Bir Beyaz Cüce Yıldız Nasıl Oluşur?

Beyaz cüce, artık enerji üretemeyen Güneş benzeri düşük kütleli yıldızların ölümünden sonra arda kalan çekirdeği, yani yıldızın cesedidir.

Yıldızlar, hayatlarına çekirdeklerindeki hidrojeni helyuma dönüştürüp enerji üreterek başlarlar. Bir yıldızın nasıl doğduğunu ve nasıl enerji ürettiğini öğrenmek için bu linkteki yazımızı okumanızı tavsiye ederiz. Şu anki yazımızın konusu yıldızın hayatının son demleri ve geride bırakacağı beyaz cüce olduğu için, konumuza yıldızın artık yakacak hidrojeninin kalmadığı dönemle devam edeceğiz. Yine bu yazımızda M, K, G, F, A, O, B şeklinde isimlendirildiğini göreceğiniz yıldız türlerini tanımak için bu linkteki yazımızı okumanız faydalı olacaktır.

Yıldızın enerji üretiminin gerçekleştiği merkez (çekirdek) bölgesinde hidrojen tükendiğinde, artık kütle çekimine karşı koyarak yıldızın sıkışmasını önleyen ışınım basıncı azalır ve yıldızın hidrostatik dengesi bozulur. Bozulan bu denge nedeniyle kütle çekim gücü baskın hale gelir ve yıldızı oluşturan madde kendi ağırlığı altında içe çökmeye başlar. Yıldız çöktükçe, sıkışan çekirdek bölgesindeki basınç ve ısı artar.

Basınç ve sıkışmanın yarattığı ısı çekirdekte 100 milyon santigrat dereceyi bulduğunda, çekirdekte birikmiş olan Helyum atomları, üçlü alfa süreci dediğimiz bir reaksiyonla birleşerek karbon atomları meydana getirmeye başlar. Aynı anda, çekirdek çevresinde kalmış ama reaksiyonu durmuş olan tüm hidrojen de tepkimeye girer. Ortaya çıkan bu ani ve muazzam enerji yıldızın çökmesini engellediği gibi, daha başka bir şeye de sebep olur: Yıldız genişlemeye başlar. Bu genişleyen yıldızlara “kırmızı dev” diyoruz.

Yıldızı genişlemeye zorlayan bu büyük ışınım basıncı “küçük” bir soruna neden olur. Bu sorun, yıldız genişlediğinde çekirdekteki basıncın düşmesi ve doğal olarak helyum reaksiyonunun durmasıdır. Evet, genişleyen yıldızın çekirdeğinde enerji üretimi durur. Bunun üzerine kütle çekim gücü baskın gelir, yıldız tekrar içe çökmeye başlar ve yukarıda anlattığımız sürecin aynısı bir daha gerçekleşerek yeniden enerji üretilir. Bu bir kısır döngü içinde sürekli devam eder. Bu durumu dışarıdan izlediğimizde yıldızın “zonkladığını” görürüz.

Bu aşamada yıldızın parlaklığı şişip büzüşmesiyle birlikte periyodik olarak artış-azalış gösterir. Bu şekilde zonklayan yıldıza “cepheid değişkeni” adı veriliyor. Şunu da söyleyelim; cepheid değişkeni yıldızlar sadece bu anlattığımız süreç sonucu oluşmazlar. Ömrünün sağlıklı dönemlerini geçiren anakol evresindeki dev yıldızlar da cepheid değişkeni özelliği gösterebilirler.

Yıldız bu şekilde bir genişleyip bir daraladursun, çekirdekte Helyum reaksiyonuyla üretilen muazzam enerji yıldızın dış katmanlarını şişirerek çapını artırmayı sürdürür. Öyle ki, yıldız eski halinden 100 kat daha büyük bir çapa erişebilir. Örneğin şu anda 1.4 milyon km çapa sahip olan Güneş, genişlemeye başladığında 150 milyon km çapa kadar büyüyebilecek.

Yıldızın zonklaması sırasında oluşan kütle çekim kuvvetleri ve ışınım basıncı parçalanma sürecinin de başlangıcıdır aslında. Güçlü yıldız rüzgarları ve şişip daralma sırasında oluşan ani çekim kuvveti değişiklikleri yıldızın dış kısımlarının yavaş yavaş kopmaya başlamasına neden olur. Bu yıldız için iyi birşey değildir, çünkü kütlesinin yarıya yakınını kaybetme riskiyle karşı karşıyadır. Malesef bu risk gerçektir ve yıldızın çekirdek basıncını yüksek tutan kütlesinin bir kısmı uzaklaşmıştır. Zaten bu arada zonklama evresinin de sonu yaklaşmaktadır.

