Dış Uzay Tüm Yazılar

Yıldızların Ölümü 2: Beyaz Cüce

Facebooktwittergoogle_plusredditlinkedintumblrmail

Yazı dizimizin bir önceki ilk bölümünde, yıldızların ömürleri ile kütleleri arasındaki ilişkiden söz etmiş, ardından düşük kütleli cüce yıldızların kaçınılmaz sonu olan Kara Cüce’leri anlatmıştık. Bu bölümde ise artık cüce olarak niteleyemeyeceğimiz orta kütleli yıldızların yaşam süreçleri, ölümleri ve nihai sonlarını ele almaya çalışacağız.

Güneş ve Yakın Kütleye Sahip Yıldızlar:

Güneş’e yakın kütleye sahip yıldızlar kırmızı ve turuncu cücelere göre kısa ömürlü olsalar da, yine de hatırı sayılır bir uzunlukta ömre sahipler. Güneş’in %90’ı kütlesindeki bir G sınıfı yıldız 13-14 milyar yıl kadar yaşarken, Güneş’ten %20 daha büyük kütleli bir yıldızın ömrü 5-6 milyar yıl kadardır.

Güneş’in %70’i kadar kütleye sahip K sınıfı yıldızlar ve G sınıfı Güneş benzeri yıldızlar, yakıtları olan hidrojeni tükettiklerinde parlamaya devam edebilmeleri için ikinci bir şans kazanırlar. Bu şans, hidrojenin yakımı sırasında ortaya çıkan Helyum’u kullanarak enerji üretebilmeleridir. Çünkü büyük kütleleri, cüce yıldızların yapamadığı şey olan Helyum’u nükleer reaksiyona sokabilecek kadar kütleçekimden kaynaklı basınç üretebilir.

Ancak burada bir istisna vardır. Bir önceki yazımızda belirtmiş olduğumuz cüce yıldızlardan, Güneş’in %30 ve üstü kütleye sahip olanları, eğer “metal” bakımından zenginlerse, çekirdeklerindeki helyumu yakabilecek basıncı sağlayabilirler. Astronomi jargonunda metal, hidrojen ve helyum haricinde kalan tüm elementlere yapılan ortak bir tanımlamadır. Eğer bir yıldız metal olarak zenginse, çekirdek bölgesi “daha ağır” olur. Çünkü, hidrojen ve helyum oldukça hafif elementlerdir, geri kalan tüm elementler bunlara oranla oldukça ağır sayılır. Dolayısıyla bir yıldızın çekirdeğinde karbon, azot, berilyum, demir gibi elementler ne kadar fazla ise, o bölge o kadar ağır olur ve sıkışma oranı yükselir.

Güneş’ten birkaç kat büyük kütleye sahip parlak yıldızlar da benzer bir kaderi paylaşırlar. Kimi zaman, Güneş’ten 8 kat büyük A, F ve B sınıfı bir yıldız bile aşağıda anlatacağımız biçimde bir ömür sürer ve sonu Güneş ile aynı olur. Yıldız evriminde her zaman istisnalar vardır. Kendi iç dinamikleri bir kırmızı cüce yıldızı burada anlatacağımız evrim sürecine sokabileceği gibi, süpernova olması beklenen yıldızların hayatını beyaz cüce olarak sonlandıracağı bir döngüye sokabilir. Makalemizin devamını okuduğunuzda bunun nedenini anlayacaksınız.

Bu detayı verdikten sonra anlatmayı sürdürelim:

Hidrojen tükendiğinde, artık kütleçekimine karşı koyan ışınım basıncı azalır ve yıldızın hidrostatik dengesi bozulur. Bozulan bu denge nedeniyle kütleçekim 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.

282230_138570502956104_1234244638_n

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 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.

sun-vs-red-giant

Yıldızın zonklaması sırasında oluşan kütleçekim 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 kütleçekim 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.

7giantsunno2

Yıldızımız Güneş’in kırmızı dev aşamasına geçmesi, gezegenimizin ve üzerinde bıraktığımız her izin sonu olacak…

Bu büyük ışıma gücü ve genişleme, yıldızın yörüngesinde yakınlarında bulunan gezegenler için ölümden başka bir anlam ifade etmez. Güneş örneğinden “en kötü senaryo ile” devam edersek; Şu ankinden 100 kat fazla genişleyen ve 500 kat fazla enerji yayan yıldızımız; sırasıyla Merkür, Venüs ve Dünya’yı önce kavurup daha sonra bünyesine katarak yok edecek. Asteroid kuşağındaki tüm asteroidler kavrulacak, küçük boyutlu olanlar buharlaşacaklar. Mars gezegeni şu an olduğundan yüzlerce kat fazla ışınıma maruz kalacağı için yüzeyi binlerce derecelik sıcaklıkla kavrulacak, bir lav topuna dönüşecek.

mars0100121

Her gün doğumu Mars için bir felakete dönüşecek.

