K?tleleri G?ne?'in k?tlesi (M?) civar?ndad?r ve yar??aplar? G?ne?'in yar??ap?ndan yakla??k 100 kat daha k???kt?r. Beyaz c?celerin maddesinin ortalama yo?unlu?u 10 8 -10 9 kg/m3't?r. Beyaz c?celer galaksideki t?m y?ld?zlar?n y?zde birka??n? olu?turur. Beyaz c?celerin ?o?u ikili y?ld?z sistemlerinin bir par?as?d?r. Beyaz c?ce olarak s?n?fland?r?lan ilk y?ld?z, Amerikal? g?kbilimci A. Clark taraf?ndan 1862'de ke?fedilen Sirius B'dir (Sirius'un uydusu). 1910'larda beyaz c?celer ?zel bir y?ld?z s?n?f? olarak tan?mland?; isimleri bu s?n?f?n ilk temsilcilerinin rengiyle ili?kilidir.

Bir y?ld?z?n k?tlesine ve k???k bir gezegenin boyutuna sahip olan beyaz c?ce, y?zeyinin yak?n?nda y?ld?z? s?k??t?rma e?iliminde olan devasa bir ?ekim kuvvetine sahiptir. Ancak yer?ekimi kuvvetlerine dejenere elektron gaz?n?n bas?nc? taraf?ndan direnildi?i i?in istikrarl? bir dengeyi korur: beyaz c?celerin ?zelli?i olan y?ksek madde yo?unlu?unda, i?indeki pratik olarak serbest elektronlar?n konsantrasyonu o kadar y?ksektir ki, Pauli prensibine g?re b?y?k bir ivmeye sahipler. Dejenere gaz?n bas?nc? pratikte s?cakl???ndan ba??ms?zd?r, dolay?s?yla beyaz c?ce so?urken k???lmez.

Beyaz c?cenin k?tlesi ne kadar b?y?k olursa yar??ap? da o kadar k???k olur. Teori, beyaz c?celer i?in yakla??k 1,4M'lik bir ?st k?tle s?n?r? oldu?unu g?steriyor. (Chandrasekhar s?n?r? olarak adland?r?lan s?n?r) a??lmas? yer?ekimsel ??k??e yol a?ar. B?yle bir s?n?r?n varl???, bir gaz?n yo?unlu?u artt?k?a i?indeki elektronlar?n h?z?n?n ???k h?z?na yakla?mas?ndan ve daha fazla artamamas?ndan kaynaklanmaktad?r. Sonu? olarak dejenere gaz?n bas?nc? art?k yer?ekimi kuvvetine dayanamaz.

Beyaz c?celer, ba?lang?? k?tlesi 8M'den az olan s?radan y?ld?zlar?n evriminin sonunda m? olu?uyor? termon?kleer yak?t kaynaklar?n? t?kettikten sonra. Bu d?nemde k?rm?z? dev ve gezegenimsi bulutsu a?amas?ndan ge?en y?ld?z, d?? katmanlar?n? d?kerek ?ok y?ksek s?cakl?ktaki ?ekirde?i a???a ??kar?r. Yava? yava? so?uyan y?ld?z?n ?ekirde?i beyaz c?ce durumuna ge?er ve derinliklerde depolanan termal enerji nedeniyle uzun s?re parlamaya devam eder. Beyaz c?cenin parlakl??? ya?land?k?a azal?r. Yakla??k 1 milyar y?ll?k beyaz c?cenin parlakl??? G?ne?'inkinden bin kat daha azd?r. ?ncelenen beyaz c?celerin y?zey s?cakl??? 5·10 3 ila 10 5 K aral???ndad?r.

Baz? beyaz c?celer, birka? dakikadan yar?m saate kadar de?i?en s?relerde optik de?i?kenlik sergilerler; bu, y?ld?z?n yer?ekimsel radyal olmayan sal?n?mlar?n?n tezah?r?yle a??klan?r. Bu sal?n?mlar?n asterosismoloji y?ntemleri kullan?larak analizi, beyaz c?celerin i? yap?s?n?n incelenmesini m?mk?n k?lar. Beyaz c?celerin yakla??k %3'?n?n spektrumunda, radyasyonun g??l? polarizasyonu veya spektral ?izgilerin Zeeman b?l?nmesi g?zlemlenir; bu, 3·10 4 -10 9 G ind?ksiyonlu manyetik alanlar?n varl???n? g?sterir.

Beyaz c?ce yak?n bir ikili sistemin par?as?ysa, kom?u y?ld?zdan gelen hidrojenin termon?kleer yanmas?ndan dolay? parlakl???na ?nemli bir katk? sa?lanabilir. Bu yanma genellikle do?as? gere?i dura?an de?ildir ve kendisini nova ve nova benzeri y?ld?zlar?n patlamalar? ?eklinde g?sterir. Nadir durumlarda, bir beyaz c?cenin y?zeyinde hidrojen birikmesi, s?pernova patlamas? olarak g?zlemlenen, y?ld?z?n tamamen yok olmas?na neden olan termon?kleer bir patlamaya yol a?ar.

Yand?: Blinnikov S.I. Beyaz c?celer. M., 1977; Shapiro S., Tyukolski S. Kara delikler, beyaz c?celer ve n?tron y?ld?zlar?: B?l?m 2 M., 1985.

Her y?ld?z?n kendi kaderi ve kendi ya?am beklentisi vard?r. ?yle bir an gelir ki kaybolmaya ba?lar.

Beyaz c?celer s?ra d??? y?ld?zlard?r. Yo?unlu?u son derece y?ksek bir maddeden olu?urlar. Y?ld?zlar?n evrimi teorisinde, G?ne?'in k?tlesiyle kar??la?t?r?labilecek d???k ve orta k?tleli y?ld?zlar?n evrimindeki son a?ama olarak kabul edilirler. ?e?itli tahminlere g?re Galaksimizde bu t?r y?ld?zlar?n %3-4'? bulunmaktad?r.

Beyaz c?celer nas?l olu?ur?

Ya?lanan bir y?ld?zdaki t?m hidrojen yand?ktan sonra ?ekirde?i b?z?l?r ve ?s?n?r, bu da d?? katmanlar?n?n geni?lemesine katk?da bulunur. Y?ld?z?n etkin s?cakl??? d??er ve k?rm?z? dev haline gelir. Y?ld?z?n ?ekirdekle ?ok zay?f bir ?ekilde ba?lant?l? olan nadir kabu?u zamanla uzayda da??l?r, kom?u gezegenlere akar ve k?rm?z? devin yerinde beyaz c?ce ad? verilen ?ok kompakt bir y?ld?z kal?r.

