İçeriğe atla

Kahverengi cüce

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gliese 229 A ve Gliese 229 B

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.[1]

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.

  • Kütle: Kabul edilmiş teorilere göre hidrojen yanmasını başlatabilecek kritik kütle 0.084M. Yani bir kahverengi cücenin kütlesi bundan daha büyük olmamalı. En alt sınırın belirlenmesi güçse de kahverengi cücelerin genellikle 10-84 Jüpiter kütlesi () arasında bir kütleye sahip oldukları düşünülüyor.
  • Güneş Kütlesi: M=2x1030kg=1000
  • Jüpiter Kütlesi: =2x1027kg=0.001M
  • 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 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; ancak genç bir kahverengi cüce soğumadan önce daha büyük bir ışınım gücüne sahip olabiliyor. Evrimlerinin sonraki aşamalarındaysa ışınım güçleri 10−5 civarındadır.[2]

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]
Yıldız Kütlesi  Yarıçap Yoğunluk Son Ürün
Myıldız< 0,08 Mgüneş 10-103 gr/cm3 Kahverengi cüce
0,08 Mgüneş< Myıldız < 1,44 Mgüneş 7000 km 106 gr/cm3 Beyaz cüce, soğuduktan sonra kara cüce
~1,35 Mgüneş< Myıldız <~2,1 Mgüneş 10-20 km 8x1013-2x1015 gr/cm3 Nötron yıldızı
Myıldız > ~3 Mgüneş 4 km >1016 gr/cm3 Kara delik


  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. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]