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. 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]
^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)