G?ne?'in s?cakl???n? a?an bir s?cakl??a sahip olan beyaz c?celerin, i?lerindeki madde yo?unlu?unun son derece y?ksek oldu?u anla??l?ncaya kadar, G?ne?'in boyutuna k?yasla neden k???k oldu?u uzun s?re bir s?r olarak kald?. 10 5 - 10 9 g/cm3). Beyaz c?celeri di?er y?ld?zlardan ay?ran standart bir k?tle-parlakl?k ili?kisi yoktur. Son derece k???k bir hacimde b?y?k miktarda madde "paketlenir", bu nedenle beyaz c?cenin yo?unlu?u suyun yo?unlu?undan neredeyse 100 kat daha fazlad?r.

(Resimde iki beyaz c?cenin boyutlar?n?n D?nya gezegeniyle kar??la?t?rmas? g?steriliyor)

Beyaz c?celerin s?cakl???, i?lerinde termon?kleer reaksiyonlar olmamas?na ra?men neredeyse sabit kal?r. Bunu ne a??kl?yor? G??l? s?k??t?rma nedeniyle atomlar?n elektron kabuklar? birbirine n?fuz etmeye ba?lar. Bu, ?ekirdekler aras?ndaki mesafe en k???k elektron kabu?unun yar??ap?na e?it hale gelinceye kadar devam eder. ?yonla?man?n bir sonucu olarak elektronlar ?ekirdeklere g?re serbest?e hareket etmeye ba?lar ve beyaz c?cenin i?indeki madde, metallerin karakteristik fiziksel ?zelliklerini kazan?r. B?yle bir durumda enerji, y?ld?z?n y?zeyine, s?k??t?r?ld?k?a h?zlar? artan elektronlar taraf?ndan aktar?l?r: Baz?lar? bir milyon derecelik bir s?cakl??a kar??l?k gelen bir h?zla hareket eder. Beyaz c?cenin y?zeyindeki ve i?indeki s?cakl?k keskin bir ?ekilde farkl?l?k g?sterebilir ve bu, y?ld?z?n ?ap?nda bir de?i?ikli?e yol a?maz. Burada g?lleyle bir kar??la?t?rma yapabiliriz - so?uduk?a hacmi azalmaz.

(Resimde, van Maanen'in y?ld?z? Bal?k tak?my?ld?z?nda bulunan s?n?k bir beyaz c?cedir.)

Beyaz c?ce son derece yava? bir ?ekilde s?n?mleniyor: Y?z milyonlarca y?l boyunca radyasyon yo?unlu?u yaln?zca %1 oran?nda d???yor. Ancak eninde sonunda yok olmas? ve bir kara c?ceye d?n??mesi gerekecek; bu da trilyonlarca y?l s?rebilir. Beyaz c?celere Evrenin e?siz nesneleri denilebilir. Hen?z hi? kimse d?nyevi laboratuvarlarda bulunduklar? ko?ullar? yeniden ?retmeyi ba?aramad?.

Hesaplamalar, M ~ 25M'lik bir s?pernova patlamas? s?ras?nda, ~ 1,6M k?tleli yo?un bir n?tron ?ekirde?inin (n?tron y?ld?z?) kald???n? g?stermektedir. Art?k k?tlesi M > 1,4M olan ve s?pernova a?amas?na ula?mam?? y?ld?zlarda, dejenere elektron gaz?n?n bas?nc? da yer?ekimi kuvvetlerini dengeleyemez ve y?ld?z, n?kleer yo?unluk durumuna s?k??t?r?l?r. Bu yer?ekimsel ??k???n mekanizmas? bir s?pernova patlamas?ndakiyle ayn?d?r. Y?ld?z?n i?indeki bas?n? ve s?cakl?k, elektronlar?n ve protonlar?n birbirine "bast?r?ld???" ve reaksiyonun bir sonucu oldu?u de?erlere ula??r.

N?trinolar?n emisyonundan sonra, elektronlardan ?ok daha k???k bir faz hacmi kaplayan n?tronlar olu?ur. Yo?unlu?u 10 14 - 10 15 g/cm3'e ula?an n?tron y?ld?z? ad? verilen bir y?ld?z ortaya ??kar. Bir n?tron y?ld?z?n?n karakteristik boyutu 10-15 km'dir. Bir anlamda n?tron y?ld?z? dev bir atom ?ekirde?idir. N?tronlar?n etkile?imi nedeniyle ortaya ??kan n?kleer maddenin bas?nc?yla daha fazla yer?ekimsel s?k??t?rma ?nlenir. Bu ayn? zamanda daha ?nce beyaz c?ce durumunda oldu?u gibi yozla?ma bas?nc?d?r, ancak ?ok daha yo?un bir n?tron gaz?n?n yozla?ma bas?nc?d?r. Bu bas?n? 3,2M'ye kadar k?tleleri tutabilir.
??kme an?nda olu?an n?trinolar, n?tron y?ld?z?n? olduk?a h?zl? bir ?ekilde so?utur. Teorik tahminlere g?re s?cakl??? ~100 s gibi bir s?rede 10 11 K'den 10 9 K'ye d??er. Ayr?ca so?utma h?z? biraz azal?r. Ancak astronomik ?l?ekte olduk?a y?ksektir. S?cakl?kta 100 y?lda 10 9'dan 10 8 K'ye, bir milyon y?lda 10 6 K'ye d???? meydana gelir. N?tron y?ld?zlar?n?n optik y?ntemlerle tespit edilmesi, boyutlar?n?n k???k olmas? ve s?cakl???n?n d???k olmas? nedeniyle olduk?a zordur.
1967'de Cambridge ?niversitesi'nde Hewish ve Bell, periyodik elektromanyetik radyasyonun kozmik kaynaklar?n? - pulsarlar? ke?fettiler. ?o?u pulsar?n darbe tekrarlama periyotlar? 3,3·10-2 ila 4,3 saniye aral???ndad?r. Modern kavramlara g?re pulsarlar, 1 - 3M k?tleli ve 10 - 20 km ?ap?nda d?nen n?tron y?ld?zlar?d?r. Yaln?zca n?tron y?ld?z? ?zelliklerine sahip kompakt nesneler bu d?nme h?zlar?nda ??kmeden ?ekillerini koruyabilirler. Bir n?tron y?ld?z?n?n olu?umu s?ras?nda a??sal momentumun ve manyetik alan?n korunmas?, g??l? bir B ~ 10 12 G manyetik alana sahip, h?zla d?nen pulsarlar?n do?mas?na yol a?ar.
Bir n?tron y?ld?z?n?n, ekseni y?ld?z?n d?nme ekseniyle ?ak??mayan bir manyetik alana sahip oldu?una inan?lmaktad?r. Bu durumda y?ld?z?n radyasyonu (radyo dalgalar? ve g?r?n?r ???k) bir deniz fenerinin ???nlar? gibi D?nya ?zerinde s?z?l?r. I??n D?nya'y? ge?ti?inde bir darbe kaydedilir. Bir n?tron y?ld?z?n?n radyasyonu, y?ld?z?n y?zeyinden gelen y?kl? par?ac?klar?n manyetik alan ?izgileri boyunca d??ar?ya do?ru hareket ederek elektromanyetik dalgalar yaymas? nedeniyle olu?ur. ?lk olarak Gold taraf?ndan ?nerilen pulsar radyo emisyonunun bu mekanizmas? ?ekil 2'de g?sterilmektedir. 39.

