Kahverengi cüce

Hertzsprung-Russell diyagramı

Tayf tipi

O

B

A

F

G

K

M

L

T

Kahverengi cüceler

Beyaz cüceler

Kırmızı cüceler

Alt cüceler

Ana kol
("cüceler")

Alt devler

Devler

Kırmızı devler

Mavi devler

Parlak devler

Üst devler

Kırmızı üst dev

Üstün devler

mutlak
parlaklık
(M_V)

Kahverengi cüceler, ilk kez 1995 yılında keşfedilen, ne yıldız ne de gezegen kategorisine konabilen gök cisimleri. Ancak son yıllarda bazı gök bilimciler kütlelerinin büyüklüğüne ve buna bağlı olarak sıcaklıklarına ve buna da bağlı olarak renklerine göre O, B, A, F, G, K ve M olarak sıralanan geleneksel yıldız kategorilerine kahverengi cüceleri de T ve Y sınıfları olarak eklemektedir.

Gliese 229 A ve Gliese 229 B

Kahverengi Cüceler yıldızlararası gaz bulutlarının çökmesiyle oluşurlar, fakat gökcismini yıldız yapacak nükleer tepkimelerin başlayamayacağı kadar hafiftirler. 80 Jüpiter kütlelik sınıra ulaşamadıkları için yeteri kadar ısınamayıp sönerler.

İlk keşfedilen Kahverengi Cüceler Gliese 229 a ve Gliese 229 b. Gliese B diğerine göre daha solgundur. Bu iki sönmüş yıldızın yaşları yaklaşık 10 milyon yıl olarak tahmin ediliyor. Dünyamızdan yaklaşık olarak 1400 ışık yılı uzaklıkta, Büyük Orion Bulutsusunda yer alıyor ve birbirlerinin çevresinde dönüyorlar. Bunların dışında Ülker'deki çiftlerden biri de Kahverengi Cücedir ve adı Teide 1'dir. Yüksek miktarda lityum içerir.

Özellikleri

• Kütle: Kabul edilmiş teorilere göre hidrojen yanmasını başlatabilecek kritik kütle 0.084M_{${\displaystyle {\odot }}$} . Yani bir kahverengi cücenin kütlesi bundan daha büyük olmamalı. En alt sınırın belirlenmesi güçse de kahverengi cücelerin genellikle 10-84 Jüpiter kütlesi (${\displaystyle M_{J}}$ ) arasında bir kütleye sahip oldukları düşünülüyor.
• Güneş Kütlesi: M_{${\displaystyle {\odot }}$} =2x10³⁰kg=1000${\displaystyle M_{J}}$ 
• Jüpiter Kütlesi: ${\displaystyle M_{J}}$ =2x10²⁷kg=0.001M_{${\displaystyle {\odot }}$} 
• Merkezi Isı: Merkezdeki sıcaklığın, nükleer tepkimeleri başlatmaya yeten 3 milyon derecenin altında olması gerekiyor. Bu değer kütleye bağlı; daha küçük kütlelere ilişkin sıcaklıklar da daha düşük.
• Yüzey Sıcaklığı: Bir kahverengi cücenin en dış katmanına ait sıcaklığın 1000${\displaystyle K}$  civarında olması beklense de, bu sıcaklık yaşa da bağlı. Kahverengi cüce, yaşlandıkça soğuyor. Yaşamının başlangıcında nükleer füzyon oluşabilse de bu pek uzun sürmüyor.
• Işınım Gücü: Kahverengi cüceler, yüzey sıcaklıklarının düşüklüğüne bağlı olarak, pek parlak değiller. En sönük yıldızlar için ışınım gücü 10⁻⁴${\displaystyle L}$ _{${\displaystyle {\odot }}$} ; ancak genç bir kahverengi cüce soğumadan önce daha büyük bir ışınım gücüne sahip olabiliyor. Evrimlerinin sonraki aşamalarındaysa ışınım güçleri 10⁻⁵${\displaystyle L}$ _{${\displaystyle {\odot }}$}  civarındadır.

Ayrıca bakınız

• Yıldız nesneleri
  • Karanlık yıldız
  • Turuncu cüce
  • Kırmızı cüce
  • Sarı cüce
• Altyıldız nesneleri
  • Siyah cüce
  • Güneş dışı gezegen
    • Beyaz cüce
• Listeler
  • Kahverengi cüceler dizini
• Diğerleri
  • Karanlık madde

Yıldızların Ölümü

Yıldız Kütlesi	Yarıçap	Yoğunluk	Son Ürün
Myıldız< 0,08 Mgüneş		10-10^3 gr/cm^3	Kahverengi cüce
0,08 Mgüneş< Myıldız< 1,44 Mgüneş	7000 km	10^6 gr/cm^3	Beyaz cüce, soğuduktan sonra kara cüce
~1,35 Mgüneş< Myıldız<~2,1 Mgüneş	10-20 km	8x10^13-2x10^15 gr/cm^3	Nötron yıldızı
Myıldız> ~3 Mgüneş	4 km	>10^16 gr/cm^3	Kara delik

Kaynakça

1. ^ "Bilim ve Teknik, Ekim 2007, s. 19" (PDF). 23 Haziran 2012 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Şubat 2008. 
2. ^ Martin, E.L., Rebolo, R. ve Zapatero-Osorio, M.R. (1997). The Discovery of Brown Dwarfs. American Scientist. ss. 85, 522. KB1 bakım: Birden fazla ad: yazar listesi (link)