Bir an yıldızın çekirdeğinde üretilen enerji o boyuta gelir, sıcaklık o kadar artar ki, yeterli basınç olmasa da çekirdeği saran ve o ana kadar reaksiyona girmemiş olan helyum kabuk aniden nükleer reaksiyona girer. Helium Flash (Helyum parlaması) dediğimiz bu aşamada korkunç boyutlarda bir enerji açığa çıkar. Çekirdeğin dış çevresindeki bu ani nükleer reaksiyon yıldızın sonunu getirecek kadar büyüktür. Yıldızın dış katmanları, merkezden kaynaklı ışınım basıncının büyüklüğü nedeniyle kütle çekim etkisinden kurtulacak hıza ulaşır ve yıldız çok hızlı ve aşırı boyutlarda genişler.

İçeride üretilen bu muazzam enerji, yıldızın parlaklığını olağanüstü seviyede artırır. Ancak, genişleyip yüzey alanı çok büyüdüğü için, merkezdeki sıcaklık 300 milyon santigrat derecenin üzerinde olsa da yüzey ısısı sadece 3-4 bin santigrat derece civarındadır. Buna rağmen, yaydığı enerji eski sağlıklı günlerinde yaydığı enerjiden yüzlerce kat fazla hale gelir. Güneş kütlesinde bir yıldız, bu kırmızı dev aşamasında şu ankinden yaklaşık 500 kat daha fazla enerji yayacaktır.

Yıldız bu kadar aşırı genişlediğinde, kütle çekim kuvveti de yıldızı bir arada tutmak için yeterli olan gücünü yavaş yavaş yitirmeye başlar. Bu da yıldızın geri dönüşü olmayacak biçimde dağılmaya başlaması anlamına gelir. Yıldızın dış katmanları bağımsız biçimde yavaşça uzaklaşmayı sürdürür. Çekirdekte Helyum reaksiyonuyla üretilen aşırı büyük enerji de bu dağılma sürecini kaçınılmaz hale getirir: Güçlü yıldız rüzgarları yıldızın dış zarfını öteleyerek dağılmayı hızlandırır. Artık bu noktada kırmızı dev aşamasındaki yıldız bir gezegenimsi nebulaya dönüşmeye başlamıştır.

Güneş ve daha küçük K sınıfı turuncu yıldızlarda enerji üretimi çekirdekteki Helyum’un da tümüyle karbona dönüşüp tükenmesi ile sonlanır. Ancak, daha büyük kütleli F, A ve B tayf sınıfı anakol yıldızları; Helyum reaksiyonu tükenince, birikmiş olan bu Karbonu reaksiyona sokabilecek kadar büyük kütleye sahiptirler. Karbon’un birleşerek Neon ve Oksijen’e dönüşmesi Helyum reaksiyonundan çok daha fazla enerji üretilmesine neden olur.

Güneş’in 5 katı kütleye sahip olan bir B sınıfı dev yıldız, Karbon ve Oksijeni yakarken, oluşan ışınım basıncı yıldızın 2-3 Güneş kütlesine sahip olan dış zarfını, hatta daha önce reaksiyona giren helyum kabuğunun dahi uzay boşluğuna saçmasına neden olur. Bu nedenle F, A ve B sınıfı yıldızlar zaten kısa olan ömürleri sonucu girdikleri kırmızı dev evresini de çok hızlı geçirler. Kırmızı dev evresine çok büyük bir kütleyle girmiş olan B sınıfı dev yıldızımız, bu sürecin sonuna doğru sadece 1-2 Güneş kütlesine sahip bir yıldız haline gelir. Bu da, sonunun Güneş benzeri küçük kütleli yıldızlarla benzer olmasına sebep olur.

İster Helyum, ister Karbon, ister Oksijen füzyonu gerçekleştirsin, önünde sonunda yıldızın kullanabileceği bir yakıt kalmaz. Zaten yakıt bitene kadar yıldız tüm dış zarfını uzay boşluğuna saçıp bir gezegenimsi nebulaya dönüşmüştür bile. Nebulanın ortasında kalan yıldızın çekirdek kısmında enerji üretimi sona ermek üzeredir. Son birkaç atom da reaksiyonunu tamamlayınca enerji üretimi tümüyle durur.

Çekirdek, helyum ve karbon reaksiyonları sonucu yüz milyonlarca santigrat derecelik bir sıcaklığa erişmiştir. Ancak, artık enerji üretilmediği için hidrostatik dengesini koruyamaz ve kendi kütle çekimi altında ezilmekten başka şansı yoktur. Neredeyse tümüyle karbondan oluşan çok sıcak çekirdek yavaşça ama güçlü biçimde ezilip sıkışmaya başlar.

Yıldız yukarıda anlattığımız süreçte kütlesinin büyük bölümünü kaybetmiş olduğu için, geride kalan çekirdeğin kütlesi, yıldızın ilk haline oranla oldukça küçüktür. Örneğin Güneş, kırmızı dev aşaması sonrasında bu duruma geldiğinde şu anki kütlesinin yüzde 30 veya 40’ını kaybedebilir. Güneş’ten daha küçük bir turuncu cüce yıldızda; kalan çekirdeğin kütlesi %30 güneş kütlesinde olabileceği gibi, Güneş’ten 5-6 kat büyük kütleli bir yıldızdan geriye neredeyse Güneş’in şu anki kütlesi büyüklüğüne sahip bir çekirdek kalabilir.

Enerji üretemediği için sıkışmaya devam eden ve çıplak bir şekilde açıkta kalan çekirdekte bu ezilme sonsuza kadar devam etmez. Plazma halindeki bu çekirdekte serbestçe dolaşan elektronlar kütle çekimin tersi yönde “dejenere elektron basıncı” denilen bir güç oluştururlar. Çekirdeğin kütlesi bu basıncı yenecek kadar büyük olmadığından, elektron basıncı çökmeyi durdurur. Çökmenin devam etmesi ve bir sonraki aşamaya geçmesi için çekirdeğin kütlesinin biraz daha fazla olması gerekir.

Çökmenin durduğu anda yıldızımızın geride kalan çekirdeği o kadar sıkışmıştır ki, çapı sadece Dünya kadar ve bir pinpon topu büyüklüğündeki parçası 1 ton ağırlıkta olabilir. Çok sıkışmış olan bu sıcak karbon topunun yüzeyeyi bir elmastan daha sert ve katıdır. Yüzeyin üstünde, yine karbondan oluşan ama az miktarda helyum, oksijen, neon, demir, nikel, azot gibi gazlardan oluşan birkaç kilometre metre kalınlığında çok yoğun, muazzam basınca sahip bir atmosferle kaplıdır.

Yıldızımız yaklaşık Dünya büyüklüğünde bir alana sıkışıp kalmıştır. Merkezindeki sıcaklık milyonlarca dereceyi bulan çekirdeğin yüzey sıcaklığı, kırmızı dev aşamasında geçirdiği süreçte yaşadıklarına göre onbinlerce veya yüzbinlerce santigrat derece olabilir. Göz alıcı, çok güçlü beyaz bir parlaklığa sahiptir. Ancak, bu kadar sıcak olmasına rağmen yavaş yavaş soğumaktan başka şansı yoktur. Fakat bu soğuma çok yavaş gerçekleşir ve milyarlarca yıl sürer.

Artık bu yıldızın adı bir “beyaz cüce”dir.

Beyaz cüceler enerji üretmiyor olmasına rağmen bir yıldız gibi parlamaya çok uzun süre devam ederler. Kırmızı dev aşamasının sonunda trilyonlarca km uzaklara saçıp bir gezegenimsi bulutsuya dönüştürdüğü dış katmanlarını aydınlatarak muhteşem renklerde parlamasına sebep olan da, bulutsunun merkezindeki beyaz cücenin yaydığı güçlü ışınımdır. Bu ışınım, beyaz cüceyi trilyonlarca km boyunca saran bulutsuyu aydınlattığı gibi, ışınım basıncıyla yavaş yavaş dağıtmaya da devam eder. Bu nedenle hiçbir gezegenimsi bulutsu uzun süre beyaz cücenin çevresinde kalamaz.

Birkaç milyon yıl içinde “kendisinden son kalan” bulutsuyu da dağıtan beyaz cüce artık uzay boşluğunda yalnız, bir başına ölümü beklemeye başlar. Bu ölüm o kadar yavaş gerçekleşir ki, evrenin şu anki yaşı olan 13.8 milyar yıl, en eski beyaz cücenin bile gözden kaybolmasına yetecek kadar uzun değildir.

Beyaz cüceler çok yoğundur, boyutları Dünya kadar olmasına rağmen, kütleleri gezegenimizin birkaç yüz bin katıdır. Böylesine büyük bir kültenin uzay boşluğunda ışıma yoluyla soğuması akıl almaz uzunlukta süreler gerektirir. Bilinen en eski beyaz cüceler bile şu anda birkaç bin derecelik sıcaklığa sahipler ve parlamaya devam ediyorlar.

Hazırlayan: Zafer Emecan

Kaynaklar ve ileri okuma:
• http://astronomy.nmsu.edu/geas/lectures/lecture24/slide03.html
• https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/789/2/119/meta
• https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/W/White+Dwarf
• https://www.britannica.com/science/white-dwarf-star
• https://www.space.com/23756-white-dwarf-stars.html