Kahverengi cüceler, ilk kez 1995 yılında keşfedilen, ne yıldız ne de gezegen kategorisine konabilen gök cisimleri. Ancak son yıllarda bazı gökbilimciler 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]
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 ( M J {\displaystyle M_{J}} ) arasında bir kütleye sahip oldukları düşünülüyor.
Güneş Kütlesi: M ⊙ {\displaystyle {\odot }} =2x1030kg=1000 M J {\displaystyle M_{J}}
Jüpiter Kütlesi: M J {\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 K {\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 L {\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 L {\displaystyle L} ⊙ {\displaystyle {\odot }} civarındadır.[2]
Ayrıca bakınız
Yıldız nesneleri
Karanlık yıldız
Turuncu cüce
Kırmızı cüce
Sarı cüce
Altyıldız nesneleri
Siyah cüce
Güneş dışı gezegen
Alt-kahverengi cüce
Beyaz cüce
Listeler
Kahverengi cüceler dizini
Diğerleri
Karanlık madde
Yıldızların Ölümü
Yıldız Kütlesi
Yarıçap
Yoğunluk
Son Ürün
Myıldız< 0,8 Mgüneş
10-103 gr/cm3
Kahverengi cüce veya Kara cüce
0,8 Mgüneş< Myıldız < 1,44 Mgüneş
7000 km
106 gr/cm3
Beyaz 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
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. KB1 bakım: Birden fazla ad: yazar listesi (link)
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 Brown dwarf ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.