Yildizlarin Evrimi 1

KÜÇÜK YILDIZLARIN EVRİMİ

Geceleri, gökyüzüne baktığımızda, binlerce irili ufaklı parıltılar gözümüze çarpar Gördüğümüz evrenin içerisinde dağılmış olan milyarlarca yıldızdan bazılarıdır Gördüğümüz bu yıldızlar, genellikle yeryüzüne diğerlerine oranla daha yakın, bu nedenle de parlak görünen yıldızlardır Bu parlak noktaların güzelliği ve ulaşılmazlığı, çok eski çağlardan bu güne insanların ilgisini çekmiş; onların oluşturdukları şekilleri, birtakım tanrılara; mitolojik kahramanlara ya da günlük hayatta kullanılan araç- gerece benzetmişlerdir Sadece bununla da kalmayıp, gökyüzünü belirli bölümlere ayırarak, her bölgeye içinde bulunan takımyıldızın ismini vermişlerdir Yıldız katalogları oluşturarak, her bölgedeki gökcisimlerini konumlarına göre isimlendirmişlerdir 19 yüzyılın sonlarına doğru, teleskopların ve gökbilimin gelişmesine bağlı olarak, gökcisimlerinin de yapıları anlaşılmaya başlandı


Hertzsprung ve Russell adlı iki astrofizikçi, 20 yüzyılın başında, yıldızların yaydıkları ışımanın şiddetine karşı sıcaklıklarını bir grafik haline getirdiler Hertzsprung ve Russell, bekledikleri gibi bir yıldızın sıcaklığı ve ışıma şiddeti arasında sistematik bir ilişkinin olduğunu gördüler Çıplak gözle gördüğümüz yıldızların hemen hemen hepsi, ana kol adı verilen bir eğri oluşturuyordu Hertzsprung ve Russell'in oluşturdukları bu diyagram, (H-R diyagramı) yıldızların özelliklerinin anlaşılmasında önemli bir role sahip oldu H-R diyagramında, parlaklığı çok az, ancak sıcaklığı çok yüksek olan beyaz cüceler; ya da, parlaklığı çok fazla (Güneş'ten binlerce defa fazla) buna karşın sıcaklığı düşük olan kırmızı devler, ana kolun dışında kalırlar


Biz şimdilik kendi yıldızımız olan Güneş, Güneş benzeri ve daha küçük olanları ile ilgileneceğiz

1 Sınıfları: Yıldızların büyük kısmını, en azından gökadamız Samanyolu'ndakilerin çok büyük kısmını, Güneşimizden oldukça küçük yıldızlar oluşturur Samanyolu'ndaki 100 milyar kadar yıldız arasında Güneş'ten daha büyük (ve daha sıcak) olan yıldızların (O ve B sınıfı mavi dev yıldızlar, A sınıfı beyaz ve F sınıfı sarı-beyaz yıldızlar) oranı yalnızca %1 dir Güneş'in de dahil olduğu G sınıfı sarı yıldızların oranıysa %4 tür Güneş'ten biraz daha küçük olan turuncu yıldızların toplama oranıysa %15 kadardır Güneş'ten çok daha küçük ve oldukça soğuk olan kırmızı cüce yıldızlarsa, toplamın %70'iyle en büyük grubu oluşturmaktadır Geriye kalan %10'luk grubu da kütleleri Güneş'e yakın olan yıldızların, ömürlerinin sonunda dış katmanlarını uzaya saldıktan sonra sıkışıp Dünyamız boyutlarına kadar çökmüş merkezleri olan "beyaz cüce"ler oluşturur Güneş benzeri yıldızların, beyaz cüce haline gelmeden önce uzaya saçtıkları katmanlar, çoğunlukla hidrojen ve az miktarda da yıldızın evrimi sırasında merkezde ya da yakınlarında sentezlenip dışarıya sızmış olan daha ağır bazı elementlerdir Bunlar, tahmin ettiğiniz gibi zaman içinde yıldız kuluçkalıkları olarak görülebilecek dev gaz ve toz bulutlarına karışmakta ve oluşan yeni kuşak yıldızların içeriğine katkıda bulunmaktadır Dolayısıyla, 4,6 milyar yaşında olan Güneşimizin içeriği, 11-12 milyar yıl önce oluşmuş ve neredeyse saf hidrojenden oluşmuş yıldızlarınkinden çok farklıdır Gökbilim dilinde hidrojen ve helyum dışındaki tüm elementler "metal" olarak nitelendiriliyor Yıldızları oluşturan gaz ve toz bulutlarının, evrenin evrimi süresince bu metallerin eklenmesiyle "zenginleşmesi" gezegen ve özellikle Dünya gibi kayaç gezegenler oluşumu için önemlidir Çünkü, genellikle metal bakımından fakir ilk kuşak yıldızlar, gezegen oluşumu için uygun değildi Çünkü bunlar fazla morötesi ışınım yaymakta ve bu ışınım çevrelerindeki gaz ve toz bulutlarını hızla dağıtmaktadır İkincisi, bu yıldızlar çok büyük kütleli olduklarından, bu kütlenin baskısını dengeleyebilmek için merkezlerindeki yakıtı da yalnızca birkaç milyon yılda tüketiyorlar (Karşılaştırmak için Güneş ve benzerlerinin ömrü 10 milyar yıl, kırmızı cücelerin ömrü ise birkaç trilyon yıl olabiliyor) ve sonunda süpernova denen muazzam şiddetteki patlamalarla yok oluyorlar Daha doğrusu merkezleri, birer kara delik ya da yalnızca 10-15 km çaplı küreler olan nötron yıldızı haline geliyorlar Patlamayla uzaya savrulan dış katmanlarsa çevrelerindeki bulutları milyonlarca derecedeki sıcaklıklara ısıtarak dağıtıyor Süpernova patlamalarında oluşan şok dalgaları, dev yıldızın ölümünden önce oluşturduğu ve uzaya savurduğu elementlerin sıkışıp ısınarak daha fazla nötron ve proton yutarak daha ağır elementler haline gelmesini sağlıyor Özetle, gezegenimizi, Güneş Sistemi dışındaki olası benzerlerini, yaşamımızı ve evrende bulunabilecek olası başka canlıları, bu sürekli işleyen "zenginleşme" sürecine borçluyuz


