Rød dverg

Den neste røde Dwarf Centauri er en del av Alfa Centauri Star -systemet i stjernebildet til Centaur. Kilde: ESA/Hubble & NASA gjennom Wikimedia Commons.

Hva er en rød dverg?

EN Rød dverg Det er en liten og kald stjerne hvis masse er mellom 0.08 og 0.8 ganger solens mass. De er de mest tallrike og langvarige stjernene i universet: opptil tre fjerdedeler av alle kjent så langt. På grunn av deres lave lysstyrke er de ikke observerbare for det blotte øye, til tross for at de er mange i solens nabolag: 30 nærliggende stjerner, 20 er røde dverger. 

Det mest bemerkelsesverdige for sin nærhet til oss er Next Centauri, i stjernebildet Centaur, til 4.2 lysår unna. Det ble oppdaget i 1915 av den skotske astronomen Robert Innes (1861-1933).

Før neste Centauri ble oppdaget, hadde imidlertid den franske astronomens teleskop Joseph de Lalande (1732-1802) allerede funnet den røde dverg Lalande 21185, i stjernebildet til OSA-ordføreren.

Begrepet "rød dverg" brukes til å navngi flere typer stjerner, inkludert de med spektral type k og m, så vel som brune dverger, stjerner som egentlig ikke er slike, fordi de aldri hadde nok masse til å starte reaktoren intern.

Spektraltypene tilsvarer overflatetemperaturen til stjernen, og lyset dekomponerer i en veldig karakteristisk serie med striper. 

For eksempel har spektral type k mellom 5000 og 3500 K-temperatur og tilsvarer gule-oransje stjerner, mens temperaturen på type M er mindre enn 3500 K og er røde stjerner.

Solen vår er spektral g, gul og overflatetemperatur mellom 5000 og 6000 K. Stjernene med en viss spektraltype har mange egenskaper til felles, og er den mest avgjørende av dem alle massen. I følge massen til en stjerne vil dette være dens utvikling.

Kjennetegn på røde dverger

Bilde tatt av Hubble. Det er en av de minste stjernene i Melkeveien vår, kalt Gliese 623b eller GL 623b

Røde dverger har visse egenskaper som forskjeller. Vi har allerede nevnt noen i begynnelsen:

• Liten størrelse.
• Lav overflatetemperatur.
• Under rytme av materialforbrenning.
• Knapp lysstyrke.

Masse

Massen er, som vi har sagt, hovedattributtet som definerer kategorien som en stjerne når. Røde dverger er så rikelig fordi det dannes flere lave deigstjerner enn massive stjerner.

Men nysgjerrig, tiden det tar å danne stjernene med lite deig er større enn for de veldig massive stjernene. Disse vokser mye hardere fordi tyngdekraften som komprimerer saken i sentrum er større, ettersom mer masse eksisterer. 

The Sun, den røde dvergstjernen Gliese 229a, den brune dvergen Teide 1, Dwarf Brown Gliese 229b, Brown Dwarf Wise 1828 + 2650 og planeten Jupiter er vist

Og vi vet at en viss mengde kritisk masse er nødvendig, slik at temperaturen er passende, for å starte fusjonsreaksjonene. På denne måten begynner stjernen sitt voksne liv.

Solen trengte dusinvis av millioner av år å danne seg, men en 5 -tidsstjerne krever mindre enn en million år, mens de mest massive kan begynne å skinne i hundretusener.

Temperatur

Overflatetemperaturen er, som en annen viktig funksjon allerede sies som definerer røde dverger. Det må være mindre enn 5000 K, men ikke mindre enn 2000 K, ellers er det for kaldt til å være en ekte stjerne.

Kan tjene deg: Reaksjon entalpi: Definisjon, termokjemi, øvelser

Stjerneobjekter med temperatur mindre enn 2000 K kan ikke ha en fusjonskjerne, og disse er aborterte stjerner, som aldri nådde kritisk masse: brune dverger.

Dypere analyse av spektrale linjer kan sikre forskjellen mellom rød dverg og brun dverg. For eksempel peker indikasjoner på litium på at det er en rød dverg, men hvis det er metan eller ammoniakk er det sannsynligvis en brun dverg.

Spektrale typer og hertzsprung-russell-diagram

Hertzsprung-Russell-diagrammet (H-R-diagrammet) er en graf som viser egenskapene og utviklingen av en stjerne i henhold til dens spektrale egenskaper. Dette inkluderer overflatetemperaturen, som vi har sagt er en avgjørende faktor, så vel som dens lysstyrke.

Variablene som utgjør grafen er lysstyrke på den vertikale aksen og effektiv temperatur I den horisontale aksen. Det ble opprettet uavhengig på begynnelsen av 1900 -tallet av astronomer Ejnar Hertzsprung og Henry Russell.

H-R-diagram som viser røde dverger i hovedsekvensen, i nedre høyre hjørne. Kilde: Wikimedia Commons. At [CC med 4.0 (https: // creativecommons.Org/lisenser/av/4.0)].

