EN rød dværg Det er en lille og kold stjerne, hvis masse er mellem 0,08 og 0,8 gange solens masse. De er de mest rigelige og længstlevede stjerner i universet: op til tre fjerdedele af alle hidtil kendte. På grund af deres lave lysstyrke kan de ikke observeres med det blotte øje, til trods for at de er mange i nærheden af solen: af 30 nærliggende stjerner er 20 røde dværge.
Den mest bemærkelsesværdige for dens nærhed til os er Proxima Centauri, i konstellationen Centaurus, 4,2 lysår væk. Det blev opdaget i 1915 af den skotske astronom Robert Innes (1861-1933).
Inden Proxima Centauri blev opdaget, havde imidlertid den franske astronom Joseph de Lalandes (1732-1802) teleskop allerede fundet den røde dværg Lalande 21185 i konstellationen Ursa Major..
Udtrykket "rød dværg" bruges til at henvise til forskellige klasser af stjerner, herunder dem med spektraltyperne K og M samt brune dværge, stjerner der ikke rigtig er sådanne, fordi de aldrig havde masser nok til at starte deres reaktor.
De spektrale typer svarer til overfladetemperaturen på stjernen, og dens lys nedbrydes i en række meget karakteristiske linjer..
For eksempel har spektraltypen K mellem 5000 og 3500 K i temperatur og svarer til gulorange stjerner, mens temperaturen af typen M er mindre end 3500 K, og de er røde stjerner..
Vores sol er af spektraltypen G, gul i farve og en overfladetemperatur mellem 5000 og 6000 K. Stjerner med en bestemt spektraltype har mange karakteristika til fælles, hvoraf den mest afgørende er masse. Ifølge massen af en stjerne vil dette være dens udvikling.
Artikelindeks
Røde dværge har visse egenskaber, der adskiller dem. Vi har allerede nævnt nogle i starten:
-Lille størrelse.
-Lav overfladetemperatur.
-Lav materialeforbrændingshastighed.
-Dårlig lysstyrke.
Masse, som vi har sagt, er hovedattributten, der definerer den kategori, som en stjerne når. Røde dværge er så rigelige, fordi der dannes flere stjerner med lav masse end massive stjerner.
Men interessant er det, at den tid det tager at danne stjerner med lav masse er længere end for meget massive stjerner. Disse vokser meget hurtigere, fordi tyngdekraften, der komprimerer sagen i midten, er større, jo mere masse er der..
Og vi ved, at der kræves en vis mængde kritisk masse for at temperaturen skal være passende for at starte fusionsreaktioner. På denne måde begynder stjernen sit voksne liv.
Solen tog titusinder af år at danne sig, men en stjerne, der er 5 gange større, kræver mindre end en million år, mens de mest massive kan begynde at skinne i hundreder af tusinder..
Overfladetemperaturen er som nævnt en anden vigtig definerende egenskab ved røde dværge. Det skal være mindre end 5000K, men ikke mindre end 2000K, ellers er det for sejt til at være en ægte stjerne.
Stjernegenstande med en temperatur lavere end 2000 K kan ikke have en fusionskerne og er afbrudte stjerner, som aldrig nåede kritisk masse: brune dværge.
Dybere analyse af spektrallinjerne kan sikre forskellen mellem rød dværg og brun dværg. For eksempel antyder bevis for lithium, at det er en rød dværg, men hvis det er metan eller ammoniak, er det sandsynligvis en brun dværg.
Hertzsprung-Russell-diagrammet (HR-diagrammet) er en graf, der viser en stjernes karakteristika og udvikling i henhold til dens spektrale egenskaber. Dette inkluderer overfladens temperatur, som som vi har sagt er en afgørende faktor såvel som dens lysstyrke..
De variabler, der udgør grafen, er lysstyrke på den lodrette akse og effektiv temperatur på den vandrette akse. Det blev uafhængigt oprettet i det tidlige 20. århundrede af astronomerne Ejnar Hertzsprung og Henry Russell..
I henhold til deres spektrum er stjernerne grupperet i henhold til Harvard-spektralklassifikationen, hvilket indikerer stjernens temperatur i følgende rækkefølge af bogstaver:
O B A F G K M
Vi starter med de hotteste stjerner, dem af typen O, mens de koldeste er dem af typen M. I figuren er spektraltyperne i den nederste del af grafen, på bjælken farvet blå til venstre indtil de når den røde højre.