Şekil 1: Yıldızların sınıflarına göre ışıma gücü eğrisi ve kütle yaş ilişkisi

2 Yıldızların Oluşumları: İlk olarak yıldızların oluşumları için gereken materyallere bakalım Bir yıldızın oluşumu için iki şey gereklidir Bunlar; madde ve maddeyi yüksek yoğunluklara sıkıştıracak bir mekanizma Madde uzayda oldukça boldur Bazı yerlerde gaz düzenli bir biçimde dağılmış iken bazı yerlerde yoğunlaşmış durumdadır Uzayda galaksilerin içinde, nebula olarak adlandırılan, soğuk ve karanlık toz bulutları vardır Bunlar az sayıdaki helyum atomları ile hidrojen atomlarından meydana gelen seyrek gazlardır Bu gaz ve toz bulutları, galaksi etrafındaki şok dalgalarının ve gaz bulutlarının kendi gravitasyonel çekiminin neden olduğu etki ile büyük bulut ve küreler halinde yoğunlaşarak, sıkışıp ısınırlar Çünkü bu gaz küresi kendini oluşturan gazların korkunç ağırlığına karşı koyamaz Böylece yıldız taslağı büzülmeyi, merkezdeki basınç ve sıcaklık da artmayı sürdürür (basınçla sıcaklık doğru orantılıdır) Sonunda da yıldız taslağının merkezindeki sıcaklık on milyon dereceye ulaşınca hidrojen yanması başlar Bu sıcaklıkta Hidrojen atomlarının çekirdekleri öylesine büyük hızlarla hareket ederler ki, çarpıştıkları zaman birbirleriyle kaynaşıp bu süreç sonucunda hidrojeni helyuma dönüştürürler Kaynaşan her dört hidrojen çekirdeğine karşılık bir helyum çekirdeği ortaya çıkar Ama daha önemlisi sonuçta açığa çıkan helyum çekirdeğinin ağırlığı, başlangıçtaki dört hidrojen çekirdeğinin ağırlığından daha azdır Burada kaybolan madde, Einstein’ın ünlü E=mc2 formülü uyarınca saf enerjiye dönüşür Hidrojen yanmasından ortaya çıkan bu korkunç enerji, sonunda yıldız taslağının kendi ağırlığını taşımasını sağlayarak büzülmeyi durdurur ve bir yıldızın doğmasına sebep olur
3 Evrimleri: Bildiğimiz gibi yıldızların yaşam sürelerinden tutunda diğer geçirecekleri evrelerde belirleyici olan kütleleri ve kimyasal bileşenleridir Biz sadece Güneş ve Güneşten daha az kütleye sahip yıldızları inceleyeceğiz Güneş kütleli yıldızlar sırasıyla: Anakol öncesi, Ana Kol, Kırmızı Dev, Yatay Kol, Asimtotik Dev Kolu, Gezegenimsi Nebula ve Beyaz Cüce evrelerini geçirirler Ama Güneş gerek bizim yıldızımız olması, gerekse hakkında en fazla bilgi sahibi olduğumuz yıldız olmasından dolayı en fazla değinilmesi gereken yıldızdır Bu yüzden bilgilerimizin çoğunu güneş ile ilgili olanlar oluşturacaktır