Bir radyasyon ???n? yery?z?ndeki bir g?zlemciye ?arpt???nda, radyo teleskopu, n?tron y?ld?z?n?n d?n?? periyoduna e?it bir periyoda sahip k?sa radyo emisyonu darbelerini tespit eder. Nabz?n ?ekli, n?tron y?ld?z?n?n manyetosferinin geometrisi taraf?ndan belirlenen ve her pulsar?n karakteristik ?zelli?i olan ?ok karma??k olabilir. Pulsarlar?n d?n?? periyotlar? kesinlikle sabittir ve bu periyotlar? ?l?menin do?rulu?u 14 haneli rakamlara ula?maktad?r.
?u anda ikili sistemlerin par?as? olan pulsarlar ke?fedildi. Pulsar ikinci bile?enin y?r?ngesinde d?n?yorsa, Doppler etkisi nedeniyle pulsar periyodundaki de?i?iklikler g?zlemlenmelidir. Pulsar g?zlemciye yakla?t???nda Doppler etkisi nedeniyle radyo darbelerinin kaydedilme periyodu azal?r, pulsar bizden uzakla?t???nda ise periyodu artar. Bu olguya dayanarak ?ift y?ld?zlar?n par?as? olan pulsarlar ke?fedildi. ?kili sistemin bir par?as? olan ilk ke?fedilen pulsar PSR 1913 + 16'n?n y?r?nge periyodu 7 saat 45 dakikayd?. Pulsar PSR 1913 + 16'n?n do?al y?r?nge periyodu 59 ms'dir.
Pulsar?n radyasyonu, n?tron y?ld?z?n?n d?n?? h?z?nda bir azalmaya yol a?mal?d?r. Bu etki de bulundu. ?kili sistemin par?as? olan bir n?tron y?ld?z? ayn? zamanda yo?un bir X-???n? radyasyonu kayna?? da olabilir.
K?tlesi 1,4 M ve yar??ap? 16 km olan bir n?tron y?ld?z?n?n yap?s? ?ekil 2'de g?sterilmektedir. 40.

I, yo?un ?ekilde paketlenmi? atomlardan olu?an ince bir d?? katmand?r. B?lge II ve III'te ?ekirdekler cisim merkezli k?bik kafes ?eklinde d?zenlenmi?tir. B?lge IV esas olarak n?tronlardan olu?ur. B?lge V'te madde, bir n?tron y?ld?z?n?n hadronik ?ekirde?ini olu?turan pionlar ve hiperonlardan olu?abilir. Bir n?tron y?ld?z?n?n yap?s?na ili?kin baz? ayr?nt?lar ?u anda a??kl??a kavu?turulmaktad?r.
N?tron y?ld?zlar?n?n olu?umu her zaman bir s?pernova patlamas?n?n sonucu de?ildir. Yak?n ikili y?ld?z sistemlerinde beyaz c?celerin evrimi s?ras?nda n?tron y?ld?zlar?n?n olu?umuna ili?kin olas? bir ba?ka mekanizma. E? y?ld?zdan beyaz c?ceye madde ak???, beyaz c?cenin k?tlesini kademeli olarak artt?r?r ve kritik bir k?tleye (Chandrasekhar s?n?r?) ula?t???nda beyaz c?ce bir n?tron y?ld?z?na d?n???r. N?tron y?ld?z?n?n olu?umundan sonra madde ak???n?n devam etmesi durumunda k?tlesi ?nemli ?l??de artabilir ve yer?ekimsel ??k???n bir sonucu olarak kara deli?e d?n??ebilir. Bu, s?zde "sessiz" ??k??e kar??l?k gelir.
Kompakt ikili y?ld?zlar ayn? zamanda X-???n? radyasyonunun kaynaklar? olarak da g?r?nebilir. Ayn? zamanda "normal" bir y?ld?zdan daha kompakt bir y?ld?za d??en maddenin birikmesi nedeniyle de ortaya ??kar. B > 10 · 10 G olan bir n?tron y?ld?z? ?zerine madde birikti?inde, madde manyetik kutuplar?n b?lgesine d??er. X-???n? radyasyonu kendi ekseni etraf?nda d?nmesiyle mod?le edilir. Bu t?r kaynaklara X-???n? pulsarlar? denir.
Radyasyon patlamalar?n?n birka? saatten bir g?ne kadar aral?klarla periyodik olarak meydana geldi?i X-???n? kaynaklar? (patlamalar olarak adland?r?l?r) vard?r. Patlaman?n karakteristik y?kselme s?resi 1 saniyedir. Patlama s?resi 3 ila 10 saniye aras?ndad?r. Patlama an?ndaki yo?unluk, sessiz durumdaki parlakl?ktan 2-3 kat daha y?ksek olabilir. ?u anda bu t?rden birka? y?z kaynak bilinmektedir. Radyasyon patlamalar?n?n, bir n?tron y?ld?z?n?n y?zeyinde birikim sonucu biriken maddenin termon?kleer patlamalar? sonucu meydana geldi?ine inan?lmaktad?r.
N?kleonlar aras?ndaki k???k mesafelerde (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность r яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества r >r pion yo?unla?mas?n?n ortaya ??kmas?, n?tronize bir maddenin kat? kristal bir duruma ge?i?i ve hiperon ve kuark-gluon plazmas?n?n olu?umu gibi s?re?leri zehirlemek m?mk?nd?r. N?tron maddesinin s?perak??kan ve s?periletken durumlar?n?n olu?umu m?mk?nd?r.
N?kleerden 10 2 - 10 3 kat daha y?ksek yo?unluklarda maddenin davran??? hakk?ndaki modern fikirlere uygun olarak (yani, bir n?tron y?ld?z?n?n i? yap?s? tart???l?rken bu t?r yo?unluklar tart???l?r), y?ld?z?n i?inde stabiliteye yak?n atom ?ekirdekleri olu?ur. S?n?r. Daha derin bir anlay??, n?kleer maddenin yo?unlu?una, s?cakl???na, stabilitesine ba?l? olarak, proton say?s?n?n ?ekirdekteki n?tron say?s?na g?re egzotik oranlar?nda incelenerek elde edilebilir n p / n n n?trinolar? i?eren zay?f s?re?leri hesaba katar . ?u anda, n?kleer yo?unluktan daha y?ksek yo?unluktaki maddeyi incelemenin pratikteki tek yolu, a??r iyonlar aras?ndaki n?kleer reaksiyonlard?r. Bununla birlikte, hem hedef ?ekirdek hem de olayla h?zland?r?lan ?ekirdek i?in ula??labilir np / nn de?erleri k???k oldu?undan (~ 1 - 0,7) a??r iyonlar?n ?arp??malar?na ili?kin deneysel veriler hala yetersiz bilgi sa?lamaktad?r.
Radyo pulsarlar?n?n periyotlar?n?n do?ru ?l??mleri, n?tron y?ld?z?n?n d?n?? h?z?n?n giderek yava?lad???n? g?sterdi. Bunun nedeni, y?ld?z?n d?n???n?n kinetik enerjisinin pulsar?n radyasyon enerjisine ve n?trino emisyonuna d?n??mesidir. Radyo pulsarlar?n?n periyotlar?ndaki k???k ani de?i?iklikler, n?tron y?ld?z?n?n y?zey katman?nda stres birikmesiyle a??klan?r ve buna "?atlama" ve "k?r?lmalar" e?lik eder ve bu da y?ld?z?n d?n?? h?z?nda bir de?i?ikli?e yol a?ar. Radyo pulsarlar?n?n g?zlemlenen zaman ?zellikleri, n?tron y?ld?z?n?n "kabu?unun" ?zellikleri, i?indeki fiziksel ko?ullar ve n?tron maddesinin a??r? ak??kanl??? hakk?nda bilgi i?erir. Son zamanlarda periyodu 10 ms'den k?sa olan ?nemli say?da radyo pulsar? ke?fedildi. Bu, n?tron y?ld?zlar?nda meydana gelen s?re?ler hakk?ndaki fikirlerin netle?tirilmesini gerektirir.
Di?er bir problem ise n?tron y?ld?zlar?ndaki n?trino s?re?lerinin incelenmesidir. N?trino emisyonu, bir n?tron y?ld?z?n?n olu?umundan sonraki 10 5 - 10 6 y?l i?inde enerji kaybetmesine neden olan mekanizmalardan biridir.

