BEYAZ CÜCE NEDİR?
Bir kez kırmızı dev oluşunca, yıldızı çekim güçlerine karşı dengede tutan iç ısısını sağlayan füzyon enerjisinin çoğu, özellikle son zamanlarda pek hızla harcandığından bitmiş olur. Birkaç milyon yıl geçtikten soma artık yıldız kendisini çekim güçlerine karşı dengeleyip genleştiremez.
Eğer bu noktada düşünmeyi kesersek, bunun doğru olduğunu görürüz. Eğer kırmızı devler uzun sürelerle kalsalardı, gökyüzünde sayıları çok olurdu. Kütlesi büyük olan her yıldız sonunda kırmızı dev haline gelir ve orada öylece kalırdı. Oysa ki, kırmızı devlerin sayısı azdır. Bunun anlamı, nisbeten kısa var oluş süresinden sonra onların kırmızı dev olarak ortadan kalkmaları demektir.
Bir kırmızı devin artık genleşmek üzere gerekli enerjisi kalmayınca onun çökmesi gerekir. Ancak bu büzülme ana sıralama üzerindeki sıradan bir yıldız büyüklüğüne kadar değil, daha ötesine kadar sürer. Ve yıldız aşırı derecede küçük, cüce bir yıldız şekline girer. Gökbilimciler böyle cüce yıldızların var oluşunu, daha yıldızların zamanla değişmesini (ya da yıldızların evrimi’ta) anlamadan ve kırmızı devlerin varlığını keşfetmeden önce sezinlemişlerdir.
İlk kez bir yıldızın gerçek uzaklığım hesaplayan gökbilimci olan F.W. Bessel, 1844 yılında Sirius’un devinimini inceliyordu. Normalde yıldızlar kendine özgü devinimlerini yaparken pek ağır ağır düz bir hat üzerinde hareket ederler. Oysa, Bessel’in Sirius yıldızında saptamış olduğu, dalgalı bir devinimdi. Bessel, bu tuhaf durum üzerinde kafa yordu ve yıldızı dikkati çekecek kadar yolundan uzaklaştırabilen şeyin ancak bir başka yıldız olabileceği sonucuna vardı.
Sirius’un tek bir yıldız değil de, bir çiftyıldız olduğunu varsayalım. Bu durumda Sirius ve “arkadaşı” uzayda birlikte devineceklerdi. Ancak bunu yaparlarken ortak bir ağırlık merkezinin çevresinde dönüyor olacaklardı. Bu ağırlık merkezi uzayda doğru hat çizen bir yeri işaretleyecekti. Sirius ağırlık merkezinin bir tarafında iken arkadaşı öteki tarafta olacak ve sonra iki yıldız yer değiştireceklerdi. Eğer Sirius ve arkadaşı olan yıldız, ağırlık merkezinin çevresinde elli yılda bir dönüyorlar ve Sirius arkadaşından 2 katı daha fazla kütleli ise, bu da Sirius’un çizdiği yol üzerinde birtakım dalgalanmalara neden olacaktı.
Ama niçin Bessel bu arkadaş yıldızı görememişti? Bu sorunun mantıklı nedeni, arkadaş yıldızın yanmış bir gökcismi türünde olmasıydı. O sıralarda insanlar yıldızlara enerji sağlayan kaynağı bilmiyorlardı. Ancak kaynak her ne olursa olsun, Bessel bu
kaynağın kullanılıp bittiğini ve yıldızın başlangıçtaki kütlesinde bulunup ağırlık merkezi çevresinde dönmesine karşın, onun soğuk ve karanlık bir gökcismi olduğunu düşündü. Bu yıldıza “karanlık arkadaş” denildi ve daha sonra Bessel onun yerini saptadı. Öncü adlı yıldızın da karanlık bir arkadaşı vardı.
Daha sonra 1862 yılında Amerikalı gökbilimci Alvan Graham Clark (1832-1897) yeni teleskobunu test ederken Sirius’un yakınındaki sönük ışığın içinde bir parıldayışın gerçekleştiğine dikkat etti. Başlangıçta bunu teleskobunda bir defo sandı. Ama gökbilimcinin somaki incelemeleri, sönük bir yıldızı görmekte olduğunu ortaya koydu. Aslında Clark, kadiri 7,1 olan Sirius’un arkadaşına bakmaktaydı. Bu, teleskopsuz olarak kesinlikle görülmeyecek denli sönük ve belki de Sirius’un 1/8.000’ü kadar parlaklıkta bir yıldızdı. Ama, karanlık ve soğuk değildi. Şu halde Sirius’un “sönük arkadaşı” diye adlandırılmalıydı. Daha da uygunu, Sirius’un kendisine Sirius A ve bu yıldıza da Sirius B demek olacaktı.
1896 yılında Alman Amerikalı gökbilimci John Martin Schaeberle (1853-1924), Öncü yıldızının “arkadaş”ım saptadı. Şimdi Öncü B diye adlandırılan bu yıldız Sirius B’ninkinin yarısı kadar bir kütleye sahipti ve Sirius B’den daha da sönüktü.
Şu anda Sirius B yıldızını düşünelim. Onun Sirius A’ya yaptığı etkiye bakarak onun aşağı yukarı güneşimiz kadar kütleli olduğu sonucunu çıkarabiliriz. Oysa parlaklığı, güneşimizin parlaklığının 1/130’u kadardır.
