasını hesaba katmaz.
Süpernovaların tip la (SNIA) astronomi mesafeleri belirlemek için beyaz cüce kullanılması özellikle ilgi çekicidir ve anlamlı örnekleridir. Beyaz cüce bir SN1a'ya dönüştüğünde, önemli mesafelerde görünür hale gelir. Patlamanın fiziksel parametreleri her zaman yakın olduğundan, süpernovaların parlaklık eğrisi yaklaşık olarak aynıdır ve iyi kalibre edilmiştir: oluşumları, onların ve dolayısıyla ev sahibi galaksinin mesafesini doğru bir şekilde değerlendirmeyi mümkün kılar (bunlar standart mumlardır). ).
Diğer mekanizmalarBir de sıkı ikili sistemin maddenin toplanma hemen yakınında beyaz bir cüce iter önce, Chandrasekhar sınırı , hidrojen- zengin yığışımıyla madde yüzeyinde termonükleer patlama daha az yıkıcı tip. Tarafından canlandırılmış içinde ateşleyebilir hidrojenin füzyonu . Beyaz cücenin kalbi sağlam kaldığı için, bu yüzeysel patlamalar, birikim devam ettiği sürece tekrarlanabilir. Bu daha zayıf, tekrarlayan afet fenomenine (klasik) nova denir . Gökbilimciler ayrıca , parlaklıkta klasik novalardan daha küçük ve daha sık zirvelere sahip olan cüce novaları da gözlemlediler . Bunlara, birleşme diskinin bir kısmı yıldız üzerine çöktüğünde füzyondan ziyade yerçekimi potansiyel enerjisinin salınmasından kaynaklandığı düşünülmektedir . Genel olarak, beyaz bir cücenin yıldız arkadaşından gelen maddeyi topladığı ikili sistemlere " felaket değişkenleri " diyoruz . Klasik novalar ve cüce novalar birçok sınıfa ayrılır. Füzyon ve yerçekiminin felaket değişkenleri, X-ışınlarının kaynaklarıdır .
1987'de beyaz cüce G29-38'in spektrumunda bir kızılötesi fazlalık tespit edildi. Bu cismin titreşim modlarının bir analizi, bu fazlalığın, bu yıldızın etrafındaki bir enkaz diskinin varlığından kaynaklandığını göstermiştir. G29-38'den bu yana birkaç benzer sistem tespit edildi: 2016'da 35 tanesi listelendi. Bu enkaz diskleri , ev sahibi beyaz cüce tarafından uygulanan gelgit kuvvetleri tarafından kayalık bir cismin ( asteroid , planetoid veya gezegen ) tahrip edilmesinden sonra oluşmuştur .
Sonuç olarak, beyaz cüce diski oluşturan malzemeyi biriktirir ve ağır elementler (alüminyum, kalsiyum, kalsiyum, demir, nikel, silikon) atmosferini "kirletir". Bu elementler beyaz cücenin spektrumundaki soğurma çizgilerinden sorumludur ve daha sonra enkaz diskinden sorumlu kayalık cismin kimyasal bileşimini belirlemek mümkün hale gelir. İki beyaz cüceden biri, ağır elementlerle ilişkili spektral çizgilerin varlığını gösterir .
2015 yılında Kepler Uzay Teleskobu , beyaz cüce WD 1145 + 017'nin çevresinde çürüyen gezegenler tespit etti . 2019'da "kirli" beyaz cüce SDSS J122859.93 + 104032.9 çevresinde başka bir gezegenimsi tespit edildi . Bu yoğunluk arasında 7.7 ve 39 g / cm 3 , bu eski bir gezegen metal göbeğin kalıntılarından hareket edebileceğini gösterir.
2020 yılında, beyaz cüce parlaklığındaki damla WD 1856 + 534 2019 gözlenen olarak yorumlanır geçiş a dev gezegen olarak adlandırılan, WD 1856b . En fazla 14 Jovian kütlesi ( M J ) kütlesine ve yaklaşık 34 saatlik bir yörünge periyoduna sahiptir . Bu gezegenin yıldızın beyaz cüceye dönüşmesi sırasında gelgit kuvvetlerinden kurtulmuş olması , mevcut yıldız evrimi modellerini ve özellikle ortak bir zarfa sahip ikili modelleri zorlaştırmaktadır .
Bu makale esas olarak Wikipedia'dan İngilizce'ye çevrildiği için, aşağıda sunulan kaynakça esas olarak İngilizce konuşulan literatüre atıfta bulunmaktadır.
Genel