Beyaz c?celer nereden geliyor?

Ya?am?n?n sonunda bir y?ld?za ne olaca??, y?ld?z?n do?du?unda sahip oldu?u k?tleye ba?l?d?r. Ba?lang??ta daha fazla k?tleye sahip olan y?ld?zlar, kara delik ve n?tron y?ld?z? olarak ya?amlar?na son verirler. D???k veya orta k?tleli y?ld?zlar (k?tlesi 8 g?ne? k?tlesinden az olanlar) beyaz c?ceye d?n??ecek. Tipik bir beyaz c?ce yakla??k olarak G?ne?'in k?tlesi kadard?r ve D?nya'dan biraz daha b?y?kt?r. Beyaz c?ce, maddenin en yo?un formlar?ndan biridir ve yo?unlu?u yaln?zca n?tron y?ld?zlar? ve kara delikler taraf?ndan a??l?r.

G?ne?imiz gibi orta k?tleli y?ld?zlar, ?ekirdeklerindeki hidrojeni helyuma d?n??t?rerek ya?arlar. Bu s?re? ?u anda G?ne?'te ger?ekle?iyor. G?ne?'in hidrojenden helyumun n?kleer f?zyonu yoluyla ?retti?i enerji i? bas?n? yarat?r. ?n?m?zdeki 5 milyar y?l boyunca G?ne?, ?ekirde?indeki hidrojen kayna??n? t?ketecek.

Bir y?ld?z d?d?kl? tencereye benzetilebilir. Kapal? bir kap ?s?t?ld???nda i?indeki bas?n? artar. Elbette G?ne?'te de benzer bir ?ey oluyor; G?ne?'e kapal? bir kap denemez. Yer?ekimi y?ld?z?n maddesine etki ederek onu s?k??t?rmaya ?al???r ve ?ekirdekteki s?cak gaz?n yaratt??? bas?n? y?ld?z? geni?letmeye ?al???r. Bas?n? ve yer?ekimi aras?ndaki denge ?ok hassast?r.
G?ne?'in hidrojeni bitti?inde yer?ekimi bu dengeye hakim olmaya ba?layacak ve y?ld?z k???lmeye ba?layacak. Ancak s?k??t?rma s?ras?nda ?s?nma meydana gelir ve y?ld?z?n d?? katmanlar?nda kalan hidrojenin bir k?sm? yanmaya ba?lar. Bu yanan hidrojen kabu?u, y?ld?z?n d?? katmanlar?n? geni?letir. Bu ger?ekle?ti?inde G?ne?imiz k?rm?z? bir dev haline gelecek, o kadar b?y?yecek ki Merk?r tamamen yutulacak. Bir y?ld?z?n boyutu b?y?d?k?e so?ur. Ancak k?rm?z? devin ?ekirde?inin s?cakl???, helyumu (hidrojenden sentezlenen) ate?leyecek kadar s?cak olana kadar artar. Sonunda helyum karbona ve daha a??r elementlere d?n??ecek. G?ne?'in k?rm?z? dev haline gelmesi 1 milyar y?l, hidrojenin yanma a?amas? ise 10 milyar y?l s?recek.

K?resel k?me M4. Yer tabanl? bir teleskoptan optik g?r?nt? (solda) ve Hubble teleskop g?r?nt?s?nden (sa?da). Beyaz c?celer dairelerle i?aretlenmi?tir. Referans: Harvey Richer (British Columbia ?niversitesi, Vancouver, Kanada), M. Bolte (Kaliforniya ?niversitesi, Santa Cruz) ve NASA/ESA

G?ne?imiz gibi orta k?tleli y?ld?zlar?n k?rm?z? devlere d?n??ece?ini zaten biliyoruz. Peki sonra ne olacak? K?rm?z? devimiz helyumdan karbon ?retecek. Helyum t?kendi?inde ?ekirdek hen?z karbon yanmas?n? ba?latacak kadar s?cak olmayacak. ?imdi ne olacak?