Bu buluşların yapılmasından birkaç onyıl geçtikten, soma kütle ve parlaklıklar üzerinde çalışıldı. Bunların sonuçları gerçekten şaşırtıcıydı. Kütlesi güneşimizinki kadar olan bir yıldızın güneş kadar parlaklıkta olması gerekiyordu. Oysa ki, bu durum 1900’lü yılların başlarında henüz anlaşılamamıştı. Bu yüzden gökbilimcileri rahatsız etmiyordu.
Gökbilimcileri rahatsız eden şey, eğer Sirius B yıldızı güneşimizden böylesine az parlaklıkta ise, onun soğuk olması ve kırmızı bir ışık vererek parlaması gerekliliğiydi. Oysa bunun yerine Sirius B yıldızı, aynen Sirius A gibi beyaz ışık vererek parlıyordu. Şimdi gerekli olan Sirius B’den gelen ışığın tayfımn elde edilmesiydi. Orada, ışığın renklerinin yayılışı ve koyu renkli çizgilerin var oluşu ile yıldızın yüzey sıcaklığı kararlaştırılabilirdi.
İlk kez Venüz gezegeninin atmosferindeki karbon dioksidi saptamış olan Amerikalı gökbilimci W.S. Adams, 1915 yılında Sirius B yıldızından bir tayf almayı başarabildi. Onu pek şaşırtan şekilde Sirius B yıldızının yüzey sıcaklığı 10.000°C idi. Bu sıcaklık Sirius A’mn yüzey sıcaklığına eşitken bizim güneşimizin yüzey sıcaklığından oldukça fazlaydı.
Bunun anlamı, Sirius B’nin yüzeyinin güneşimizinkine oranla daha çok ışık saçması demek oluyordu. Şu halde Sirius B neden güneşimizden daha az parlaktı? Burada verilecek tek yanıt, Sirius B’nin yüzeyinin çok küçük oluşuydu. Sirius B bir cüceydi, gerçekten cüce bir yıldızdı, o kadar. İşte böylece beyaz-kızgın sıcaklıkta ve pek küçük boyutta olan beyaz cüceler keşfedilmiş oluyordu.
Şu anda Sirius B yıldızının çapımn, yeryüzününkinden daha az olmak üzere 1.100 kilometre olduğunu biliyoruz. Ancak bu gök cismi, Sirius A’yı yörüngesinden saptırabilmek üzere yeterli çekim gücünü uygulamak için güneşin kütlesine yakın bir kütlede olmalıdır. Orta boydaki bir gezegen kadar olan bir gökcismi nasıl olur da güneşin çekim gücüne eşit bir kuvveti uygulayabilir?
Eğer Sirius B’nin yoğunluğunun ne olduğunu araştırırsak, santimetre kübü başına 33.000.000 gram olduğunu buluruz. Bu
da yeryüzündeki en yoğun element olan osmiyum’un 1.500.000 katı kadardır. Dahası, Sirius B’nin yeryüzündeki yerçekimi dünyanınkinin 462.000 katı olmalıdır.
Adams’ın buluşlarından birkaç yıl önce bu aşırı sayılar saçma diye nitelendirilebilirdi. Çünkü hiçbir şey bu denli yoğun olamazdı. Osmiyum elementini dev bir basıncın altına koysak bile, onun atomlarım bir parça sıkıştırmanın ötesine götüremezdik. Ancak, Adams’ın keşfinden kısa süre önce Rutherford atomların merkezinde minik bir çekirdeğin bulunduğunu ve bunun da neredeyse atomun tüm kütlesini oluşturduğunu göstermişti. Atomun merkezine uygulanan çok yüksek sıcaklık ve basınçlarda atomlar parçalanır ve atom çekirdeği özgürce hareket ederek atomlara dokunulmadığı duruma göre çevresine daha sıkı baskılar uygular. Böyle parçalanmış atomlara yozlaşmış maddeler denilir.
Güneşimizin böyle yozlaşmış maddelerden oluşan bir çekirdeği vardır. Oysa ki, beyaz cüceler tümüyle böyle maddelerden oluşmaktadır. Kırmızı dev çöküp beyaz cüce olunca, şimdi de hidrojeni içeren dış tabakaları patlar ve yıldızı her yöne dağılan bir gaz topu ile çevrelenmiş durumda bırakır. Bu gaz bulutu genişler ve soma dış uzayda kaybolur. Yeni oluşmuş beyaz cüceler bir süre için şişkin durumda olan bu gaz kütlesiyle gözleme şeklinde olur. Çünkü, bu topun çevresi merkezine göre daha ince ve hafiftir. O anda görebildiğimiz şey bir gezegence bulutsu’dur. Gaz kütlesi aynen bir gezegenin yörüngesini dolduruyor gibi görünmektedir.
Beyaz cüce bir kez oluşunca, enerjisini o denli ağır ağır harcamaya başlar ki, onun iyice soğuyup ölmesi çok uzun süreler alır. Şu anda hiçbir beyaz cücenin kararması için yeterli sürenin geçmediği ve evrende yıldızların arasındaki boşlukta üç milyar beyaz cücenin var olduğu düşünülmektedir. Ancak beyaz cüceler öylesine sönüktürler ki, onlardan yalnız bize epeyce yakın olanlarını görebiliriz.