Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Beyaz cüce, termonükleer reaksiyonların meydana geldiği aşamadan sonra orta kütleli (maksimum üç ila dört güneş kütlesi) bir yıldızın evriminden kaynaklanan küçük ama yüksek yoğunluğa sahip yaşlı bir yıldızdır. Yüksek yüzey sıcaklığına rağmen çok düşük bir parlaklığa sahiptir ve bu nedenle Hertzsprung-Russell diyagramında ana kolun çok aşağısında yer alır. Kütlesi 8 kata kadar azaldığı halde yüksek yüzey sıcaklığını uzun süre koruduğundan "beyaz cüce" olarak adlandırılır.
Güneş benzeri bir yıldız, nükleer yakıtını tükettikten sonra kırmızı dev olur. Kırmızı dev aşamasında çok genişleyen yıldız, beyaz cüce olurken içe doğru çökümü, yıldızın çekirdeğinin etrafında bulunan helyumun daha çok sıkışmasına ve belli bir aşamadan sonra da patlamasına yol açar daha sonra dış katmanlarını uzaya püskürtür ve geriye kalan parçası beyaz cücedir. Yıldızın savurduğu maddeler, gezegenimsi bulutsu hâlini alır. Kütlesi bunun üzerindeki bir değere sahip olan yıldızlar da Nötron yıldızına dönüşürler.
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 basıncıdır, bu sebeple beyaz cüceler çok yoğundur. Dejenere basıncının fiziğinden yapılan hesaplamalara göre dönmeyen bir beyaz cücenin kendi içine çökmeden alabileceği maksimum kütle 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 süpernova halinde patlar. SN 1006 buna bir örnek olarak gösterilebilir.
Bir beyaz cüce ilk oluştuğunda oldukça sıcaktır, ama herhangi bir enerji kaynağı olmadığından zamanla ısı yayarak soğumaya başlar. Bu başta yüksek 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 cüceye dönüşür. Fakat yapılan hesaplamalara göre bir beyaz cücenin bir kara cüceye dönüşme süresi evrenin yaşından daha büyüktür, bu nedenle evrende hiçbir kara cüce olmadığı düşünülür. Bilinen en yaşlı beyaz cüceler hala birkaç bin kelvin sıcaklığına sahiptir.
Keşif
Keşfedilen ilk beyaz cüce, içinde parlak yıldızı, beyaz cücesi ve kırmızı cüce yıldızı olan adlı üçlü yıldız sisteminde bulundu. 40 Eridani B/C ikilisi ilk William Herschel tarafından 31 Ocak 1783 yılında bulundu. 1910 yılında , Edward Charles Pickering ve Williamina Fleming düşük parlaklığa sahip bir yıldız olmasına rağmen 40 Eridani B yıldızının A spektral tipinden olduğunu buldular (yani beyaz). 1939 yılında Russel bu buluşa tekrar göz attı:
Arkadaşım Profesör Edward C. Pickering'i ziyaret ediyordum. Karakteristik nazikliğiyle ben ve Hinksin Cambridgde yıldız paralaksı 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.
40 Eridani B yıldızının tayf türü resmi olarak 1914 yılında Walter Adams tarafından tanımlandı
Sirius yıldızının beyaz cüce bileşeni, Sirius B, ikinci olarak keşfedilen beyaz cücedir. 19. yy boyunca, bazı yıldızların konum ölçümleri küçük değişiklikleri ölçebilecek kadar hassas hale geldi. Friedrich Bessel Sirius (α Canis Majoris) ve Procyon (α Canis Minoris) yıldızlarının dönemsel olarak konum değiştirdiklerini belirledi ve 1844 yılında her iki yıldıza ait görünmeyen bileşenler olduğunu saptadı.
Bessel, Sirius'un ikinci bileşeninin dönemini yaklaşık olarak yarım yüzyıl olarak tahmin etti.