I følge deres spekter er stjernene gruppert i henhold til Harvards spektrale klassifisering, noe som indikerer temperaturen til stjernen i følgende bokstavsekvens:

O b a f g k m

Det starter med de hotteste stjernene, typen eller, mens de kaldeste er av type m. I det øvre bildet er spektraltypene nederst på grafen, på den fargede stangen til blått til venstre til du når høyre til høyre.

Innenfor hver type er det variasjoner, siden spektrallinjene har forskjellig intensitet, blir hver type delt i sving til 10 underkategorier, betegnet med tall fra 0 til 9. Jo lavere antall, den hotteste er stjernen. For eksempel er solen G2 -type og neste centauri er M6. 

Den sentrale regionen av grafen, som kjører i form av en omtrentlig diagonal kalles Hovedsekvens. De fleste av stjernene er der, men evolusjonen deres kan føre dem til å forlate og være lokalisert i andre kategorier, for eksempel rød eller dverggigant eller hvit dverg. Alt avhenger av stjernenes mass.

Livet til røde dverger tar alltid. Men i denne klassen er det også supergivende stjerner som Betelgeuse og Antares (opp til høyre for H-R-diagrammet).

Utvikling

Livet til enhver stjerne begynner med sammenbruddet av interstellar materie takket være tyngdekraftens handling. Når saken bringer sammen, snur seg raskere og tåket ned og danner et album, takket være bevaring av vinkelmomentum. I sentrum er protoestrella, embryoet så å si om den fremtidige stjernen.

Etter hvert som tid, øker temperaturen og tettheten, til en kritisk masse er nådd, der fusjonsreaktoren begynner sin aktivitet. Dette er energikilden til stjernen i sin tid fremover og krever en temperatur i kjernen på omtrent 8 millioner k.

Tenningen i kjernen stabiliserer stjernen, fordi den kompenserer til gravitasjonskraften, noe som fører til at den hydrostatiske balansen vises. For dette er en masse mellom 0 nødvendig.01 og 100 ganger solens mass. Hvis deigen er større, vil overoppheting forårsake en katastrofe som ville ødelegge protoestrella.

Kan tjene deg: Ohm lov: enheter og formel, beregning, eksempler, øvelser I en rød dverg balanserer fusjonen av hydrogen i kjernen tyngdekraften. Kilde: f. Zapata.

Når fusjonsreaktoren er lansert og balansen er oppnådd, går stjernene til hovedsekvensen til H-R-diagrammet. Røde dverger avgir energi veldig sakte, så tilbudet av hydrogen varer mye. Måten en rød dverg avgir energi på er gjennom mekanismen til konveksjon. 

Heliumhydrogenomdannelse som produserer energi blir utført i røde dverger av Proton-protonkjeder, En sekvens der et hydrogenion smelter sammen med en annen. Temperaturen påvirker måten denne fusjonen utføres i stor grad.

Når hydrogenet er utmattet, slutter Star Reactor å fungere og den langsomme kjøleprosessen begynner.

Protón-Proton Chain

Denne reaksjonen er veldig hyppig i stjerner som bare er integrert i hovedsekvensen, så vel som i røde dverger. Det starter slik:

¹ ₁H + ¹₁H → ²₁H + E⁺ + v

Hvor e⁺ Det er en positron, identisk i alt med elektronet, med mindre belastningen er positiv og v Det er en nøytrino, en lett og unnvikende partikkel. For sin del ²₁H er tungt deuterium eller hydrogen.

Så skjer det:

¹ ₁H + ²₁H → ³₂Han + γ

I sistnevnte symboliserer γ et foton. Begge reaksjonene forekommer to ganger, for å gi opphav til:

³₂Han + ³₂Jeg → ⁴₂Han+ 2 (¹ ₁H)

Hvordan genererer stjernen energi som gjør dette? Vel, det er en liten forskjell i massen av reaksjonene, et lite masse tap som transformeres til energi i henhold til den berømte Einstein -ligningen:

E = MC² 

Siden denne reaksjonen skjer utallige ganger med en enorm mengde partikler, er den oppnådde energien enorm. Men det er ikke den eneste reaksjonen som finner sted i en stjerne, selv om den hyppigste i røde dverger.

Livstid for en stjerne

Kunstnerisk oppfatning av en planet med to eksoloner som kretser rundt i det beboelige området til en rød dverg

Tiden som en stjerne bor også avhenger av massen. Den neste ligningen er anslått av den tiden:

T = m^-2.5

Her er det tid og m massen. Bruken av store bokstaver er passende, over tid og massenes enormhet.

En stjerne som solen lever omtrent 10.000 millioner år, men en 30 -tidsstjerne. Uansett hva det er en evighet for mennesker.

De røde dvergene lever mye mer enn det, takket være parsimoniet de bruker sitt kjernefysiske drivstoff. For tidens formål slik vi opplever det, overstiger en hard rød dverg for alltid, fordi tiden det tar å uttømme kjernen hydrogen overstiger universets estimerte alder. 