G?ne? karbonun yanmas?na yetecek kadar s?cak olmayaca??ndan yer?ekimi yeniden devreye girecek. Y?ld?z b?z??t???nde enerji a???a ??kar ve bu da y?ld?z?n kabu?unun daha da geni?lemesine yol a?ar. Art?k y?ld?z eskisinden daha da b?y?yecek! G?ne?imizin yar??ap?, D?nya'n?n y?r?ngesinin yar??ap?ndan daha b?y?k olacak!

Bu d?nemde G?ne? karars?z hale gelecek ve maddesini kaybedecektir. Bu, y?ld?z?n d?? katmanlar?n? tamamen d?kene kadar devam edecek. Y?ld?z?n ?ekirde?i bozulmadan kalacak ve beyaz c?ceye d?n??ecek. Beyaz c?ce, gezegenimsi bulutsu ad? verilen geni?leyen bir gaz kabu?uyla ?evrelenecek. Bulutsulara gezegenimsi bulutsular deniyor ??nk? ilk g?zlemciler onlar?n Uran?s ve Nept?n gezegenlerine benzer olduklar?n? d???n?yorlard?. Amat?r bir teleskopla g?r?lebilecek ?ok say?da gezegenimsi bulutsu vard?r. Bunlar?n yakla??k yar?s?nda, olduk?a m?tevaz? boyutlu bir teleskop kullan?larak merkezde bir beyaz c?ce g?r?lebilir.

Gezegenimsi bulutsu, orta k?tleli bir y?ld?z?n k?rm?z? dev a?amas?ndan beyaz c?ce a?amas?na ge?i?inin bir i?aretidir. K?tle olarak G?ne?imizle kar??la?t?r?labilecek y?ld?zlar, yakla??k 75.000 y?l i?inde yava? yava? kabuklar?n? d?kerek beyaz c?celere d?n??ecek. Sonunda G?ne?imiz gibi yava? yava? so?uyacak ve siyah karbon y???nlar?na d?n??ecekler, bu da yakla??k 10 milyar y?l s?recek bir s?re?.

Beyaz c?celerin g?zlemleri

Beyaz c?celeri g?zlemlemenin birka? yolu vard?r. Ke?fedilen ilk beyaz c?ce, B?y?k K?pek tak?my?ld?z?ndaki parlak y?ld?z Sirius'un yolda? y?ld?z?d?r. 1844'te g?kbilimci Friedrich Bessel, Sirius'ta sanki g?r?nmez bir nesne onun etraf?nda d?n?yormu? gibi hafif ileri ve geri hareketler fark etti. 1863 y?l?nda g?zl?k?? ve teleskop tasar?mc?s? Alvan Clark bu gizemli nesneyi ke?fetti. E?lik eden y?ld?z?n daha sonra beyaz bir c?ce oldu?u belirlendi. ?u anda bu ?ift Sirius A ve Sirius B olarak biliniyor ve B bir beyaz c?cedir. Bu sistemin y?r?nge s?resi 50 y?ld?r.

Ok, daha b?y?k olan Sirius A'n?n yan?ndaki beyaz c?ce Sirius B'yi i?aret etmektedir. Ba?lant?: McDonald G?zlemevi, NASA/SAO/CXC)

Beyaz c?celer ?ok k???k oldu?undan ve dolay?s?yla tespit edilmeleri zor oldu?undan, ikili sistemler onlar? tespit etmenin bir yoludur. Sirius'ta oldu?u gibi, e?er bir y?ld?z?n a??klanamayan belirli bir hareketi varsa, tek y?ld?z?n asl?nda ?oklu bir sistem oldu?unu ke?fetmek m?mk?n olabilir. Daha detayl? ?al??mayla e?lik eden y?ld?z?n beyaz c?ce olup olmad???n? tespit etmek m?mk?n. 2,4 metrelik aynas? ve geli?tirilmi? optikleriyle Hubble Uzay Teleskobu, Geni? Alan Gezegen Kameras?n? kullanarak beyaz c?celeri ba?ar?yla g?zlemledi. A?ustos 1995'te bu kamera, Akrep tak?my?ld?z?ndaki M4 k?resel k?mesindeki 75'ten fazla beyaz c?ceyi g?zlemlemek i?in kullan?ld?. Bu beyaz c?celer o kadar s?n?kt? ki en parlaklar? Ay'a uzakl?ktaki 100 watt'l?k bir ampulden daha parlak de?ildi. M4 bizden 7000 ???ky?l? uzakl?kta yer al?r ve bize en yak?n k?resel k?medir. Ya?? yakla??k 14 milyar y?ld?r, bu nedenle bu k?medeki y?ld?zlar?n ?o?u ya?amlar?n?n son evresindedir.

Beyaz c?celer, b?y?k bir k?tleye (G?ne? mertebesinde) ve k???k bir yar??apa (D?nya'n?n yar??ap?) sahip, se?ilen k?tle i?in Chandrasekhar s?n?r?ndan daha az olan y?ld?zlard?r ve k?rm?z? devlerin evriminin bir ?r?n?d?r. . ??lerinde termon?kleer enerji ?retme s?reci durduruldu, bu da bu y?ld?zlar?n ?zel ?zelliklerine yol a??yor. ?e?itli tahminlere g?re, galaksimizdeki say?lar? toplam y?ld?z pop?lasyonunun %3 ila %10'u aras?nda de?i?mektedir.

1844'te Alman g?kbilimci ve matematik?i Friedrich Bessel, g?zlem yaparken y?ld?z?n do?rusal hareketten hafif bir sapt???n? ke?fetti ve Sirius'un g?r?nmez b?y?k bir e?lik y?ld?z? oldu?u varsay?m?nda bulundu.

Onun varsay?m?, 1862'de Amerikal? g?kbilimci ve teleskop yap?mc?s? Alvan Graham Clark'?n o zaman?n en b?y?k refrakt?r?n? ayarlarken Sirius'un yak?n?nda daha sonra Sirius B olarak adland?r?lan s?n?k bir y?ld?z ke?fetti?inde do?ruland?.