Bileşimi ve yapısı
Beyaz cücelerin tahmini kütleleri en az 0,17 M☉ ve en çok 1,33 M☉ olmasına rağmen, kütle dağılımı 0,6 M☉ civarında yoğunluk gösterir ve ekseriyeti 0,5 ila 0,7 M☉ aralığındadır. Gözlemlenen beyaz cücelerin tahmini yarıçapları tipik olarak Güneş'in yarıçapının %0,8–2'si arasındadır. Bu, Güneş yarıçapının %0,9'u kadar olan Dünya yarıçapıyla karşılaştırılabilir. Daha açık bir ifadeyle bir beyaz cüce Güneş'e yakın bir kütleyi, Güneş'ten bir milyon kat daha küçük bir hacme sığdırıyor denilebilir. Bu nedenle beyaz cücedeki ortalama madde yoğunluğu, Güneş'in ortalama yoğunluğundan kabaca 1.000.000 kat daha fazla, yani yaklaşık 106 g/cm3 veya santimetre küp başına 1 ton olmalıdır. Tipik bir beyaz cücenin yoğunluğu 104 - 107 g/cm3 arasındadır. Beyaz cüceler sadece nötron yıldızları, kuark yıldızları (varsayımsal) ve kara delikler gibi diğer sıkışık nesneler tarafından aşılan, bilinen en yoğun madde formudur.
Beyaz cücelerin, keşfedildikten kısa bir süre sonra son derece yoğun oldukları anlaşıldı. Sirius B veya 40 Eridani B gibi bir yıldız ikili sistemde ise, ikili yörüngenin gözlemleriyle kütlesini tahmin etmek mümkündür. Bu gözlem, Sirius B için 1910'da yapıldı ve 0,94 M☉ tahmini bir kütle değeri elde edildi, ki bu daha güncel bir tahmin olan 1,00 M☉ ile uyumludur. Daha sıcak cisimler daha soğuk olanlardan daha fazla enerji yaydıkları için bir yıldızın yüzey parlaklığı, etkin yüzey sıcaklığından tahmin edilebilir ve bu da spektrumundan elde edilir. Yıldızın mesafesi biliniyorsa, mutlak parlaklığı da tahmin edilebilir. Mutlak parlaklık ve mesafeden, yıldızın yüzey alanı ve yarıçapı hesaplanabilir. Bu tür bir akıl yürütme, o zamanlar astronomlar için şaşırtıcı olan, görece yüksek sıcaklıkları ve görece düşük mutlak parlaklıkları nedeniyle Sirius B ve 40 Eridani B'nin çok yoğun olması gerektiğinin farkına varılmasına yol açtı. 1916'da birçok görsel ikili yıldızın yoğunluğunu tahmin ettiğinde, 40 Eridani B'nin Güneş'in yoğunluğundan 25.000 kat daha fazla yoğunluğa sahip olduğunu buldu. Bu değer o kadar yüksekti ki bunu "imkansız" olarak nitelendirdi.
A.S. Eddington'ın 1924 yılında belirttiği gibi bu düzeydeki yoğunluklar, genel görelilik kuramına göre Sirius B'den gelen ışığın kütleçekimsel olarak gerektiğini gösteriyordu. Bu tespit, 1925 yılında Adams'ın bu kırmızıya kaymayı ölçmesiyle doğrulandı.