Inden for hver type er der variationer, da spektrallinjerne har forskellig intensitet, så hver type er opdelt i 10 underkategorier, betegnet med tal fra 0 til 9. Jo lavere tallet er, jo varmere er stjernen. For eksempel er solen type G2 og Proxima Centauri er M6.
Grafens centrale område, der løber nogenlunde diagonalt, kaldes hovedsekvens. De fleste af stjernerne er der, men deres udvikling kan få dem til at dukke op og placere sig i andre kategorier, såsom en rød kæmpe eller en hvid dværg. Det hele afhænger af stjernens masse.
Røde dværge leves altid i hovedsekvensen, og med hensyn til spektral type er ikke alle M-klasse dværge røde dværge, selvom de fleste er. Men i denne klasse er der også superkæmpestjerner som Betelgeuse og Antares (øverst til højre i HR-diagrammet).
Livet for enhver stjerne begynder med sammenbruddet af interstellar materie takket være tyngdekraftens virkning. Når materien agglutineres, roterer den hurtigere og hurtigere og flader ind i en disk takket være bevarelsen af vinkelmomentet. I midten er protostjernen, embryoet for at sige om den fremtidige stjerne.
Efterhånden som tiden går, stiger temperaturen og densiteten, indtil en kritisk masse er nået, hvor fusionsreaktoren begynder sin aktivitet. Dette er energikilden til stjernen i sin kommende tid og kræver en kernetemperatur på ca. 8 millioner K.
Tændingen i kernen stabiliserer stjernen, fordi den kompenserer for tyngdekraften, hvilket giver anledning til den hydrostatiske ligevægt. Dette kræver en masse mellem 0,01 og 100 gange solens masse. Hvis massen er større, ville overophedning medføre en katastrofe, der ville ødelægge protostjernen..
Når fusionsreaktoren er startet, og ligevægt er opnået, ender stjernerne i hovedsekvensen i HR-diagrammet. Røde dværge udsender energi meget langsomt, så deres brintforsyning varer lang tid. Den måde, hvorpå en rød dværg udsender energi, er gennem mekanismen til konvektion.
Den energiproducerende omdannelse af brint til helium finder sted i røde dværge ved proton-protonkæder, en sekvens, hvor en hydrogenion smelter sammen med en anden. Temperatur påvirker i høj grad den måde, hvorpå denne fusion finder sted.
Når brintet er brugt op, stopper stjernens reaktor med at arbejde, og den langsomme køleproces begynder..
Denne reaktion er meget almindelig i stjerner, der netop er blevet med i hovedsekvensen, såvel som i røde dværge. Det starter sådan her:
1 1H + 11H → to1H + e+ + v
Hvor e+ er en positron, identisk på alle måder med elektronen, bortset fra at dens ladning er positiv og v det er en neutrino, en let og undvigende partikel. For hans del to1H er deuterium eller tungt hydrogen.
Så sker det:
1 1H + to1H → 3toHan + γ
I sidstnævnte symboliserer γ en foton. Begge reaktioner forekommer to gange for at resultere i:
3tojeg har + 3toJeg har → 4toHan + 2 (1 1H)
Hvordan genererer stjernen energi ved at gøre dette? Der er en lille forskel i reaktionens masse, et lille massetab, der omdannes til energi ifølge Einsteins berømte ligning:
E = mcto
Da denne reaktion forekommer utallige gange, der involverer et enormt antal partikler, er den opnåede energi enorm. Men det er ikke den eneste reaktion, der finder sted inde i en stjerne, selvom den er den hyppigste hos røde dværge..
Hvor længe en stjerne lever afhænger også af dens masse. Følgende ligning er et skøn over den tid:
T = M-2.5
Her er T tid og M er masse. Brug af store bogstaver er passende på grund af messens tid og enormitet.
En stjerne som Solen lever i omkring 10 milliarder år, men en stjerne 30 gange solens masse lever 30 millioner år, og en anden endnu mere massiv kan leve i cirka 2 millioner år. Uanset hvad det er en evighed for mennesker.