Ingen rød dverg har ennå død.

Kan tjene deg: voltmeter: egenskaper, drift, hva er det for, typer

I følge disse modellene spår forskere at når en rød dverg eksoser hydrogen vil transformere seg til en Blå dverg. 

Ingen har noen gang sett en stjerne i denne klassen, men når hydrogen slutter, utvides ikke en rød dverg før en rød gigantisk stjerne blir, ettersom sol. Det øker ganske enkelt radioaktiviteten og med den overflatetemperaturen, blir blå blå.

Sammensetning av røde dverger

Kunstnerisk oppfatning av en rød dverg, nærmere bestemt stjernen i Barnard

Sammensetningen av stjernene er veldig lik, for det meste er de enorme hydrogen- og heliumkuler. De beholder en del av elementene som var til stede i gassen og støvet som ga dem, slik at de også inneholder spor etter elementene som de foregående stjernene bidro til å skape.

Derfor er sammensetningen av røde dverger lik solen, selv om spektraltlinjene er forskjellige på grunn av temperaturen. Så hvis en stjerne har svake hydrogenlinjer, betyr det ikke at det mangler dette elementet.

I røde dverger er det spor av andre tyngre elementer, som astronomer kaller "metaller".

I astronomi faller ikke denne definisjonen sammen med det som ofte forstås som metall, siden det her brukes til å referere til noe element, bortsett fra hydrogen og helium.

Opplæring

Jorden, Mars og planetene til solsystemet sammenlignet med Kepler-20E og Kepler-20F eksoplaneter

Stjernedannelsesprosessen er kompleks og påvirket av mange variabler. Det er mye som fremdeles er ukjent for denne prosessen, men det antas å være det samme for alle stjerner, som beskrevet i de forrige segmentene.

Faktoren som bestemmer størrelsen og fargen på en stjerne, assosiert med dens temperatur, er mengden av materie den klarer å legge til takket være tyngdekraften. 

Et spørsmål som bekymrer astronomer og som fremdeles ikke er belyst, er det faktum at røde dverger inneholder tyngre elementer enn hydrogen, helium og litium. 

På den ene siden spår Big Bang -teorien at de første dannede stjernene bare må være sammensatt av de tre lettere elementene. Imidlertid er tunge elementer blitt påvist i røde dverger. 

Og hvis ingen rød dverg ennå har dødd, betyr det at de første røde dvergene som dannes fremdeles må være der et sted, alle sammensatt av lyselementer.

Da er det dannet røde dverger senere, fordi tilstedeværelsen av tunge elementer i deres skapelse er nødvendig. Eller at det er første generasjons røde dverger, men at det å være så liten og med så liten lysstyrke, har de ennå ikke blitt oppdaget.

Eksempler på røde dverger

Neste Centauri

Kunstnerisk inntrykk av neste Centauri B vist hypotetisk som en steinete og tørr superstier. Kilde: ESO/M. KornMesser, CC av 4.0, via Wikimedia Commons

Det er 4.2 lysår unna og har en masseekvivalent med en åttende del av solen, men 40 ganger tettere. Neste har et intenst magnetfelt, som gjør det utsatt for bredt.

Neste har også minst en kjent planet: neste Centauri B, utgitt i 2016. Men det antas at det har blitt rasert av faklene som stjernen avgir ofte, så det er usannsynlig at livshus, i det minste ikke som den vi kjenner, fordi stjerneutslippene inneholder x -stråler inneholder.

Barnard Star

Sammenligning av størrelser mellom solen, stjernen til Barnard og planeten Jupiter. Kilde: Wikimedia Commons.

Det er en veldig nær rød dverg, på 5.9 lysår unna, hvis hovedkarakteristikk er dens store hastighet, omtrent 90 km/s i retning av solen. 

Det er synlig gjennom teleskoper, og så nært er det også utsatt for å oppleve fakler og glød. Nylig ble en planet oppdaget av kretsende Barnards stjerne.

Teegarden Star

Diagram over den sannsynlige strukturen til Teegardens Stellar System 12 lysår fra Jorden som forstått i 2019. Kilde: DARC 12345, CC0, via Wikimedia Commons

Denne røde dvergen på bare 8 % av solens masse er i stjernebildet Aries og kan bare sees med kraftige teleskoper. Det er blant de nærmeste stjernene, i en avstand på omtrent 12 lysår.

Det ble oppdaget i 2002, og i tillegg til å ha en bemerkelsesverdig egen bevegelse, har den tilsynelatende planeter i den så kalt beboelige sonen.

Wolf 359

Wolf 359

Det er en variabel rød dverg i stjernebildet Leo og fjerne nesten 8 lysår fra solen vår. Å være en variabel stjerne øker lysstyrken med jevne mellomrom, selv om tarmen ikke er så intense som de neste Centauri.