Yaşanabilirlik
Yüzey sıcaklığı 10.000 Kelvin'den az olan beyaz cücelerin, yaklaşık olarak 0,005 ila 0,02 AU arasında bir mesafede, 3 milyar yıldan fazla sürecek bir yaşanabilir bölgeye sahip olabileceği öne sürülmüştür. Bu mesafe o kadar yakındır ki, yaşanabilir gezegenler kütleçekimsel olarak kilitli olacaktır. Amaç, içe doğru göç etmiş veya orada oluşmuş olabilecek varsayımsal Dünya benzeri gezegenlerin araştırmaktır. Beyaz cücenin bir gezegenle benzer bir büyüklüğe sahip olması nedeniyle, bu tür geçişler güçlü örtülmelere neden olur. Daha yeni araştırmalar bu fikri şüpheye düşürmektedir, çünkü varsayımsal gezegenlerin ana yıldızlarına yakın yörüngeleri, onları güçlü gelgit kuvvetlerine maruz bırakacak ve sera etkisi tetikleyerek yaşanmaz hale getirecektir. Bu fikre yönelik önerilen bir başka kısıtlama da gezegenlerin kökenidir. Beyaz cücenin çevresindeki yığılma diski oluşumunu bir kenara bırakırsak, bir gezegenin bu tür yıldızların çevresinde yakın bir yörüngeye yerleşebilmesinin iki yolu olabilir. Yıldızın kırmızı dev evresinde yutulmadan içe doğru sarmal çizmek veya beyaz cüce oluştuktan sonra içe doğru göç etmek. İlk durum düşük kütleli cisimler için pek olası değildir, çünkü yıldızları tarafından yutulmaktan kurtulmaları pek mümkün olmaz. İkinci durumda ise gezegenler, beyaz cüce ile gelgit etkileşimleri yoluyla o kadar çok yörünge enerjisini ısı olarak atmak zorunda kalacaklardır ki, muhtemelen yaşanmaz bir kor haline geleceklerdir.
Kaynakça
- ^ (Basın açıklaması). . 17 Nisan 2007. 22 Nisan 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Nisan 2007.
- ^ Liebert, J.; Bergeron, P.; Eisenstein, D.; Harris, H. C.; Kleinman, S. J.; Nitta, A.; Krzesinski, J. (2004). "A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass". The Astrophysical Journal. 606 (2). ss. L147. arXiv:astro-ph/0404291 $2. Bibcode:2004ApJ...606L.147L. doi:10.1086/421462.
- ^ . www.astronomy.ohio-state.edu. 31 Mart 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Mart 2021.
- ^ a b . spiff.rit.edu. 20 Ekim 2003 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Mart 2021.
- ^ Spergel, D. N.; Bean, R.; Doré, O.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Komatsu, E.; Page, L.; Peiris, H. V. (1 Haziran 2007). "Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology". The Astrophysical Journal Supplement Series (İngilizce). 170 (2): 377. doi:10.1086/513700. ISSN 0067-0049. 25 Aralık 2018 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 19 Mart 2021.
- ^ a b Johnson, J. (2007). "Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars". Lecture notes, Astronomy 162. Ohio Eyalet Üniversitesi. 31 Mart 2012 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 17 Ekim 2011.
- ^ Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P. (2001). "The potential of white dwarf cosmochronology". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (782): 409-435. Bibcode:2001PASP..113..409F. doi:10.1086/319535.
- ^ Herschel, William (1 Ocak 1785). "VI. Catalogue of double stars". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 75: 40-126. doi:10.1098/rstl.1785.0006. 16 Nisan 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 19 Mart 2021.
- ^ Holberg, J. B. (Aralık 2005). "How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs". American Astronomical Society Meeting Abstracts (İngilizce). 207: 205.01. 14 Şubat 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 19 Mart 2021.
- ^ Adams, W. S. (1 Ekim 1914). "AN A-TYPE STAR OF VERY LOW LUMINOSITY". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 26 (155): 198-198. doi:10.1086/122337. ISSN 0004-6280. 24 Ekim 2022 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 12 Şubat 2024.
- ^ a b "XII. Extract from the Translation of a Letter from Professor Bessel, dated Konigsberg, 10th of August, 1844. On the Variations of the Proper Motions of Procyon and Sirius". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (İngilizce). 6 (11): 136-141. 13 Aralık 1844. doi:10.1093/mnras/6.11.136a. ISSN 0035-8711. 17 Kasım 2022 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 12 Şubat 2024.
- ^ Kilic, M.; Allende Prieto, C.; Brown, Warren R.; Koester, D. (2007). "The lowest mass white dwarf". The Astrophysical Journal. 660 (2): 1451-1461. arXiv:astro-ph/0611498 $2. Bibcode:2007ApJ...660.1451K. doi:10.1086/514327.