Beyaz c?ce Sirius B'nin parlakl??? d???kt?r ve k?tle?ekim alan?, parlak yolda??n? olduk?a belirgin bir ?ekilde etkiler; bu, bu y?ld?z?n son derece k???k bir yar??apa ve ?nemli bir k?tleye sahip oldu?unu g?sterir. Beyaz c?celer ad? verilen bir cisim t?r? ilk kez bu ?ekilde ke?fedildi. ?kinci benzer nesne Bal?k tak?my?ld?z?nda bulunan Maanen y?ld?z?yd?.

E?itim mekanizmas?

Beyaz c?celer, G?ne?'in k?tlesiyle kar??la?t?r?labilecek bir k?tleye sahip k???k bir y?ld?z?n evriminin son a?amas?n? temsil eder. Ne zaman ortaya ??k?yorlar? G?ne?imiz gibi bir y?ld?z?n merkezindeki hidrojenin tamam? yand???nda, ?ekirde?i y?ksek yo?unluklara ula?acak ?ekilde b?z?l?r, d?? katmanlar b?y?k ?l??de geni?ler ve genel bir parlakl?k azalmas?yla birlikte y?ld?z k?rm?z? bir deve d?n???r. Titre?en k?rm?z? dev daha sonra y?ld?z?n d?? katmanlar? merkezdeki s?cak ve ?ok yo?un ?ekirde?e gev?ek bir ?ekilde ba?land???ndan zarf?n? d?ker. Bu kabuk daha sonra geni?leyen bir gezegenimsi bulutsu haline gelir. G?rd???n?z gibi k?rm?z? devler ve beyaz c?celer ?ok yak?ndan ili?kilidir.

?ekirde?in s?k??t?r?lmas? son derece k???k boyutlarda meydana gelir, ancak yine de Chandrasekhar s?n?r?n?, yani bir y?ld?z?n beyaz c?ce olarak var olabilece?i k?tlesinin ?st s?n?r?n? a?maz.

Beyaz c?ce t?rleri

Spektral olarak iki gruba ayr?l?rlar. Beyaz bir c?cenin emisyonu, helyum spektral ?izgileri olmayan en yayg?n "hidrojen" spektral tip DA (toplam?n %80'ine kadar) ve y?ld?z spektrumlar? hidrojen i?ermeyen daha nadir "helyum beyaz c?ce" tipi DB olarak ikiye ayr?l?r. ?izgiler.

Amerikal? g?kbilimci Iko Iben, bunlar?n k?keni i?in ?e?itli senaryolar ?nerdi: K?rm?z? devlerdeki helyum yanmas?n?n karars?z olmas? nedeniyle, periyodik olarak katmanl? bir helyum patlamas? geli?iyor. Bir helyum fla??n?n geli?iminin farkl? a?amalar?nda - zirvede ve iki fla? aras?ndaki d?nemde - kabu?un at?lmas? i?in bir mekanizmay? ba?ar?yla ?nerdi. Olu?umu s?ras?yla kabuk atma mekanizmas?na ba?l?d?r.

Dejenere gaz

Ralph Fowler, 1922 tarihli Yo?un Madde adl? ?al??mas?nda beyaz c?celerin i?indeki yo?unluk ve bas?n? ?zelliklerini a??klamadan ?nce, b?yle bir yap?n?n y?ksek yo?unlu?u ve fiziksel ?zellikleri ?eli?kili g?r?n?yordu. Fowler, durum denkleminin ideal bir gaz?n ?zellikleriyle tan?mland??? ana dizi y?ld?zlar?n?n aksine, beyaz c?celerde bunun dejenere bir gaz?n ?zellikleriyle belirlendi?ini ?ne s?rd?.

Beyaz bir c?cenin yar??ap?n?n k?tlesine kar?? grafi?i. Ultrarelativistik Fermi gaz limitinin Chandrasekhar limitiyle ayn? oldu?una dikkat edin.

Par?ac?klar? aras?ndaki mesafe de Broglie dalgas?ndan daha az oldu?unda dejenere bir gaz olu?ur; bu, gaz par?ac?klar?n?n kimli?inin neden oldu?u kuantum mekaniksel etkilerin gaz?n ?zelliklerini etkilemeye ba?lad??? anlam?na gelir.

Beyaz c?celerde, muazzam yo?unluklar? nedeniyle, i? bas?n? kuvveti alt?nda atomlar?n kabuklar? yok edilir ve madde, elektron-n?kleer plazma haline gelir ve elektronik k?s?m, dejenere bir elektron gaz?n?n ?zellikleriyle tan?mlan?r. Elektronlar?n metallerdeki davran???.

Bunlar aras?nda en yayg?n olan? helyum ve hidrojenden olu?an bir kabu?a sahip karbon-oksijen olanlard?r.

?statistiksel olarak beyaz c?cenin yar??ap? D?nya'n?n yar??ap? ile kar??la?t?r?labilir ve k?tlesi 0,6 ile 1,44 g?ne? k?tlesi aras?nda de?i?mektedir. Y?zey s?cakl??? 200.000 K'ye kadar ??kabilir, bu da onlar?n rengini a??klamaktad?r.

?ekirdek

?? yap?n?n ana ?zelli?i, dejenere elektron gaz?n?n yer?ekimi dengesinin neden oldu?u ?ekirde?in ?ok y?ksek yo?unlu?udur. Beyaz c?cenin i? k?sm?ndaki s?cakl?k ve yer?ekimsel s?k??t?rma, ?ap?n g?receli stabilitesini sa?layan dejenere gaz?n bas?nc?yla dengelenir ve parlakl??? esas olarak d?? katmanlar?n so?umas? ve s?k??t?r?lmas? nedeniyle olu?ur. Bile?imi ana y?ld?z?n ne kadar evrimle?ti?ine ba?l?d?r; esas olarak oksijenli karbon ve dejenere gaza d?n??en k???k hidrojen ve helyum kar???mlar?ndan olu?ur.

Evrim

Helyum patlamas? ve k?rm?z? devin d?? kabuklar?n? d?kmesi, y?ld?z? Hertzsprung-Russell diyagram? boyunca ilerleterek, onun hakim kimyasal bile?imini belirler. Beyaz c?cenin ya?am d?ng?s? so?uyuncaya kadar sabit kal?r, y?ld?z parlakl???n? kaybedip g?r?nmez hale gelir ve "kara c?ce" ad? verilen a?amaya girer - evrimin nihai sonucu, her ne kadar bu terim daha az kullan?lsa da ve modern edebiyatta daha az.

D???k parlakl?k nedeniyle g?r?lemeyen bir y?ld?zdan beyaz c?ceye madde ak???

