UZAY BİLİMLERİ VE GÜNEŞ ENERJİSİ

Yıldız Evrimi

GİRİŞ
Büyük Kütleli Yıldızların Evrimi

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.
Bu yazıda Güneş'ten daha büyük kütleye sahip yıldızların evrimlerini inceleyeceğiz.

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.

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=m.c2 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.

Yıldızların kütlelerine göre evrimi

Süpernova

Büyük kütleli yıldızlar tıpkı küçük kütleliler gibi, çekirdeğindeki helyum tükendiğinde dev hatta süper dev bir yıldıza dönüşür. Bununla birlikte, büyük kütleli yıldızı bekleyen son daha dramatiktir. Yüksek kütle çekimi nedeniyle çekirdekteki enerji son damlasına kadar tüketilir. Nükleer füzyon, Güneş kütlesi kadar demir oluştuğunda durur. Demir tüm termonükleer reaksiyonların sonucunda biriken en kararlı elementtir. Demiri sıkıştırarak ve termonükleer füzyon reaksiyonlarına sokarak hiçbir şekilde yeni enerji üretilemez. Yıldızın çekirdeği çöker ve enerji stokları bir anda tükenir. Sonuç bir nötron yıldızıdır. Demir atomlarının çekirdekleri parçalanarak proton ve elektronlara ayrışır. Bu parçacıklar kendi aralarında kaynaşarak nötronları oluşturur. Bu arada ortaya çıkan fazla enerji de nötrinolar tarafından dışarıya taşınır. Nötrinolar merkeze doğru ~0.1 - 0.2 c hızlarına ulaşarak düşerler. Bu çökme ~1 saniyeden biraz daha fazla zamanda gerçekleşir. Pauli İlkesi nötronlar için etkin olmaya başlar ve düşen madde o anda durur.
Bunun sonucunda nötrinoların bir kısmı bilardo topu gibi dışarıya doğru dağılarak ve birlikteliğinde madde de taşıyarak muhteşem bir patlamayı gerçekleştirirler. Artık bir süpernova doğmuştur. Bir an içinde çok büyük bir enerji salınmıştır. Yıldız, çok hızlı bir şekilde parlaklığını arttıracaktır (bir galaksi parlaklığının tümü kadar!). süpernova patlamaları Tip I ve Tip II olmak üzere iki türdür. Tip I süpernovalar; yakın bir eş yıldıza sahip beyaz cüceler bazen eş yıldızından kütle alarak kararsız duruma geçerler. Daha sonra da çökerek önce merkezlerinde demir çekirdek oluştururlar. Merkezdeki korkunç basınç altında demir çekirdeği elektron, proton ve nötrinoya ayrışır. Ansızın çok büyük bir enerji salınır. Bu enerjinin büyük bölümü nötrinolar tarafından taşınır. Tüm yıldız süpernova olarak patlar. Bunlar tip I süpernovalar olarak adlandırılırlar. Tip II süpernovalar ise; daha büyük kütleli yıldızların patlaması sonucu oluşan süpernovalardır. Tip II süpernovalar sonucunda; çekirdek son derece yoğun bir hale gelir. Tip I süpernovanın mutlak parlaklığı -19 iken Tip II süpernovanın mutlak parlaklığı -17 dir.

Nötron Yıldızı:

Büyük kütleli yıldızlar ana kol üzerinde göreceli olarak az zaman geçirirler. Kütlesi 15 Güneş kütlesine sahip bir yıldız ana kol üzerinde 10 milyon yıl, kütlesi 30 Güneş kadar olan da bir milyon yıl geçirir. Büyük kütleli yıldızın evrimi hızlı olduğundan, helyum çekirdek çökerek yeniden nükleer reaksiyonları başlatıp yıldız yeniden bir kırmızı deve dönüşürken, dış kabukta hidrojen yanması için çok az zaman kalır. Helyum tüketildiğinde çekirdek yeniden çöker ve üç helyum çekirdeğinin kaynaşarak bir karbon çekirdeğine dönüştüğü üçlü alfa sürecini başlatır. Sonunda çekirdek, karbon yakalayıp oksijene dönüşecek kadar ısınır. Bu arada çevrede helyum yakan bir kabukta vardır ve
yıldızın dış katmanları genişleyerek bir kırmızı süper dev oluşturur. Çekirdek sıcaklığı 1 milyar Kelvin'e ulaşıncaya kadar yanmaya devam eder. Füzyon reaksiyonları sonucunda gittikçe daha ağır elementler üretilir ve sonunda çekirdek tümüyle demire dönüşür. Isı çıkarken çekirdek büzülür ve sıcaklık 1 milyar Kelvin'i aşar. Çekirdeğin kütlesi 1,4 Güneş kütlesini aştığı an, artık dejenere elektron basıncı da çökmeyi engelleyemez. Çekirdek çöker ve atomların ötesinde atom çekirdeklerinin sıkıştırıldığı, maddenin çok daha yoğun olduğu bir duruma girer. Bu durumda protonlar, elektron yakalayarak nötronlara dönüşürler. Aynı zamanda nötrinolarla enerji kaybı olur. Enerji kaybı sadece nötronlardan meydana gelen dev bir atom çekirdeğinin oluşumunu hızlandırır. Nötron yıldızı çekirdek yoğunluğuna kadar sıkıştırılmış olup dejenere nötron basıncı tarafından daha fazla çökmesi önlenen bir gaz küresidir. Dejenere nötron basıncı, nötronlar birbirine deyecek kadar sıkıştırıldığında ortaya çıkan kuantum mekaniksel bir basınçtır. Ortaya çıkan nötron yıldızının yarıçapı yaklaşık 1 km ve yoğunluğu da yaklaşık santimetreküpte 1 milyar tondur. Yıldız çekirdeğinin çökmesi, kırmızı süper dev evresindeki yıldızın dış katmanlarını büyük bir hızla dışarıya fırlatan bir şok dalgası oluşturur. Bu bir süpernovadır. Kalıntı nötron yıldızı çok sıcak olup X-ışınları yayar. Sıcaklığını koruyacak bir enerji kaynağı olmadığından yavaş yavaş soğur. Birkaç milyon yıl sonra en azından termal enerji bakımından gözden kaybolur. Karanlık maddeye dönüşür. Çöken nötron yıldızının boyutu küçülmeyi sürdürdükçe dönüşü de hızlanır. Öyle ki, çapı yaklaşık otuz-otuz beş kilometreye ve bir kaşıklık maddesi de kırk milyar ton gelmeye başlar.

Bununla birlikte de yıldız , saniyede bir ile on defa dönüş hareketi yaparak radyo dalgaları yayınlar. Çünkü zayıf manyetik alana sahip bir yıldız, küçük boyutlara kadar büzülürse, manyetik alanı da orantılı bir biçimde artar.Bunun nedeni de,önceden milyonlarca, milyarlarca kilometre kareye dağılmış olan alanın çökmesiyle birlikte çok küçük bir yüzeye sıkışmasıdır. Sonuçta, nötron yıldızları, güneşte bulunan manyetik alanın bir trilyon katına sahip olur ve yıldızın yüzeyindeki elektronların kuzey ve güney kutuplarındaki bu manyetik alanlarla etkileşmesiyle ivmelenerek Radyo dalgaları yayınlarlar. (Manyetik kutuplar dönme ekseniyle aynı doğrultuda değil, belli bir açı altında bulunur ve hızlı dönen bir mıknatıs gibi davranır).İşte bu haldeki nötron yıldızlarına, aralıklı ve düzenli Radyo dalgaları yayan anlamında Pulsar (atarca) ismi verilir.

Kara Delik:

Eğer bir yıldızın kütlesi güneşin kütlesinden en az kırk-elli kat büyük olursa, yaşamının sonunda bir süpernova patlaması ile gazlarının büyük bir kısmını püskürtemeyecek ve kütlesi güneşten iki buçuk kat daha büyük olan bir yıldız kalıntısına dönüşecektir.Bu durumdaki kütle, yoz elektron ve nötron basıncı tarafından dengeleyemeyeceğinden her yönden basınç yapan trilyonlarca ton ağırlığındaki bu kalıntı maddesi, yıldızı gittikçe küçülterek, tüm varlığını Tek bir noktada yitirmesine neden olur.(Doğada güneşin kütlesinin iki buçuk katından daha büyük kütlelerin basıncını dengeleyebilecek hiçbir kuvvet yoktur.) Çekim kuvveti,yıldızın hacmini küçülttükçe yıldızın çevresindeki uzay-zaman eğriliğini de gittikçe artırır. Bunun sonucu olarak da yıldız yüzeyinden ayrılan ışınlar giderek daha büyük oranda eğilmeye başlarlar. Bu bükülme sonunda öyle bir kritik aşamaya gelinir ki, tüm ışınlar tekrar yıldız yüzeyine geri dönmek durumunda kalır.Yıldızdan çıkan ışınlar ne yönden olursa olsun eğri uzay zaman tarafından hapsedilip dışarı yayınlamayacağından, yıldız simsiyah kesilir ve hiçbir cisim ışıktan hızlı hareket edemeyeceği için (fakat bu, algıladığımız evren için geçerlidir) artık yıldızdan dış evrene hiçbir şey kaçamaz olur. Böylece, çekim öylesine güçlü hale gelir ki, yıldız tam anlamıyla evrenden yok olur. Işığın artık kaçamayacağı kritik yarıçapa, Olay Ufku; yıldızın çökerek bir kara delik oluşturması için meydana gelecek büyüklüğe de "Schwarzchild yarıçapı" denir. Bu nedenle bu cisimlere "kara delik" adı verilir. Hiç ışık yaymadığı ve yansıtmadığı için, bir kara deliği doğrudan gözlemek mümkün değildir; ancak, çeşitli yöntemlerle, varlığını anlamak hatta kütlesini ölçmek mümkün olabiliyor.

Çukurova Üniv. Uzaymer © Resmi Sitesidir.

coded by Gökhan Kandemir.

                                                                            Küçük Kütleli Yıldızların

    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:

Beyaz Cüce:

Mçekirdek < 1.4Mgüneş için çekirdek kararlı durumdadır. Elektronun dejenerasyon basıncı MÇekirdek < 1.4MGüneş olduğunda çekimi dengelemekte, MÇekirdek > 1.4MGüneş 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.
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 30.000 oK' e ulaştığında, yeteri kadar ultraviyole ışığı üreterek etrafındaki bulutu iyonlaştırır ve bulutsuyu parlatır. Bu bulut 50.000 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.

KAHVERENGİ CÜCELER

Giriş

Kahverengi cüceler için en iyi tanımlama, doğmadan ölmüş veya kusurlu doğmuş yıldızlardır.Bir yıldız (örneğin Güneş), çok yoğun ve çok sıcak olan çekirdeğinde gerçekleşen termonükleer reaksiyonlarla enerji üretir. Yıldızın kütlesi 0.08 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 0.001 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 kalıntılardan 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 (2.5x106 K) hiç bir zaman ulaşamaz (6Li+1H---3He+4He, 7Li+1).
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 görülemiyor.Bir 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.