- ^ ; Kleinman, S.J.; Nitta, A.; Koester, D.; Castanheira, B.G.; Giovannini, O.; Costa, A.F.M.; Althaus, L. (2007). "White dwarf mass distribution in the SDSS". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 375 (4): 1315-1324. arXiv:astro-ph/0612277 $2. Bibcode:2007MNRAS.375.1315K. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x.
- ^ Shipman, H.L. (1979). "Masses and radii of white-dwarf stars. III – Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars". The Astrophysical Journal. 228: 240. Bibcode:1979ApJ...228..240S. doi:10.1086/156841.
- ^ Sandin, F. (2005). (PDF) (Licentiate tez). Luleå University of Technology. 15 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Ağustos 2011.
- ^ Boss, L. (1910). Preliminary General Catalogue of 6188 stars for the epoch 1900. Carnegie Institution of Washington. Bibcode:1910pgcs.book.....B. LCCN 10009645 – Archive.org vasıtasıyla.
- ^ Liebert, James; Young, P. A.; Arnett, D.; Holberg, J. B.; Williams, K. A. (2005). "The age and progenitor mass of Sirius B". The Astrophysical Journal. 630 (1): L69. arXiv:astro-ph/0507523 $2. Bibcode:2005ApJ...630L..69L. doi:10.1086/462419.
- ^ Öpik, E. (1916). "The densities of visual binary stars". The Astrophysical Journal. 44: 292. Bibcode:1916ApJ....44..292O. doi:10.1086/142296.
- ^ Eddington, A. S. (1924). "On the relation between the masses and luminosities of the stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 84 (5): 308-333. Bibcode:1924MNRAS..84..308E. doi:10.1093/mnras/84.5.308.
- ^ Adams, W. S. (1925). "The Relativity Displacement of the Spectral Lines in the Companion of Sirius". Proceedings of the National Academy of Sciences. 11 (7): 382-387. Bibcode:1925PNAS...11..382A. doi:10.1073/pnas.11.7.382. (PMC) 1086032 $2. (PMID) 16587023.
- ^ Agol, Eric (2011). "Transit Surveys for Earths in the Habitable Zones of White Dwarfs". The Astrophysical Journal Letters. 635 (2): L31. arXiv:1103.2791 $2. Bibcode:2011ApJ...731L..31A. doi:10.1088/2041-8205/731/2/L31.
- ^ Barnes, Rory; Heller, René (2011). "Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary". Astrobiology. 13 (3): 279-291. arXiv:1211.6467 $2. Bibcode:2013AsBio..13..279B. doi:10.1089/ast.2012.0867. (PMC) 3612282 $2. (PMID) 23537137.
- ^ Nordhaus, J.; Spiegel, D.S. (2013). "On the orbits of low-mass companions to white dwarfs and the fates of the known exoplanets". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 432 (1): 500-505. arXiv:1211.1013 $2. Bibcode:2013MNRAS.432..500N. doi:10.1093/mnras/stt569.
