Kahverengi cüce - Vikipedi

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.

Özellikleri

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

Ayrıca bakınız

Yıldız nesneleri
Altyıldız nesneleri
- Siyah cüce
- Güneş dışı gezegen
  - Beyaz cüce
Listeler
- Kahverengi cüceler dizini
Diğerleri
- Karanlık madde

Yıldızların Ölümü

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

Kaynakça

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

Dış bağlantılar

NASA-1
NASA-2 3 Ekim 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
Resimler10 Nisan 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

Wikimedia Commons'ta Kahverengi cüce ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.

[1] "Bilim ve Teknik, Ekim 2007, s. 19" (PDF). 23 Haziran 2012 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Şubat 2008.

[Martin-2] Martin, E.L., Rebolo, R. ve Zapatero-Osorio, M.R. (1997). The Discovery of Brown Dwarfs. American Scientist. ss. 85, 522.

[1]

[2]