Şekil 2: Güneş’in Evrimi




Kütle (Mgüneş)


Oluşum (yıl)


Anakol (yıl)


Dev Evresi (yıl)


1


1x108


9x109


109


5


5x106


6x107


107


10


6x105


1x107


106


Tablo 1: Yıldız evriminin zaman tablosu


Ana Kol Evrimi: İlk olarak ana kol evrimini inceleyelim Ana kol evrimi en uzun süren evredir Bu evreyi kısaca maddeler şeklinde özetleyecek olursak;


Yıldızların merkezinde füzyon meydana gelir


Hidrojen, Helyuma dönüştürülür

4 parçacık 1 parçacığa dönüştüğünden buradaki basınç düşer

Çekirdek büzülerek sıcaklığını artırır

Bu dış katmanların ısıtılmasına neden olarak bu katmanların dışarıya doğru genişlemesine neden olur

Güneş’e bakacak olursak şunu söyleyebiliriz Güneş gibi bir yıldızın ömründeki ilk durak ve en uzun yol ana koldur Güneş yapılan hesaplara göre bu ana kolda 55 milyar daha kalacağa benziyor Ana kolda Güneş'in korunda, termonükleer reaksiyonlar sonucunda ortaya çıkan enerji o kadar yüksek olur ki oluşan iç basınç, korun çekimsel olarak büzülmesini dengeler ve Güneş uzun süre kararlı kalır


Kırmızı Dev ve Yatay Kol: Güneş'in korunda, hidrojenin helyuma dönüşmesi ile korda hidrojen miktarı azalır ve bir süre sonra içteki basınç artık çekim kuvvetine karşı koyamayarak, hızlı bir şekilde büzülmeye başlar Korda hidrojenin azalıp helyum'un hakim olmaya başlaması ile, helyuma dönüşmemiş korun etrafındaki hidrojen dış tarafa doğru itilir Kor halen çökmeye devam etmektedir Güneş'in koru içeriye doğru çöktükçe, korun dış kısımlarında ince bir tabakada bulunan hidrojen, yeterli bir sıcaklığa (10 milyon oK) ulaşarak hidrojeni ateşler Fakat, burada üretilen enerji çökmekte olan Güneş'i dengede tutamaz Güneş'in bu ince tabakasında üretilen enerji bu sefer dış zarfa kinetik enerji vererek, Güneş'in genişlemesine neden olur Bu durumda kor çökmesini sürdürmekte, hidrojenin yandığı tabakanın üstündeki dış zarf genişlemektedir Güneş bu durumda genişlerken (yarıçapını %75 arttırırken) yüzey sıcaklığını düşürür Sonuçta Güneş, sabit bir ışıma gücüne sahip olur Güneş'in bu durumdaki parlaklığı, bugünkünden iki kat daha parlak olur Aşağıdaki şekilde gösterilen Hertzsprung-Russell (HR) diyagramındaki alt dev koluna ulaşır Bu durumda Güneş'in yaşı 106 milyar yıldır


Şekil 3: 1M Güneş kütlesine sahip güneşin evrimsel hallerini gösteren Hertsprung-Russel (HR) diyagramı


Halen Güneş'in koru çökmekte ve dış zarf genişlemektedir Güneş Hetzsprung-Russell (HR) diyagramında kırmızı dev kolunun en üst noktasına gelirken, manzara şu şekildedir: Güneş çapını 05 AB (1 AB = 150000000 km) artırarak, yüzey sıcaklığı 3500 oK olan gökyüzünde M spektral tipinde bir dev yıldız olarak parlayacaktır Güneş'in bu M spektral tipinden dev haline Dünya'dan bakıldığında bugünkü halinden 100 kat daha büyük görülecektir


