Gezegen ile yıldız arasında bir ara formda bulunan kahverengi cüceler, ne bir yıldız kadar stabil düzeyde enerji üretir ne de bir gezegen kadar küçük kütleye sahiptir. Kahverengi cücelerin doğasını daha iyi anlayabilmek için önce gezegen ve yıldızın tanımını yapmak gerekir.
Bir gezegen, yıldızının etrafında kararlı bir yörüngede dönen ve kendi yörüngesindeki tüm materyali bünyesine katarak temizlemiş olan gök cisimleridir. Çekirdeklerindeki sıcaklık ise bir yıldızın aksine hidrojen füzyonu yapabilecek kadar yüksek değildir. Yıldızlar ise gaz ve toz bulutlarının yoğunlaşıp kendi üzerine çökmesi ile oluşan gök cisimleridir. Yıldızları oluşturan bu gaz ve toz bir araya geldikçe yoğunlaşır ve ısınır. Bir sonraki evrede sıcaklık ve basınç koşulları hidrojen füzyonu tepkimesinin gerçekleşebileceği düzeye gelir, en fazla demir elementinin oluşabildiği nükleer tepkimeler zincirini başlatır. Bu tepkimeler ekzotermik, yani ısı ve enerji veren tepkimelerdir ve herhangi bir yıldızın,etrafına yaydığı görünür veya görünmez bölgedeki ışığın kaynağı bu nükleer tepkimelerdir.
Kahverengi cücelerin doğuşu ise tıpkı bir yıldızınki gibi başlarancak etrafındaki materyali toplayarak kütlesini arttırma konusunda yıldızlar kadar başarılı değillerdir. Kahverengi cüceler bir gezegen için en üst kütle sınırı olan 13 Jüpiter kütlesinden daha ağır, bir yıldız için en düşük kütle sınırı olan 75-80 Jüpiter kütlesinden daha düşük kütleye sahip bir ara formdur. Bu kütledeki ve ömrünün başlarındaki bir gök cisminde en temel nükleer tepkimelerden döteryum füzyonu ve hatta lityum oluşumuna kadar olan tepkimeler gerçekleşebilir. Bu süreçte etrafına turuncu/kırmızı, mor renklerde ışık saçabilir (adının aksine rengi kahverengi değildir). Ancak düşük kütlesi nedeniyle yakıtı 10 milyon yıl (bir yıldız için kelebek ömrü kadar kısa sayılabilecek bir süre) gibi bir süre sonunda tükenir, döteryum füzyonunu sürdüremez ve etrafına yaydığı ışık büyük ölçüde azalır. Buna bağlı olarak yüzey sıcaklığı en düşük yüzey sıcaklığına sahip yıldızlardan (1800K) bile düşük bir seviyeye (300K) inebilir. Bu denli soğuk bir yüzey sıcaklığına sahip kahverengi cüce bir yerden sonra görünür bölgede ışık yaymayı bırakır ve sadece kızılötesi bölgede kara cisim ışıması yapar ve kızılötesi dedektörler ile görüntülenebilir. Oldukça yaşlı kahverengi cüceler bir atmosfere bile sahip olabilir ve kutup noktaları yakınlarında Aurora dediğimiz kuzey ışığına benzer ışımalar saçabilir.
Çok stabil bir evreye geçen bu “başarısız yıldızlar” çok uzun yıllar boyunca herhangi bir değişim geçirmeksizin ve dış etkilerden izole bir biçimde varlığını evrenimizin yaşından bile daha uzun trilyonlarca yıl boyunca sürdürebilirler ve insan ölçeğinde neredeyse “ölümsüz” olabilirler. Doğduğu andan itibaren mütevazı bir yaşam süren bu başarısız yıldızların ölümleri de şatafattan bir o kadar uzak, sessizce olur.
Kahverengi cücelerin çok büyük bir kısmı herhangi bir yıldıza bağlı olmadan izole bir şekilde, uzayda serbestçe dolaşan cisimlerdir ve düşük kütlelerde bağlanmanın zayıf olmasından dolayı ikili olma oranı yıldızlardan daha düşüktür. Ancak ikili kahverengi cüce sistemleri ve hatta kendi gezegenleri olan kahverengi cüce sistemleri de keşfedilmiştir.
Keşfedilen ilk kahverengi cüce Gliese-229B, Gliese-229 kırmızı cüce yıldızının etrafında dönen bir eşlikçi olarak bulundu, daha sonradan kırmızı cüce olduğu sanılan eşlikçi yıldızın da aslında bir kahverengi cüce olduğu anlaşıldı. Yaklaşık 30-50 Jüpiter kütlesinde olan kahverengi cücenin keşfinden (1995) bu yana WİSE (Wide-field Infrared SurveyExplorer), Hubble, James Webb gibi uzay teleskoplarının da kızılötesi gözlemleri sayesinde yaklaşık 3000 kahverengi cüce keşfedildi.
Kendi standartlarında başarısız olan bu yıldızlar insanoğlu içinbaşarılı nice keşiflere kapı aralayabilir.
Yazar: Hayrunisa ÖZKARABULUT