Dış bağlantılar
- NASA9 Kasım 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- Teknik Bilgiler14 Nisan 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Beyaz cuce termonukleer reaksiyonlarin meydana geldigi asamadan sonra orta kutleli maksimum uc ila dort gunes kutlesi bir yildizin evriminden kaynaklanan kucuk ama yuksek yogunluga sahip yasli bir yildizdir Yuksek yuzey sicakligina ragmen cok dusuk bir parlakliga sahiptir ve bu nedenle Hertzsprung Russell diyagraminda ana kolun cok asagisinda yer alir Kutlesi 8 kata kadar azaldigi halde yuksek yuzey sicakligini uzun sure korudugundan beyaz cuce olarak adlandirilir Hubble Uzay Teleskobu yla elde edilmis Sirius A ve Sirius B nin goruntusu Beyaz cuce olan Sirius B cok daha parlak olan Sirius A nin sol altinda sonuk bir nokta olarak gorulmektedir Gunes benzeri bir yildiz nukleer yakitini tukettikten sonra kirmizi dev olur Kirmizi dev asamasinda cok genisleyen yildiz beyaz cuce olurken ice dogru cokumu yildizin cekirdeginin etrafinda bulunan helyumun daha cok sikismasina ve belli bir asamadan sonra da patlamasina yol acar daha sonra dis katmanlarini uzaya puskurtur ve geriye kalan parcasi beyaz cucedir Yildizin savurdugu maddeler gezegenimsi bulutsu halini alir Kutlesi bunun uzerindeki bir degere sahip olan yildizlar da Notron yildizina donusurler Beyaz cucelerde artik fuzyon reaksiyonlari gerceklesmez yani yildizin enerji kaynagi kalmamistir Bu nedenle kendi kutlecekiminin kendisini ice dogru sikistirmasina diger yildizlar gibi karsi koyamaz Beyaz cucelerde kutlecekimine karsi koyan tek sey dejenere elektron basincidir bu sebeple beyaz cuceler cok yogundur Dejenere basincinin fiziginden yapilan hesaplamalara gore donmeyen bir beyaz cucenin kendi icine cokmeden alabilecegi maksimum kutle Chandrasekhar limitidir yaklasik 1 44 Gunes kutlesi bu limitten sonra dejenere basinci da beyaz cuceyi ayakta tutmaya yetmez Genelde yakinlardaki yildizlardan emilen kutle sayesinde bu limite ulasan bir karbon oksijen beyaz cucesi karbon patlamasi denen bir surecte bir supernova halinde patlar SN 1006 buna bir ornek olarak gosterilebilir Bir beyaz cuce ilk olustugunda oldukca sicaktir ama herhangi bir enerji kaynagi olmadigindan zamanla isi yayarak sogumaya baslar Bu basta yuksek renk sicakligina sahip olan radyasyonunun yavasca kirmiziya kaymasi anlamina gelir Uzun zaman sonra bir beyaz cuce sogudukca materyali kristalize olmaya baslayacaktir Yildizin dusuk sicakligi artik cok fazla isik ve isi yaymayacagi anlamina gelir ve yavasca soguk bir kara cuceye donusur Fakat yapilan hesaplamalara gore bir beyaz cucenin bir kara cuceye donusme suresi evrenin yasindan daha buyuktur bu nedenle evrende hicbir kara cuce olmadigi dusunulur Bilinen en yasli beyaz cuceler hala birkac bin kelvin sicakligina sahiptir KesifKesfedilen ilk beyaz cuce icinde parlak yildizi beyaz cucesi ve kirmizi cuce yildizi olan adli uclu yildiz sisteminde bulundu 40 Eridani B C ikilisi ilk William Herschel tarafindan 31 Ocak 1783 yilinda bulundu 1910 yilinda Edward Charles Pickering ve Williamina Fleming dusuk parlakliga sahip bir yildiz olmasina ragmen 40 Eridani B yildizinin A spektral tipinden oldugunu buldular yani beyaz 1939 yilinda Russel bu bulusa tekrar goz atti Arkadasim Profesor Edward C Pickering i ziyaret ediyordum Karakteristik nazikligiyle ben ve Hinksin Cambridgde yildiz paralaksi gozlemlerimizde buldugu butun yildizlarin spektralarini gozlemlemek icin gonullu olmustu Bu rutin gozuken is