Şekil 4: Güneşin bugünkü boyutu ile Şekil 8'deki diyagramda kırmızı dev kolundaki hali olan evrimleşmiş güneşin karşılaştırılması




Güneş kırmızı dev kolunun en üst kısmına geldiğinde, Güneş'in koru 100 milyon oK e ulaşır Ve korda hakim olan helyum bir anda parlar Bu olay helyum parlaması (flash) olarak adlandırılır Güneş, bugünkü parlaklığının 1000 katı kadar bir parlaklığa ulaşır Kordaki helyum parlamasıyla helyum düzenli bir şekilde yanmaz Bu olayın neticesinde, Güneş'in iç yapısında büyük ölçüde değişimler meydana gelir Helyum parlaması ile Güneş'in koru genişlemeye ve Güneş'in dış zarfı küçülmeye başlar Helyum parlaması Güneş'in iç yapısı ile ilgilidir Bu olay gözlemlerle doğrudan gözlenemez Kor halen genişlemekte, dış zarf büzülmektedir Güneş bu şekilde yarıçapını küçültüp, yüzey sıcaklığını artırarak HR diyagramında kırmızı dev koluna paralel bir şekilde inerek yığılma yeri olarak bilinen yere gelir Gökyüzünde bugün için gözlediğimiz birer K devi olan Aldebaran ve Arcturus yıldızları HR diyagramının bu bölgesinde bulunur Burada, belirli bir süre sonra helyum düzenli bir şekilde yanmaya başlar Güneş'in korunda helyum, 100 milyon oK sıcaklığında yanarak karbon elementine dönüşür Bu aşama 3? reaksiyonları olarak adlandırılır Güneş'in korunda bulunan 3 tane helyum atomu birleşerek karbon atomunu oluşturur Zaman ile Güneş'in korunda karbon hakim olmaya başlar, helyum ise korun dış taraflarına doğru itilir Bu manzara aşağıdaki Şekilde canlandırılmıştır En içte karbondan ibaret bir kor ve etrafında iki tane kabuk İçteki kabukta helyum, dıştaki kabukta ise hidrojen yanmaktadır Güneş'in korunda karbon hakim olmaya başladıkça nükleer reaksiyonlar çekim kuvvetini dengeleyemeyerek Güneş'in koru ve etrafındaki tabakaları ile çökerken, dış tabakalarda bulunan helyum ve hidrojen çekim etkisiyle yanmaya başlar Çift kabukta bu şekilde yanmayla Güneş'in dış zarfları genişler buna karşın Güneş'in korunda yeterli enerji üretilemediğinden Güneş'in koru çöker


Şekil 5: Güneş'in evriminin son aşamalarında merkezde karbon ve korun etrafında çift kabuklu helyum ve hidrojenin yandığı durum


Bu durumda Güneş, Şekil 3'te Hertzprung-Russell diyagramında asimptotik dev kolu boyunca hareket ederek ışıma gücünü artırarak şekilde görülen en üst noktaya gelir Bu aşamada Güneş'in, Dünya'nın yörüngesine kadar şişmesi bekleniyor Dünya'nın yörüngesi, bu şişmiş zarfın içersine girdiğinde gazlarla sürtünerek yörüngesel enerjisini kaybedecek ve iç tarafa doğru spiral çizerek yutulacak Isı, Mars gezegeninde ise bahar şartlarını başlatacak


Asimtotik Dev Kolu: Asimptotik dev kolunda, Güneş parlamaya başladığı zaman zarfı kararsız kalır ve puls (titreşim) yapmaya başlar Bu aşamada Güneş artık gökyüzünde uzun periyotlu değişken Mira tipi bir yıldızdır Mira tipi değişken yıldızların spektrumları incelendiğinde, bu tip yıldızların şiddetli pulsasyon (titreşim) mekanizması ile şok dalgaları ürettikleri görülmüştür Asimptotik dev kolunda, Güneş, çok yüksek bir hızda kütle kaybeder Burada Güneş'te üretilen şok dalgaları, Güneş'in yüzeyinden gazı yıldızlararası ortama atar Gazın bir kısmı toz olarak isimlendirilen birbirlerine gevşek şekilde bağlanmış katı toz zerrecikleri haline yoğunlaşır Güneş'ten gelen radyasyon tozu iter Toz da saniyede onlarca kilometreye varan bir hız ile gazı sürükler Sonuç olarak Güneş, yılda 10-5 güneş kütlesi gibi bir miktarı, rüzgar ile yıldızlararası ortama atar