Røde dværge lever meget længere end det takket være det paræstens, de bruger deres nukleare brændstof med. Med henblik på tiden, som vi oplever det, varer en rød dværg for evigt, fordi den tid det tager at nedbryde brint fra kernen overstiger universets estimerede alder.
Ingen røde dværge er døde endnu, så alt hvad der kan spekuleres i, hvor længe de lever, og hvad deres afslutning vil være, skyldes computersimuleringer af modeller oprettet med den information, vi har om dem..
Ifølge disse modeller forudsiger forskere, at når en rød dværg løber tør for brint, vil den forvandles til en blå dværg.
Ingen har nogensinde set en stjerne af denne art, men når brint løber tør, ekspanderer en rød dværg ikke til en rød kæmpestjerne, som vores sol en dag vil. Det øger simpelthen sin radioaktivitet og dermed overfladetemperaturen og bliver blå.
Sammensætningen af stjernerne er meget ens, for det meste er de enorme kugler af brint og helium. De bevarer nogle af de elementer, der var til stede i den gas og støv, der gav anledning til dem, så de indeholder også spor af de elementer, som de foregående stjerner var med til at skabe..
Af denne grund svarer sammensætningen af røde dværge til Solens, selvom spektrallinjerne adskiller sig markant på grund af temperaturen. Så hvis en stjerne har svage brintlinjer, betyder det ikke, at den mangler dette element..
I røde dværge er der spor af andre tungere grundstoffer, som astronomer kalder "metaller".
I astronomi falder denne definition ikke sammen med det, der almindeligvis forstås som metal, da det her bruges til at henvise til ethvert grundstof undtagen hydrogen og helium.
Stjernedannelsesprocessen er kompleks og påvirket af adskillige variabler. Der er meget, der stadig er ukendt om denne proces, men det menes at være det samme for alle stjerner, som beskrevet i de foregående segmenter..
Den faktor, der bestemmer størrelsen og farven på en stjerne, forbundet med dens temperatur, er den mængde stof, som den formår at tilføje takket være tyngdekraften..
Et problem, der bekymrer astronomer og stadig skal belyses, er det faktum, at røde dværge indeholder grundstoffer, der er tungere end brint, helium og lithium..
På den ene side forudsiger Big Bang teorien, at de første dannede stjerner kun skal bestå af de tre letteste elementer. Imidlertid er der opdaget tunge elementer i røde dværge.
Og hvis ingen røde dværge er døde endnu, betyder det, at de første røde dværge stadig skal være derude et sted, der alle består af lyselementer..
Derefter kan de røde dværge være dannet senere, fordi tilstedeværelsen af tunge elementer kræves i deres oprettelse. Eller at der er første generations røde dværge, men er så små og med så lav lysstyrke, at de endnu ikke er opdaget..
Det er 4,2 lysår langt og har en masse svarende til en ottendedel af Solens, men 40 gange mere tæt. Proxima har et stærkt magnetfelt, hvilket gør det tilbøjeligt til at blusse.
Proxima har også mindst en kendt planet: Proxima Centauri b, afsløret i 2016. Men det menes at have været skyllet væk af de blusser, som stjernen ofte udsender, så det er usandsynligt, at det rummer liv, i det mindste ikke som vi kender, da stjernens emissioner indeholder røntgenstråler.
Det er en meget tæt rød dværg, 5,9 lysår væk, hvis hovedkarakteristik er dens store hastighed, ca. 90 km / s i retning af solen..
Det er synligt gennem teleskoper og ligesom Proxima er det også tilbøjeligt til at blusse og blusse. For nylig blev der opdaget en planet, der kredser om Barnards stjerne.
Denne røde dværg på kun 8% af solens masse er i stjernebilledet Vædderen og kan kun ses med kraftige teleskoper. Det er blandt de nærmeste stjerner i en afstand på ca. 12 lysår..
Det blev opdaget i 2002 og ud over at have en bemærkelsesværdig bevægelse, ser det ud til at have planeter i den såkaldte beboelige zone.
Det er en variabel rød dværg i stjernebilledet Leo og næsten 8 lysår fjernt fra vores sol. Da den er en variabel stjerne, øges dens lysstyrke med jævne mellemrum, skønt dens blusser ikke er så intense som dem i Proxima Centauri.
Endnu ingen kommentarer