sonucunda cok ise yaradi Bu veriler butun solgun mutlak buyukluge sahip olan yildizlarin M spektra sinifina girdigi kesfine yol acti Bu konuyu konusurken Pickeringe ozellikle 40 Eridani B yildizindan bahsederek baska solgun yildizlar ile alakali sordum Sonrasinda gozlemevi ofisine bir not yolladi ve cok kisa bir zaman sonra bu yildizin spektra tipinin A oldugu bilgisi geri ulasti O gunlerde bile bizim dusundugumuz yuzey parlakliklariyla yogunluklar arasinda bir tutarsizlik olacagini fark etmeye yeticek bilgim vardi Bu buyuk istisna karsisinda oldukca saskina ugradigimi belirtmistim ama Pickering bana gulup tam olarak bu istisnalar bizim bilgimizi arttirmamizi sagliyor diye cevap verdi Sonrasinda beyaz cuceler arastirma konusu oldular 40 Eridani B yildizinin tayf turu resmi olarak 1914 yilinda Walter Adams tarafindan tanimlandi Sirius yildizinin beyaz cuce bileseni Sirius B ikinci olarak kesfedilen beyaz cucedir 19 yy boyunca bazi yildizlarin konum olcumleri kucuk degisiklikleri olcebilecek kadar hassas hale geldi Friedrich Bessel Sirius a Canis Majoris ve Procyon a Canis Minoris yildizlarinin donemsel olarak konum degistirdiklerini belirledi ve 1844 yilinda her iki yildiza ait gorunmeyen bilesenler oldugunu saptadi Bessel Sirius un ikinci bileseninin donemini yaklasik olarak yarim yuzyil olarak tahmin etti Bilesimi ve yapisiHertzsprung Russell diyagrami Tayf tipi O B A F G K M L T Kahverengi cuceler Beyaz cuceler Kirmizi cuceler Alt cuceler Ana kol cuceler Alt devler Devler Kirmizi devler Mavi devler Parlak devler Ust devler Kirmizi ust dev Ustun devler mutlak parlaklik MV Beyaz cucelerin tahmini kutleleri en az 0 17 M ve en cok 1 33 M olmasina ragmen kutle dagilimi 0 6 M civarinda yogunluk gosterir ve ekseriyeti 0 5 ila 0 7 M araligindadir Gozlemlenen beyaz cucelerin tahmini yaricaplari tipik olarak Gunes in yaricapinin 0 8 2 si arasindadir Bu Gunes yaricapinin 0 9 u kadar olan Dunya yaricapiyla karsilastirilabilir Daha acik bir ifadeyle bir beyaz cuce Gunes e yakin bir kutleyi Gunes ten bir milyon kat daha kucuk bir hacme sigdiriyor denilebilir Bu nedenle beyaz cucedeki ortalama madde yogunlugu Gunes in ortalama yogunlugundan kabaca 1 000 000 kat daha fazla yani yaklasik 106 g cm3 veya santimetre kup basina 1 ton olmalidir Tipik bir beyaz cucenin yogunlugu 104 107 g cm3 arasindadir Beyaz cuceler sadece notron yildizlari kuark yildizlari varsayimsal ve kara delikler gibi diger sikisik nesneler tarafindan asilan bilinen en yogun madde formudur Beyaz cucelerin kesfedildikten kisa bir sure sonra son derece yogun olduklari anlasildi Sirius B veya 40 Eridani B gibi bir yildiz ikili sistemde ise ikili yorungenin gozlemleriyle kutlesini tahmin etmek mumkundur Bu gozlem Sirius B icin 1910 da yapildi ve 0 94 M tahmini bir kutle degeri elde edildi ki bu daha guncel bir tahmin olan 1 00 M ile uyumludur Daha sicak cisimler daha soguk olanlardan daha fazla enerji yaydiklari icin bir yildizin yuzey parlakligi etkin yuzey sicakligindan tahmin edilebilir ve bu da spektrumundan elde edilir Yildizin mesafesi biliniyorsa mutlak parlakligi da tahmin edilebilir Mutlak parlaklik ve mesafeden yildizin yuzey alani ve yaricapi hesaplanabilir Bu tur bir akil yurutme o zamanlar astronomlar icin sasirtici olan gorece yuksek sicakliklari ve gorece dusuk mutlak parlakliklari nedeniyle Sirius B ve 40 Eridani B nin cok yogun olmasi gerektiginin farkina varilmasina yol acti 1916 da bircok gorsel ikili yildizin yogunlugunu tahmin ettiginde 