Yak?ndaki y?ld?z arkada?lar?n?n varl???, maddenin bir birikim diski olu?umu yoluyla y?zeye d??mesi nedeniyle ya?amlar?n? uzat?r. E?le?tirilmi? sistemlerde madde birikiminin ?zellikleri, beyaz c?celerin y?zeyinde madde birikmesine yol a?abilir, bu da sonu?ta Ia tipi bir nova veya s?pernovan?n (?zellikle b?y?k olanlar durumunda) patlamas?na yol a?ar.

Bir sanat??n?n s?pernova patlamas? izlenimi

“Beyaz c?ce – k?rm?z? c?ce” sistemindeki birikim dura?an de?ilse, sonu? bir t?r beyaz c?ce patlamas? (?rne?in, U Gem (UG)) veya nova benzeri de?i?ken y?ld?zlar?n patlamas? olabilir ve bunlar?n patlamas? felakettir. .

S?pernova kal?nt?s? SN 1006, ikili sistemde bulunan patlam?? bir beyaz c?cedir. Yava? yava? yolda? y?ld?z?n maddesini ele ge?irdi ve artan k?tle, c?ceyi par?alayacak bir termon?kleer patlamaya neden oldu.

Hertzsprung-Russell diyagram?ndaki konum

Diyagramda, ana diziyi k?rm?z? devlerin durumundan b?rakan y?ld?z dal?na ait sol alt k?sm? i?gal ediyorlar.

G?zlemlenebilir Evrendeki y?ld?zlar aras?nda ikinci en b?y?k olan, d???k parlakl??a sahip s?cak y?ld?zlar?n bulundu?u bir b?lge vard?r.

Spektral s?n?fland?rma

M4 k?resel k?mesindeki bir?ok Beyaz C?ce, Hubble g?r?nt?s?

?zel bir spektral s?n?f D'ye tahsis edilirler (?ngiliz C?celerinden - c?celer, c?celer). Ancak 1983'te Edward Zion, spektrumlar?ndaki farkl?l?klar? dikkate alan daha kesin bir s?n?fland?rma ?nerdi: D (alt s?n?f) (spektral ?zellik) (s?cakl?k indeksi).

Hidrojen, helyum, karbon ve metal ?izgilerinin varl???n? veya yoklu?unu belirten DA, DB, DC, DO, DZ ve DQ spektrumlar?n?n a?a??daki alt s?n?flar? vard?r. Ve P, H, V ve X'in spektral ?zellikleri, beyaz c?celerin kutupla?mas?n?n, kutupla?mas?n?n yoklu?unda manyetik alan?n, de?i?kenli?inin, tuhafl???n?n veya s?n?fland?r?lamazl???n?n varl???n? veya yoklu?unu a??kl??a kavu?turur.

1. G?ne?'e en yak?n beyaz c?ce hangisidir? En yak?n olan?, G?ne?'ten yaln?zca 14,4 ???ky?l? uzakl?kta bulunan s?n?k bir nesne olan van Maanen y?ld?z?d?r. Bal?k burcu tak?my?ld?z?n?n merkezinde yer al?r.

   

   Van Maanen'in Y?ld?z? en yak?n, tek beyaz c?cedir

   Van Maanen Y?ld?z? ??plak g?zle g?remeyece?imiz kadar s?n?k olup b?y?kl??? 12,2'dir. Ancak y?ld?z i?eren bir sistemdeki beyaz c?ceyi d???n?rsek, bize en yak?n olan? 8,5 ???ky?l? uzakl?ktaki Sirius B'dir. Bu arada en ?nl? beyaz c?ce Sirius B'dir.

   

   Sirius B ve D?nya'n?n boyutlar?n?n kar??la?t?r?lmas?

2. En b?y?k beyaz c?ce, daha ?ok Halter Bulutsusu olarak bilinen gezegenimsi bulutsu M27'nin (NGC 6853) merkezinde bulunur. Bizden yakla??k 1360 ???ky?l? uzakl?kta, Vulpecula tak?my?ld?z?nda yer almaktad?r. Merkez y?ld?z? ?u anda bilinen di?er beyaz c?celerden daha b?y?kt?r.

   

3. En k???k beyaz c?ce, kakofon GRW +70 8247 ismine sahiptir ve D?nya'dan yakla??k 43 ???ky?l? uzakl?kta, Draco tak?my?ld?z?nda bulunur. B?y?kl??? yakla??k 13't?r ve yaln?zca b?y?k bir teleskopla g?r?lebilir.
4. Beyaz c?cenin ?mr? ne kadar yava? so?udu?una ba?l?d?r. Bazen y?zeyinde yeterli miktarda gaz birikerek Tip Ia s?pernovaya d?n???r. Ya?am beklentisi ?ok uzun - milyarlarca y?l, daha do?rusu 10'un 19'uncu kuvveti ve hatta daha fazlas?. Uzun ?m?rleri, ?ok yava? so?umalar?ndan ve Evrenin sonuna kadar hayatta kalma ?anslar?n?n y?ksek olmas?ndan kaynaklanmaktad?r. So?utma s?resi ise s?cakl???n d?rd?nc? kuvvetiyle orant?l?d?r.

   

5. Ortalama beyaz c?cenin boyutu G?ne?imizden 100 kat daha k???kt?r ve 29.000 kg/santimetrek?p yo?unlu?uyla 1 cm3'?n a??rl??? 29 tondur. Ancak yo?unlu?un boyuta ba?l? olarak 10*5 ila 10*9 g/cm3 aras?nda de?i?ebilece?ini dikkate almakta fayda var.
6. G?ne?imiz sonunda beyaz bir c?ceye d?n??ecek. Kula?a ne kadar ?z?c? gelse de y?ld?z?m?z?n k?tlesi onun bir n?tron y?ld?z?na ya da kara deli?e d?n??mesine izin vermiyor. G?ne? beyaz c?ceye d?n??ecek ve milyarlarca y?l bu haliyle varl???n? s?rd?recek.
7. Bir y?ld?z nas?l beyaz c?ceye d?n???r? Temelde her ?ey k?tleye ba?l?d?r, G?ne?imiz ?rne?ine bakal?m. Birka? milyar y?l daha ge?ecek ve ?ekirde?indeki t?m hidrojenin yanmas? nedeniyle G?ne?'in boyutu artmaya ba?layacak ve k?rm?z? bir deve d?n??ecek. Hidrojen yand?ktan sonra helyum ve karbonun sentez reaksiyonu ba?lar.

   Bu s?re?ler sonucunda y?ld?z karars?z hale gelir ve y?ld?z r?zgarlar? olu?abilir. Helyumdan daha a??r elementlerin yanma reaksiyonlar? daha fazla ?s? sal?n?m?na yol a?t???ndan. Helyumun senteziyle G?ne?'in geni?leyen d?? kabu?unun baz? b?l?mleri kopabilecek ve y?ld?z?m?z?n etraf?nda bir gezegenimsi bulutsu olu?acak. Sonu? olarak y?ld?z?m?zdan geriye sadece bir ?ekirdek kalacak ve G?ne? beyaz c?ceye d?n??t???nde i?indeki n?kleer f?zyon reaksiyonlar? duracakt?r.

8. D?? kabuklar?n?n geni?lemesi ve d?k?lmesi sonucu olu?an gezegenimsi bulutsu ?o?u zaman ?ok parlak bir ?ekilde parlar. Bunun nedeni, y?ld?zdan kalan ?ekirde?in (bir beyaz c?ceyi d???n?n) ?ok yava? so?umas? ve y?zbinlerce ve milyonlarca Kelvin derecelik y?ksek y?zey s?cakl???n?n esas olarak uzak ultraviyole ???nda yay?lmas?d?r. Bulutsunun bu UV kuantumlar?n? emen gazlar?, bunlar? ?????n g?r?n?r k?sm?nda yeniden yayar, ayn? anda kuantum enerjisinin bir k?sm?n? emer ve g?r?n?r aral?kta ?ok s?n?k olan geri kalan?n?n aksine ?ok parlak bir ?ekilde parlar.

   

Sorulara verilen cevaplar

1. Beyaz c?ce ile beyaz c?ce aras?ndaki fark nedir? Bir y?ld?z?n t?m evrimi, ba?lang??taki k?tlesine ba?l?d?r; parlakl???, ya?am beklentisi ve sonunda neye d?n??ece?i bu parametreye ba?l? olacakt?r. K?tlesi 0,5-1,44 g?ne? olan bir y?ld?z i?in, y?ld?z?n geni?leyerek, d?? kabuklar?n? d?kerek gezegenimsi bir bulutsu olu?turan ve arkas?nda dejenere gazdan olu?an tek bir ?ekirdek b?rakan k?rm?z? deve d?n??mesiyle hayat sona erecektir.

   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   

   Bu, beyaz c?cenin nas?l olu?tu?una dair basitle?tirilmi? bir mekanizmad?r. Y?ld?z?n k?tlesi 1,44 g?ne? k?tlesinden b?y?kse (y?ld?z?n beyaz c?ce olarak var olabilece?i Chandrasekhar s?n?r? denir. K?tle bunu a?arsa, o zaman bir n?tron y?ld?z? haline gelir.), o zaman y?ld?z ?ekirdekteki t?m hidrojeni t?kettikten sonra demire kadar daha a??r elementlerin sentezine ba?lar. Demirden daha a??r elementlerin daha fazla sentezi imkans?zd?r ??nk? F?zyon i?lemi s?ras?nda a???a ??kandan daha fazla enerji gerektirir ve y?ld?z?n ?ekirde?i bir n?tron y?ld?z?na ??ker. Elektronlar y?r?ngelerinden ka?arak ?ekirde?e d??erler, burada protonlarla birle?erek n?tronlar? olu?tururlar. N?tron maddesi di?erlerinden y?zlerce, milyonlarca kat daha a??rd?r.

2. Beyaz c?ce ile pulsar aras?ndaki fark. Bir n?tron y?ld?z? durumunda oldu?u gibi ayn? farkl?l?klar, yaln?zca bir pulsar?n (ve bu bir n?tron y?ld?z?d?r) saniyede onlarca kez ?ok h?zl? d?nd???n? ve bir beyaz c?cenin d?n?? periyodunun, bir y?ld?z ?rne?inde 40 Eri B, 5 saat 17 dakika. Fark fark ediliyor!

   

   Pulsar PSR J0348 +0432 - n?tron y?ld?z? ve beyaz c?ce

3. Beyaz c?celer neden parl?yor? Yani art?k termon?kleer reaksiyonlar ger?ekle?miyor; mevcut radyasyonun t?m? termal enerjidir, o halde neden parl?yorlar? Esasen, parlak beyazla ba?layan ve sonra k?rm?z?ya d?nen s?cak bir demir gibi yava? yava? so?ur. Dejenere gaz ?s?y? merkezden ?ok iyi iletir ve y?z milyonlarca y?l boyunca %1 oran?nda so?ur. Zamanla so?uma yava?lar ve trilyonlarca y?l s?rebilir.
4. Beyaz c?celer neye d?n???yor? Evrenin ya??, evrimin son a?amas? olan kara c?celerin olu?umu i?in ?ok k???kt?r. Yani hen?z g?r?n?r bir kan?t?m?z yok. So?utma hesaplamalar?na dayanarak tek bir ?ey biliyoruz: Ya?am beklentileri ger?ekten ?ok b?y?k, Evrenin ya??n? (13,7 milyar y?l) a??yor ve teorik olarak trilyonlarca y?la tekab?l ediyor.
5. N?tron y?ld?z? gibi g??l? manyetik alana sahip beyaz c?ce var m?? Baz?lar?, D?nya'da yaratt?klar?m?zdan ?ok daha g??l?, g??l? manyetik alanlara sahiptir. ?rne?in, D?nya y?zeyindeki manyetik alan g?c? yaln?zca 30 ila 60 ppm Tesla aras?ndayken, beyaz bir c?cenin manyetik alan g?c? 100.000 Tesla kadar y?ksek olabilir.

   

   Ancak bir n?tron y?ld?z?n?n ger?ekten g??l? bir manyetik alan? vard?r - 10 * 11 Tesla ve buna magnetar denir! Baz? magnetarlar?n y?zeyinde y?ld?zda sal?n?mlar yaratan ?oklar olu?abilir. Bu dalgalanmalar genellikle magnetardan gelen b?y?k gama ???nlar? patlamalar?yla sonu?lan?r. ?rne?in, Aquila tak?my?ld?z?nda 20.000 ???ky?l? uzakl?kta bulunan magnetar SGR 1900+14, 27 A?ustos 1998'de patlad?. G??l? gama ???nlar? patlamas? o kadar g??l?yd? ki, NEAR Shoemaker uzay arac?n? ekipman? kapatmaya zorlad?. onu korumak i?in.

Makalemizin kahramanlar? hakk?nda pop?ler bilim filmi