Dev kolu ile asimtotik dev kolu arasında Güneş, kütlesinin yarısını kaybeder Güneş'in kütle kaybetmesi, Dünyanın kurtuluşu olabilir Güneş'in çekimi azaldıkça, dünyanın yörüngesi yavaş bir şekilde büyür ve genişleyen Güneş bize ulaşamayabilir Asimtotik dev kolunda evrimleşen Güneş'in ışıma gücünün çok büyük olması, Neptün gezegeninin ötesinde bulunan kuyruklu yıldızların çoğunu eritebilir Güneş'in etrafındaki tabakalar Güneş'ten ayrıldıkça, Güneş'in evrimi süresince oluşan helyum, nitrojen, karbon, ve başka elementler bu kabukla yıldızlararası ortama atılır Atılan bu elementler yıldızlararası gazın büyük ölçekte zenginleşmesine yardımcı olur ve buralarda yeni yıldızlar oluşur


Şekil 6: Güneş ve Dünya'nın akıbeti Güneş en sonunda bir beyaz cüceye dönüşecek Dünya ise soğuk ve donuk bir gezegen olarak kalacak Beyaz cücenin etrafında ise gezegenimsi bir bulutsu oluşacak




Beyaz Cüce: MÇekirdek < 14MGüneş için çekirdek kararlı durumdadır Elektronun dejenerasyon basıncı MÇekirdek < 14MGüneş olduğunda çekimi dengelemekte, MÇekirdek > 14MGüneş olduğunda çökme e- çekirdeğe kadar girip bir Nötron Yıldızı oluşturana dek sürer gider Güneş asimtotik dev kolunun en üst noktasına vardığında, Güneş'in etrafında artık yaygın bir bulut vardır Yaygın bulut zaman ile geçirgen bir hale gelerek merkezde Güneş'in beyaz cüce olmuş koru ortaya çıkar Dünya ise beyaz cücenin etrafında Şekil 6'da görüldüğü gibi soğuk ve ölmüş bir gezegen olarak kalacaktır Beyaz cücenin etrafındaki yaygın bulut gezegenimsi bulutsu olarak adlandırılır Böyle bir gezegenimsi bulutsuya örnek "Helix Bulutsusu", Şekil 7'de gösterilmiştir Gezegenimsi bulutsunun merkezindeki beyaz cücenin, iç kısımda karbon-oksijen, bunun etrafında helyum yanan kabuk, onun etrafında da hidrojen yanan kabuk bulunur


Şekil 7: Güneş'in akıbeti bugün gökyüzünde gözlediğimiz Helix bulutsusu gibi bir gezegenimsi nebula ile sonuçlanacak




Hidrojen yanan kabukta üretilen radyasyon, yaygın ve geçirgen hale gelmiş buluta etkide bulunarak kuvvetli bir Güneş rüzgarı oluşturur Hızlı rüzgar, Güneş korunun etrafındaki yaygın bulutu sıkıştırarak, daha uzağa sürükler Bu esnada beyaz cücenin yüzey sıcaklığı 30000 oK' e ulaştığında, yeteri kadar ultraviyole ışığı üreterek etrafındaki bulutu iyonlaştırır ve bulutsuyu parlatır Bu bulut 50000 yıl daha parlayarak gözden kaybolacak Peki beyaz cüceye ne olacak? Güneş'in en son hali olan beyaz cüce, Dünya boyutlarında Güneş'in kütlesinin yarısına sahip olan böyle bir yapı, santimetre küpünde binlerce tonluk bir yoğunluğa sahiptir Zaman ile bu beyaz cüce, soğuyarak iyice gözden kaybolacaktır Fakat bu soğuma, milyarlarca yıl sürecektir Ve beyaz cücenin en son hali siyah cüce olacak ve çevresine çok az bir ışınım verecektir




Yıldız Kütlesi


Çökmenin Biçimi


Yarıçap (Km)


Yoğunluk (g/cm3)