40 Eridani B nin Gunes in yogunlugundan 25 000 kat daha fazla yogunluga sahip oldugunu buldu Bu deger o kadar yuksekti ki bunu imkansiz olarak nitelendirdi A S Eddington in 1924 yilinda belirttigi gibi bu duzeydeki yogunluklar genel gorelilik kuramina gore Sirius B den gelen isigin kutlecekimsel olarak gerektigini gosteriyordu Bu tespit 1925 yilinda Adams in bu kirmiziya kaymayi olcmesiyle dogrulandi YasanabilirlikYuzey sicakligi 10 000 Kelvin den az olan beyaz cucelerin yaklasik olarak 0 005 ila 0 02 AU arasinda bir mesafede 3 milyar yildan fazla surecek bir yasanabilir bolgeye sahip olabilecegi one surulmustur Bu mesafe o kadar yakindir ki yasanabilir gezegenler kutlecekimsel olarak kilitli olacaktir Amac ice dogru goc etmis veya orada olusmus olabilecek varsayimsal Dunya benzeri gezegenlerin arastirmaktir Beyaz cucenin bir gezegenle benzer bir buyukluge sahip olmasi nedeniyle bu tur gecisler guclu ortulmelere neden olur Daha yeni arastirmalar bu fikri supheye dusurmektedir cunku varsayimsal gezegenlerin ana yildizlarina yakin yorungeleri onlari guclu gelgit kuvvetlerine maruz birakacak ve sera etkisi tetikleyerek yasanmaz hale getirecektir Bu fikre yonelik onerilen bir baska kisitlama da gezegenlerin kokenidir Beyaz cucenin cevresindeki yigilma diski olusumunu bir kenara birakirsak bir gezegenin bu tur yildizlarin cevresinde yakin bir yorungeye yerlesebilmesinin iki yolu olabilir Yildizin kirmizi dev evresinde yutulmadan ice dogru sarmal cizmek veya beyaz cuce olustuktan sonra ice dogru goc etmek Ilk durum dusuk kutleli cisimler icin pek olasi degildir cunku yildizlari tarafindan yutulmaktan kurtulmalari pek mumkun olmaz Ikinci durumda ise gezegenler beyaz cuce ile gelgit etkilesimleri yoluyla o kadar cok yorunge enerjisini isi olarak atmak zorunda kalacaklardir ki muhtemelen yasanmaz bir kor haline geleceklerdir Kaynakca Basin aciklamasi 17 Nisan 2007 22 Nisan 2007 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 20 Nisan 2007 Liebert J Bergeron P Eisenstein D Harris H C Kleinman S J Nitta A Krzesinski J 2004 A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass The Astrophysical Journal 606 2 ss L147 arXiv astro ph 0404291 2 Bibcode 2004ApJ 606L 147L doi 10 1086 421462 www astronomy ohio state edu 31 Mart 2012 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 19 Mart 2021 a b spiff rit edu 20 Ekim 2003 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 19 Mart 2021 Spergel D N Bean R Dore O Nolta M R Bennett C L Dunkley J Hinshaw G Jarosik N Komatsu E Page L Peiris H V 1 Haziran 2007 Three Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP Observations Implications for Cosmology The Astrophysical Journal Supplement Series Ingilizce 170 2 377 doi 10 1086 513700 ISSN 0067 0049 25 Aralik 2018 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 19 Mart 2021 a b Johnson J 2007 Extreme Stars White Dwarfs amp Neutron Stars Lecture notes Astronomy 162 Ohio Eyalet Universitesi 31 Mart 2012 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 17 Ekim 2011 Fontaine G Brassard P Bergeron P 2001 The potential of white dwarf cosmochronology Publications of the Astronomical Society of the Pacific 113 782 409 435 Bibcode 2001PASP 113 409F doi 10 1086 319535 Herschel William 1 Ocak 1785 VI Catalogue of double stars Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75 40 126 doi 10 1098 rstl 1785 0006 16 Nisan 2021 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 19 Mart 2021 Holberg J B