Beyaz cüce, düşük ve orta kütleli bir yıldızın dış katmanlarını yitirmesinden sonra geride kalan sıcak ve yoğun çekirdektir. Boyutu genellikle Dünya'nınkiyle karşılaştırılabilir; buna karşılık içerdiği madde çok daha fazladır. Güneş'in de yıldız evriminin sonunda beyaz cüceye dönüşmesi beklenir.[1]
OLUŞUMU VE SOĞUMASI
Bir yıldız, kırmızı dev evresinde genişleyen dış katmanlarını uzaya bırakabilir. Açığa çıkan çekirdek artık ana kol yıldızlarında olduğu gibi sürekli hidrojen füzyonuyla enerji üretmez. Beyaz cücenin ışığı büyük ölçüde önceden biriktirdiği ısının yayılmasından gelir. Bu nedenle zamanla soğur ve sönükleşir; soğuma milyarlarca yıl sürebilir.[1]
YOĞUN MADDENİN DENGESİ
Beyaz cüceyi kütleçekimsel çöküşe karşı destekleyen başlıca etken elektron yozlaşma basıncıdır. Bu basınç, elektronların kuantum özelliklerinden doğar; sıradan sıcak gaz basıncıyla aynı mekanizma değildir. Çok sayıda elektronun dar bir hacme sıkışması, tümünün aynı düşük enerjili durumu paylaşamaması nedeniyle basınç oluşturur.[2]
Elektron yozlaşma basıncının destekleyebildiği kütle sınırlıdır. Yaklaşık 1,4 Güneş kütlesiyle ifade edilen Chandrasekhar sınırı, beyaz cücelerin davranışını açıklayan temel kavramlardan biridir. İkili yıldız sistemlerinde madde aktarımı beyaz cücenin evrimini değiştirebilir ve bazı sistemlerde termonükleer süpernova oluşumuna yol açabilir. Bu yüzden tek başına soğuyan beyaz cüceler ile yakın bir eş yıldızla etkileşenler farklı süreçler izleyebilir.[2]