Son Ürün


MYıldız < 1MGüneş


Yavaş çekimsel büzülme


---


---


Kahverengi ya da Beyaz Cüce


1MGüneş - ~5MGüneş arası


Orta çekirdek büzülmesi


7000


107


Beyaz Cüce


~5MGüneş - 15MGüneş arası


Hızlı çekirdek büzülmesi


20


3x1014


Nötron Yıldızı


MYıldız > 15MGüneş


Çok hızlı çekirdek büzülmesi


4


10




Tablo 2: Yıldızların akıbeti


Bizim için çok önemli bir yıldız olan yıldızımız olan Güneş’in evrimini inceledikten sonra küçük kütleli yıldızların bir aşaması (ya da örneği) olan kahverengi cücelere bir göz atalım


KAHVERENGİ CÜCELER


Giriş


Kahverengi cüceler için en iyi tanımlama, doğmadan ölmüş veya kusurlu doğmuş yıldızlardırBir yıldız (örneğin Güneş), çok yoğun ve çok sıcak olan çekirdeğinde gerçekleşen termonükleer reaksiyonlarla enerji üretir Yıldızın kütlesi 008 MG den daha küçük olduğu zaman onun merkezi sıcaklığı hidrojeni helyuma dönüştürmek için yeterli değildir Kütleleri bu değerin altında olan gök cisimleri “Kahverengi Cüceler (kc)” olarak adlandırılır Çok yakın bir geçmişe kadar kütleleri hidrojen yakma limitinin altında bulunan cisimler olarak bilinenler sadece Güneş Sistemi’nin üyeleri olan gezegenlerdi En büyük gezegen olan Jüpiter’in kütlesi 0001 MG’dir Bir Jüpiter kütlesi Mj=2x1027 kg olup bu değer yıldız altı cisimler (yıldız olamamış cisimler) için birim kütle olarak kabul edilir Böylece, kc en küçük kütleli yıldızlar ile gezegenler arasındaki boşlukta bulunurlar KC üzerinde yapılan araştırmaların ulaştığı sonuçlar itibarıyla onların yıldızlar ile olan sınırı gezegenlerle olan sınırına göre daha iyi belirlenmiş durumdadır Genel bir görüş (beklenti olarak) olarak kc’ nin yıldız oluşum sürecine benzer bir süreçle oluşmuş olup kütlesi nedeniyle hidrojeni yakamayan cisimler oldukları sanılmaktadır Diğer taraftan gezegenler, yıldız oluşumu süresince ortaya çıkan klardan oluşmuş cisimlerdir Artık Kahverengi cüceler ve Güneş sistemi dışında diğer gezegenlerin var olduğu kesin olarak belirlenmiştir Kahverengi cücelerle ilgili yapılan araştırmalar çok önemli bilgiler sağlamaktadır Bir taraftan onların soğuk dış atmosfer katmanları hakkında bilgi sahibi olunurken diğer taraftan tam olarak iç yapılarının nasıl olduğu belirlenmeye çalışılmaktadır Daha önemlisi kc’lerin sayıca ne kadar olduklarıdır Güneş’e göre 10 pc (33 IY) uzaklıkta bulunan bütün yıldızların % 70’i düşük ışınım güçlü ve küçük kütleli M türü cücelerdir Biz en yakın M türü cüce yıldızların ancak 1/3’ünü keşfedebilmiş olmamız, bir taraftan bu türden keşfedilmeyi bekleyen çok fazla yıldızın olduğunu gösterirken diğer taraftan da sadece Güneş komşuluğunda çok sayıda kahverengi cüce keşfetmeyi beklememizi gerektirmektedir Galaksilerin dinamiğine ilişkin yapılan çalışmaların ortaya koyduğu bir sonuç şudur ki galaksiler büyük miktarda gizli madde “karanlık madde” içerirler Gerçekte bu karanlık madde, galaksilerin ötesinde olup galaksi kümelerinin daha genel bir ifadeyle Evrenin bütünü için bir problemidir Bir tahmin olarak evrendeki maddenin %98’i belirlenememiş, yani normal madde biçiminde değildir Kahverengi cüceler, devam eden bir nükleer reaksiyona sahip olamadıklarından zaman içinde (yaşa bağlı olarak) sönükleşirler Öyle ki bir karanlık (gizli) madde deposu haline gelirler Bu bakımdan da kc’nin keşfi galaksilerdeki karanlık madde problemine önemli bir katkı sağlamaktadır


1) Kahverengi Cücelerin Oluşumu


Son zamanlarda yapılan bazı araştırmaların sonuçları farklı bulgular ortaya koymakla birlikte kc’in yıldız oluşum sürecine benzer bir süreçle oluştuğu tahmin edilmektedir Öncelikle yıldızların nasıl oluştuğuna bir bakmak gerekir


Gözlemler, yeni yıldızların yoğun yıldızlararası bulutların bulunduğu bölgelerde oluştuğunu göstermektedir Böyle bir ortamda kütle çekim kuvveti, bulutu sıkıştırmaya çalışırken gaz basıncı genişletmeye gayret eder Bu şartlar altındaki bir bulutun çökebilmesi için sahip olması gereken kritik kütle Jean kütlesi olarak isimlendirilir


Çökmenin olması durumunda eğer bulut açığa çıkan kütle çekim enerjisini salabilirse er veya geç bulutun bir bölgesi daha yüksek bir yoğunluğun etkisiyle daha küçük bir Jean kütlesini aşabilir Böylece büyük bulut parçalara ayrılır ve bu parçalar başka parçalarla da birleşebilir Bu süreçteki mümkün en küçük parçanın kütlesinin yaklaşık 10 Mj olabileceği tahmin edilmektedir Böyle bir parçanın yaydığı ışınım onun çökmesinden daha hızlı olamadığından daha küçük parçalara bölünmesini engeller Öyle ki, büyük bir buluttan bütün kütle değerlerinde yıldızların oluştuğu bir yıldız kümesi doğabilir Bir başka ifadeyle kısa yaşayan büyük kütleli (dev) yıldızlardan kahverengi cücelere kadar değişik kütleli cisimler oluşabilir Teoriye göre, oluşan yıldızlar tek, çift ve çoklu sistemler olabilir Böylece kahverengi cücelerin izole edilmiş tek bir cisim olabileceği gibi bir yıldızın bileşeni veya iki kahverengi cücenin oluşturacağı kahverengi cüce çift sistemlerinin olabileceğini bekleyebiliriz Diğer taraftan gezegenlerin yıldızların etrafında oluşabileceği ve kütlelerinin maksimum 15 Mj’e kadar olabileceği tahmin edilmektedir Eğer kütlesi 10 Mj’ den daha küçük bir kahverengi cüce bulunursa, yıldız oluşum teorisinin yeniden gözden geçirilmesi gerekecektir Bu itibarla, kütlesi 10 Mj’ den daha küçük olup bir yıldız etrafında dolanan bir cisim büyük bir olasılıkla dev bir gezegendir


2) Kahverengi Cücelerin Evrimi


Bir kahverengi cüce, oluşumundan itibaren gittikçe soğur ve sönükleşir Bütün kc evrimlerinin kısa bir zaman süresinde döteryum yakarlar Bu süre yaklaşık 107 yıl sürer En büyük kahverengi cüce belki de kısa bir hidrojen yanması geçirebilir Fakat kahverengi cüce ile yıldızlar arasındaki en önemli fark şudur ki kahverengi cüceler döteryum yanmasını bitirdikten sonra hiç bir zaman bir sıcaklık ve ışınım gücü dengesine ulaşamazlar En küçük kütleli yıldızların H-R diyagramında ana kola ulaşıp hidrojen yakmaya başlamaları için geçen süre 109 yıl olabilmekle birlikte bu yıldızlar sabit bir ışınım gücü ve sıcaklığa ulaşabilmektedirler Böylece bu çok soğuk yıldızlar büyük kütleli kahverengi cüceler ile karıştırılabilirler (ayırt edilemezler) Bu nedenledir ki kahverengi cücelerin araştırılması çok küçük kütleli soğuk yıldızların özelliklerinin belirlenmesi bakımından da önemlidir Dev gezegenler ve kahverengi cücelerin özelliklerine ilişkin teorik çalışmalar son birkaç yıldır yoğunluk kazandı Fakat kc keşfedilmeden önce bu teoriler sadece Jüpiter ve Satürn’e uygulanabilmişti Bu teoriye göre dev gezegenler ve kahverengi cüceler evrim süresince yıldızlara göre çok önemli bir fiziksel değişikliğe uğramazlar ve bu nedenle her ikisine aynı iç yapı fiziği uygulanabilir Kahverengi cüceler ile ilgili teori Stevenson (1991)’de geliştirildi Bu modele göre; Genç bir yıldız gibi bir kahverengi cüce de başlangıçta büzülmüş bir gaz küresidir Yaklaşık 1 milyon yıl sonra döteryum ile hidrojeni yakabileceği bir sıcaklığa erişir ki buna döteryum yanması (2H+1H----3He) denir Böylece, kahverengi cücenin büzülmesi durur ve bir süreliğine sabit bir yarıçap ve ışınım gücüne erişir KC’ de 2H/H=10-5/1 olduğundan bu süre öyle çok uzun değildir Bütün döteryum tüketildiğinde kahverengi cüce tekrar büzülmeye ve soğumaya başlar Merkezi yoğunluk artar ve Pauli dışarlama ilkesi etkin olur Cisim dejenere hale gelir ve soğumasını sürdürür fakat yarıçapı hemen hemen sabit kalır İç yapı modelleri için gerekli olan sınır değerler bakımından kc’nin atmosferleri önemlidir Ayrıca onları araştırırken görünüş olarak nasıl cisimler olduğunun bilinmesi bakımından da atmosferleri önem arz eder Bu bakımdan sıcaklık ve ışınım güçlerine göre, fotometrik ve tayfsal özelliklerinin nasıl olduğu bir diğer merak konusudur Çok küçük kütleli yıldızlar ile kc galakside en bol bulunan gök cisimleri olmalarına karşın onların atmosfer özellikleri son zamanlarda belirlenmeye başlandı Çok küçük kütleli yıldızların veya kc özelliklerini doğru olarak belirleyip onları H-R diyagramında doğru yerlere koyabilmek zor bir iştir Teorik modellerle yapılan karşılaştırmalardan ancak makul kütleler belirlenebilmektedir Atmosfer sıcaklık ölçümleri için kullanılan modeller henüz tam olarak enerji dağılımlarını temsil edememekle birlikte sıcaklıklarını hesaplayabilmenin en iyi yoludur Geç kahverengi cüceler yaşlı M cücelerine çok daha fazla benzerler Teorik modeller hidrojen yakan bir yıldız için en düşük ışınım gücünün 10-4 LG atmosfer sıcaklığının 1800 K den daha düşük olamayacağını ortaya koymaktadır Böylece, aday kahverengi cücenin ışınım gücü veya sıcaklığı ölçülebilirse onun daha soğuk veya daha sönük olmasından dolayı bir kahverengi cüce olabileceğine karar verilebilir Bu düşük kütleli ve evrimleşmiş kahverengi cüceler için uygun olmakla birlikte genç ve daha büyük kütleli kahverengi cüce için diğer bazı kriterleri de dikkate almak gerekir Örneğin “lityum testi” Bu yöntem ilk olarak Rebolo ve arkadaşları (1992) tarafından önerildi Tayfsal bir test olup lityumun 6707 Å rezonans çizgisi kullanılır Eğer kahverengi cücenin kütlesi yaklaşık olarak 60 Mj’ den daha küçük ise merkez sıcaklığı onun başlangıçta var olan lityumunu yakacak sıcaklığa (25x106 K) hiç bir zaman ulaşamaz (6Li+1H---3He+4He, 7Li+1H---24He)


Tam olarak konvektif olan çok küçük kütleli yıldızlar, lityumlarını 108 yıl gibi bir zaman aralığında iç kısımlara taşıyarak yakarlar Bu test uygulanmadan önce cismin yaşı hakkında bir şeyler bilinmelidir Şöyle ki, çok küçük kütleli cüce yıldızlardan çok genç olanları henüz lityumlarını tüketmemişlerdir Belirtmek gerekir ki kütlesi 60 Mj nin altında olan bir kahverengi cüce hiç bir zaman lityumunu tüketemeyecektir Bu testin uygulanabildiği cisimler açık kümelerde bulunanlardır Çünkü kümenin yaşı biliniyordur Test Pleiades açık kümesindeki bazı kc için çok başarılı bir şekilde uygulanmıştır Ancak, soğuk (özellikle L8 den daha geç olan) kc’nin tayfında lityumun bu soğurma çizgisi görülemiyorBir başka ifadeyle yaklaşık 1500 K atmosfer sıcaklığından itibaren daha düşük sıcaklıklarda lityumun LiCl, LiOH ve LiF moleküler yapıları mevcut Ancak gelişen gözlem teknikleri sayesinde bilinen diğer yöntemler uygulanılarak keşfedilmiş yeni bir gökcisminin kahverengi cüce olup olmadığını anlamak artık problem olmaktan çıkmış durumdadır