Aralik 2005 How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs American Astronomical Society Meeting Abstracts Ingilizce 207 205 01 14 Subat 2021 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 19 Mart 2021 Adams W S 1 Ekim 1914 AN A TYPE STAR OF VERY LOW LUMINOSITY Publications of the Astronomical Society of the Pacific 26 155 198 198 doi 10 1086 122337 ISSN 0004 6280 24 Ekim 2022 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 12 Subat 2024 a b XII Extract from the Translation of a Letter from Professor Bessel dated Konigsberg 10th of August 1844 On the Variations of the Proper Motions of Procyon and Sirius Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Ingilizce 6 11 136 141 13 Aralik 1844 doi 10 1093 mnras 6 11 136a ISSN 0035 8711 17 Kasim 2022 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 12 Subat 2024 Kilic M Allende Prieto C Brown Warren R Koester D 2007 The lowest mass white dwarf The Astrophysical Journal 660 2 1451 1461 arXiv astro ph 0611498 2 Bibcode 2007ApJ 660 1451K doi 10 1086 514327 Kleinman S J Nitta A Koester D Castanheira B G Giovannini O Costa A F M Althaus L 2007 White dwarf mass distribution in the SDSS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 375 4 1315 1324 arXiv astro ph 0612277 2 Bibcode 2007MNRAS 375 1315K doi 10 1111 j 1365 2966 2006 11388 x Shipman H L 1979 Masses and radii of white dwarf stars III Results for 110 hydrogen rich and 28 helium rich stars The Astrophysical Journal 228 240 Bibcode 1979ApJ 228 240S doi 10 1086 156841 Sandin F 2005 PDF Licentiate tez Lulea University of Technology 15 Agustos 2011 tarihinde kaynagindan PDF arsivlendi Erisim tarihi 20 Agustos 2011 Boss L 1910 Preliminary General Catalogue of 6188 stars for the epoch 1900 Carnegie Institution of Washington Bibcode 1910pgcs book B LCCN 10009645 Archive org vasitasiyla Liebert James Young P A Arnett D Holberg J B Williams K A 2005 The age and progenitor mass of Sirius B The Astrophysical Journal 630 1 L69 arXiv astro ph 0507523 2 Bibcode 2005ApJ 630L 69L doi 10 1086 462419 Opik E 1916 The densities of visual binary stars The Astrophysical Journal 44 292 Bibcode 1916ApJ 44 292O doi 10 1086 142296 Eddington A S 1924 On the relation between the masses and luminosities of the stars Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 84 5 308 333 Bibcode 1924MNRAS 84 308E doi 10 1093 mnras 84 5 308 Adams W S 1925 The Relativity Displacement of the Spectral Lines in the Companion of Sirius Proceedings of the National Academy of Sciences 11 7 382 387 Bibcode 1925PNAS 11 382A doi 10 1073 pnas 11 7 382 PMC 1086032 2 PMID 16587023 Agol Eric 2011 Transit Surveys for Earths in the Habitable Zones of White Dwarfs The Astrophysical Journal Letters 635 2 L31 arXiv 1103 2791 2 Bibcode 2011ApJ 731L 31A doi 10 1088 2041 8205 731 2 L31 Barnes Rory Heller Rene 2011 Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs The Perils of a Cooling Primary Astrobiology 13 3 279 291 arXiv 1211 6467 2 Bibcode 2013AsBio 13 279B doi 10 1089 ast 2012 0867 PMC 3612282 2 PMID 23537137 Nordhaus J Spiegel D S 2013 On the orbits of low mass companions to white dwarfs and the fates of the known exoplanets Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 432 1 500 505 arXiv 1211 1013 2 Bibcode 2013MNRAS 432 500N doi 10 1093 mnras stt569 Dis baglantilarNASA9 Kasim 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde Teknik Bilgiler14 Nisan 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde