Büyük Patlama'dan sonra sıcaklık ve evrenin yoğunluğu sayısal olarak düştükçe, içinde bulunduğumuz evren de zamanla çok çeşitli gök cisimlerine ve oluşumlara ev sahipliği yapmaya başlamıştır. Bugün gözlemleyebildiğimiz bu çeşitli cisimlerin arasında, bulundukları kütlesel aralık dolayısıyla popüler kültür içinde göz ardı edilen ancak evrenin kaotik yapısı içinde önemli bir yere sahip olan 'kahverengi cüceler' de bulunmaktadır. Peki bu cüceler gerçekte nedir? Bir yıldız mı, yoksa Jüpiter gibi gaz devi gezegenler mi? Nasıl oluşurlar ve nasıl gözlemlenirler?

Bir kahverengi cücenin ne olduğunu anlamak için öncelikle bir gezegen ile yıldızın arasındaki farkın net bir biçimde anlaşılması gerekmektedir. Gece gökyüzüne bakıldığında çıplak gözle iki gök cismini birbirinden ayırmak zor olabilir ancak bir gökbilimci için teleskop (uzakölçer) veya spektroskop (izgeölçer) ile gözlemlendiğinde iki tür birbirinden kolaylıkla ayrılmaktadır. En basit formda söylemek gerekirse, bir gezegen üzerinden yansıyan ışık ile gözlemlenirken, bir yıldız kendi içindeki atomların tepkimeleri ile ürettiği ışığı yaymakta ve bu ışık sayesinde gözlemlenebilmektedir.

Bir yıldız, sıkışan bir gaz bulutundan oluşurken merkezindeki sıcaklık o kadar yükselir ki hidrojen atomları birleşerek helyum atomlarını oluşturmaya başlar ve bu süreçte devasa bir enerji açığa çıkarak yıldızın parlamasına sebep olur. Gezegenler ise yıldızların oluşumu sırasında arda kalan parçacıklardan oluşur ancak doğal olarak bu kütle hiçbir zaman kendi füzyon reaksiyonlarını (kaynaşma tepkimelerini) yaratacak bir sayısal sınıra ulaşamaz.

Kahverengi cüceler bir yıldız olmak için çok küçük, bir gezegen olmak için ise çok büyük addedilir. Bu temelde yapılan tanımlarda bir kahverengi cücenin Jüpiter gezegeninin en az 13 katı, en çok 90 katı büyüklüğe sahip olabileceği belirtilmektedir. Bu kütle aralığında ise (yani Güneş kütlesinin en fazla onda biri büyüklüğe sahip olan) bir kahverengi cücenin hidrojen atomlarının füzyon reaksiyonlarına ev sahipliği yapamayacağını söyleyebiliriz. Bu koşula dayanarak da bir çok bilimci kahverengi cüceleri, 'başarısız yıldızlar' olarak nitelemektedir.

1995 yılından beri (Spitzer Uzay Teleskobu ile) gökbilimciler yakınlardaki birkaç kahverengi cüceyi tespit etmeye başladılar ve o günden beri gördüğümüz kahverengi cüceler bize bu cisimlerin normal yıldızlar kadar kalabalık bir nüfusa sahip olabileceğini gösteriyor. Ne var ki keşfedilmiş kahverengi cücelerin neredeyse tamamı 'ikili sistemler' halinde yani biri diğerinin yörüngesinde turlayan yıldız sistemleri halinde gözlemlendi.

Kahverengi cüceler de tıpkı sıradan yıldızlar gibi toz ve gaz bulutsularının çökelmesinden oluşur ancak birçok kahverengi cüce de merkezlerinde nükleer füzyon (çekirdeksel kaynaşma) tepkimeleri gerçekleşecek kadar büyük kütlelere sahip değildir. Bu sebepten dolayı kahverengi cüceler de yıldızlar ve gaz devi gezegenler arasındaki ara geçiş nesneleri olarak düşünülür.



Kahverengi cüceler, onlardan gelen ışığın izgesine (spektrumuna) göre sınıflandırılmaktadır. M-sınıfı yıldızlar soğuk yıldızlardır ve evrende en yaygın bulunan yıldız grubudur. (Güneş'e yakın olan yıldızların yaklaşık yüzde 75'ini bu grup oluşturur.) Birçok M-yıldızı kızıl (kırmızı) cüce iken bazıları da kahverengi cücedir.

L-sınıfı kahverengi cüceler ise M-yıldızlarından daha soğuktur. Bazı L-yıldızları hidrojen füzyon reaksiyonlarını destekleyebilse de büyük bir çoğunluğu bu yeteneğe sahip değildir. T-sınıfı kahverengi cüceler ise 430 ila 1030 santigrat derece arasında değişen yüzey sıcaklıklarına sahiptir. T cüceler, büyük çoğunlukla metandan oluşmaktadır.

Y-sınıfı kahverengi cüceler ise cüceler arasındaki en soğuk grubu oluşturmaktadır. Bu grubun sıcaklığı evdeki fırınımızın sıcaklığı kadar ve hatta bir insan vücudunun iç sıcaklığı kadar düşük seviyelerde olabilmektedir.



Bazı kahverengi cücelerin etrafında dönen gezegenler bulunabilmekte veya madde diskleri birtakım kahverengi cüceleri çevreleyebilmektedir. Bu durumlar, bir cisme kahverengi cüce demek için gereken şartlar arasında bulunmadığı gibi tam tersi için de gerekli olan koşullar arasında değildir.

Gökbilimciler, bir çalışmada bu gaz disklerinden birinde magnezyum veya demir silikatları olarak bulunabilen yeşil kristallerin (olivin) varlığını keşfetmişti. Bu kristallerin Dünya gibi taşsı gezegenlerin başlangıç aşaması olduğu düşünülüyor.

2014 yılı içinde gerçekleştirilen başka bir çalışmada ise Max Planck Institute'ten gökbilimciler T-sınıfı kahverengi cücelerden Luhman-16B'nin atmosferini haritalamayı denemişti. Bu cüce için, ergimiş demir ve mineral damlacıklarından oluştuğu düşünülen havaküre (atmosfer) bulutlarının, 1.100 santigrat derece sıcaklığındaki hidrojenden oluşan havaküreye dağılmış olduğu görülmüştü.

---

Kaynaklar : CalTech Website, Brown Dwarfs, coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/cosmic_reference/brown_dwarfs.html

Karl Tate, Brown Dwarfs: Strange Failed Stars of the Universe Explained, 29 Ocak 2014, www.space.com/24467-brown-dwarfs-failed-stars-explained-infographic.html

Megan Gannon, NASA Discovers Coldest Brown Dwarf Neighbor of the Sun, 28 Nisan 2014, www.space.com/25659-coldest-brown-dwarf-near-sun-discovery.html

http://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/questions/question62.html

---