Görkemli Jüpiter gezegenine yaz gelecek. Ancak bu yaz, Jüpiter sistemi için pek hayırlı olmayacak. Europa gibi buzlu uyduları eriyerek birer su dünyasına dönüşecek. Ancak bu su birkaç bin yıl içinde buharlaşarak yok olacak. Jüpiter’in manyetik alanı kendisini korumaya yetmeyecek; Güneş’in aşırı güçlü yıldız rüzgarları bu dev gezegenin atmosferini süpürmeye başlayacak. Bu süreçte Jüpiter kütlesinin bir kısmını kaybederek biraz “zayıflayacak”. Güneş’ten 1.5 milyar km uzaklıktaki Satürn sistemi ise daha şanslı olacak, Satürn’ün yörüngesi, şu an Dünya ve Mars’ın yer aldığı; Güneş’in “habitable zone” dediğimiz suyun gezegenler yüzeyinde sıvı halde kalabildiği yeni yaşam kuşağı haline gelecek. Ancak, şu an kalın bir atmosfere sahip olan Titan’da buzlar çözülmeye başlayıp ısındıkça atmosfer de uzaya kaçarak kaybolacak, Titan çıplak bir kaya parçasına dönüşecek.

Neptün ve Uranüs için ise pek birşey değişmeyecek. Çok uzakta oldukları için şu anda nasıl donuyorlarsa o zaman da donmaya devam edecekler. Sadece, biraz daha ısınacaklar ama bu ısı tüm buzları çözmeye yetmeyecek. Triton’un yüzeyindeki azot buzları tümüyle buharlaşacak. Ancak sıcaklık su buzunu eritebilecek kadar yükselmeyecek. Güneş sistemimizi şimdi bir kenara bırakıp konumuza yeniden dönelim:

Yıldız bu kadar aşırı genişlediğinde, kütleçekim 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.

M027DumbbellNebula

Tipik bir gezegenimsi bulutsu (Planetary Nebula) olan 1300 ışık yılı uzağımızdaki M27 (Dumbbell) Nebulası. Merkezindeki beyaz cücenin aydınlattığı bu nebula, 1 ışık yılından daha büyük bir alana yayılmıştır.

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.

247787_140510746095413_1101224389_n

Çekirdek, Helyum ve Karbon reaksiyonları sonucu yüz milyonlarca santigrat derecelik bir sıcaklığa erişmiştir. Ancak, artık enerji üretilmediği için kendi kütleçekimi altında ezilmekten başka şansı yoktur. Neredeyse tümüyle Karbon’dan oluşan çok sıcak çekirdek yavaşça ama güçlü biçimde ezilmeye başlar.

Yıldız yukarıda anlattığımız süreçte kütlesinin büyük bölümünü kaybetmiş olduğu için, geride kalan çekirdeğin kütlesi 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 kütleçekimin 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. Ancak bu konuyu bir sonraki yazımızda ele alacağız. Biz şu anki konumuza devam edelim:

White dwarf star

Tipik bir beyaz cüce, yaklaşık olarak Dünya büyüklüğünde bir çapa sahiptir. Bununla beraber, çok yoğun olduğu için kütlesi gezegenimizin 300 bin katı kadar olabilir.

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.

Yukarıda bir çırpıda anlattığımız süreç, Güneş benzeri bir yıldız için gerçekte yüz milyonlarca, daha büyük kütleli yıldızlar için ise birkaç milyon yıl sürer. Hatta güneş benzeri bir yıldızın kırmızı dev evresinde geçireceği ömür 1 milyar yılı bulabilir. Tüm bu süreci, aslında çok yavaş gerçekleştiğini bilerek değerlendirmeniz yerinde olur. Öyle helyum yanmaya başladı, Güneş aniden şişti, Dünya’yı kavurdu diye bir olay yok; yüz milyonlarca, milyarlarca yıl süren bir dönüşüm söz konusu.

opo0432b

Bizden 700 ışık yılı uzaktaki Helix Nebulası, gezegenimsi bulutsuların en güzel örneklerinden biridir. Bu bulutsu, birkaç on bin yıl önce dış katmanlarını çevresine saçararak yok olmuş bir yıldızın kalıntısıdır. Yıldızdan geriye kalan yaklaşık 100 bin santigrat derece sıcaklığa sahip beyaz cüce, bulutsunun ortasında net bir biçimde seçilebiliyor ve 2.5 ışık yılını aşan genişliğe sahip bulutsuyu aydınlatmayı sürdürüyor.

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.

white_dwarf_2_0_by_I3a12C1

Beyaz cüce yıldızlar, her ne kadar enerji üretme konusunda artık ölü olsalar da, yaşama ev sahipliği yapabilecek gezegenler için sığınak konumunda olabilir.

Beyaz cüceler bu çok uzun ömürleri sayesinde; artık enerji üretmiyor olmalarına rağmen yaşam için elverişli olabilecek yerlerden biri haline dönüşebilir. Eğer yıldız beyaz cüceye dönüşmeden evvel kırmızı dev aşamasındayken hayatta kalabilen gezegenler varsa, yıldızın kütlesinin büyük kısmını kaybettiği bu dönemde daha yakın bir yörüngeye inmiş olabilirler. Bu yaklaşmış olan gezegenlerden biri beyaz cüceye, sıcaklığına bağlı olarak 500 bin – 1 milyon km gibi oldukça yakın bir yörüngeye girmiş ise, beyaz cüceden alacağı ısı, bizim şu an Güneş’ten aldığımızla hemen hemen eşit olabilir.

Gezegen bu durumdayken kütleçekim kilidine kapılacak olmasına rağmen, yüzeyinde suyun sıvı halde kalabileceği kadar ışınıma maruz kalacaktır. Beyaz cüceler artık enerji üretmediği için, yakınlık nedeniyle yıldızdan zararlı radyasyon alamayacağından, bu güvenli gezegende hayatın yeşermesi mümkün olabilir. Zaten gezegen kırmızı dev evresinde kavrulmuş olsa bile, yıldızın bir beyaz cüceye dönüşmesi, kütlesinin azalması nedeniyle yıldız çevresindeki (bizdeki Kuiper ve Oort kuşakları gibi) meteor kuşakları büyük bir dengesizlik içine girecektir. Bu da, beyaz cüce’ye ve dolayısıyla hayatta kalmış gezegenlere doğru bir meteor fırtınası yaşanmasına neden olur. Bu fırtına, gezegenlerin kaybetmiş olduğu suyu ve organik molekülleri yeniden kazanması için bir şans olabilir. Özetle, beyaz cücenin çevresinde herşeyin yeniden başlayabileceği bir ortam vardır. Olası gezegenlerin de bu yeni hayatın şekillenebilmesi için bol bol zamanı olacaktır.

diamonddwarf

Beyaz cüceyi oluşturan karbon, soğudukça kristal bir yapıya bürünür. Bu kristal, bildiğiniz elmastan başka birşey değildir.

Belirttiğimiz gibi, beyaz cüce çok yavaş da olsa soğumasını sürdürecek. Başlangıç sıcaklığına bağlı olarak 15 ila 40 milyar yıl içinde, artık gözle görülebilir ışık yaymayacak kadar soğuyacak. Yüzeyi ışık saçamayacak kadar soğuyan beyaz cücenin iç kısmı da yine onlarca milyar yıl içinde tümüyle soğuyacak. İşte bu olduğunda, olağanüstü bir olay gerçekleşecek; soğuyan ve beyaz cücenin hemen hemen tümünü oluşturan karbon kristalleşmeye başlayacak. Evet, beyaz cücemiz Dünya büyüklüğünde ama ondan yüzbinlerce kat ağır dev bir elmasa, bir kara cüceye dönüşecek. Ve bu dev elmas küre, evrenin ıssızlığında yüzlerce trilyon yıl boyunca yalnız ve sessiz biçimde süzülecek.

Peki bir beyaz cücenin, bir önceki yazımızda anlattığımız kara cüceler gibi tekrar hayata dönebilme şansı var mı? Bu biraz zor görünüyor: Beyaz cüceler her ne kadar küçük sayılsalar da, oldukça büyük kütlelere sahiptirler. Örneğin Güneş benzeri iki yıldızdan geriye kalan beyaz cücelerin toplam kütlesi Güneş’in şu anki kütlesinin 1.5 katından fazla olabilir. Bu büyüklükte iki kütlenin çarpışıp birleşmesi onları tekrar hayata döndürmekten çok, büyük bir süpernova patlamasına neden olur. Çünkü bu denli büyük bir kütlenin birleşmesi Chandrasekhar Limiti dediğimiz kütle sınırının üzerindedir. Bu sınırın üzerinde böylesi yoğun bir kütle dejenere elektron basıncı ile dengelenemez. Kaçınılmaz son, bir süpernova patlamasıdır.

fig1

İki beyaz cücenin birleşerek yeniden bir yıldız oluşturma ihtimali, çoğunlukla hüsranla sonuçlanacak olan bir hayaldir.

Bunun tek istisnası, oldukça küçük kütleye sahip iki beyaz cücenin birleşmesi olur ki, bu durumda da çok yoğun olan ve katı özellik gösteren bu “yıldız çekirdekleri” birleşseler bile, kendilerini oluşturan karbonu yakabilecek kütleye ulaşamazlar. Bir beyaz cücenin tekrar “kısa süre de olsa” hayata dönebilmesinin tek yolu, bolca hidrojen ve helyum içeren bir kara cüceyle, yahut irice bir gaz devi gezegenle çarpışmasıdır. Ancak böylesi yoğun bir kütle, üzerine eklenen bu kütledeki hidrojen ve helyumu çok kısa bir sürede, birkaç büyük patlama şeklinde yakarak yok eder. Özetle, beyaz cüceler için yeniden hayata dönmek koca bir hayalden ibarettir.

Zafer Emecan

Hep daha fazla okumak gerekir...

Yorum

Yazar Hakkında

Zafer Emecan

Bir astronomi işçisi. Kozmik Anafor'un kurucusu, her şeyi ve hiçbir şeyi. Alakasız üniversiteler bitirmiş olmasına rağmen, içinden atamadığı gökbilim sevgisini kaleme, klavyeye, araştırmalara dökmeye çalışan, haddini bilen, ama bazen aşan amatör bir bilimci.