EN rød dverg Det er en liten og kald stjerne hvis masse er mellom 0,08 og 0,8 ganger solens masse. De er de mest tallrike og lengstlevende stjernene i universet: opptil tre fjerdedeler av alle hittil kjent. På grunn av deres lave lysstyrke kan de ikke observeres med det blotte øye, til tross for at de er mange i nærheten av solen: av 30 nærliggende stjerner er 20 røde dverger.
Den mest bemerkelsesverdige for sin nærhet til oss er Proxima Centauri, i konstellasjonen Centaurus, 4,2 lysår unna. Den ble oppdaget i 1915 av den skotske astronomen Robert Innes (1861-1933).
Før Proxima Centauri ble oppdaget, hadde imidlertid teleskopet til den franske astronomen Joseph de Lalande (1732-1802) allerede funnet den røde dvergen Lalande 21185, i konstellasjonen Ursa Major..
Uttrykket "rød dverg" brukes til å referere til forskjellige klasser av stjerner, inkludert de med spektraltypene K og M, samt brune dverger, stjerner som egentlig ikke er slike, fordi de aldri hadde nok masse til å starte reaktorens indre.
Spektraltypene tilsvarer overflatetemperaturen til stjernen, og dens lys brytes ned i en serie med veldig karakteristiske linjer..
For eksempel har spektraltypen K mellom 5000 og 3500 K i temperatur og tilsvarer gul-oransje stjerner, mens temperaturen av typen M er mindre enn 3500 K og de er røde stjerner..
Vår sol er av spektraltypen G, gul i fargen og en overflatetemperatur mellom 5000 og 6000 K. Stjerner med en viss spektraltype har mange egenskaper til felles, og den mest avgjørende av dem er masse. I følge massen til en stjerne vil dette være dens utvikling.
Artikkelindeks
Røde dverger har visse egenskaper som skiller dem. Vi har allerede nevnt noen i begynnelsen:
-Liten størrelse.
-Lav overflatetemperatur.
-Lav materialforbrenningshastighet.
-Dårlig lysstyrke.
Masse, som vi har sagt, er hovedattributtet som definerer kategorien som en stjerne når. Røde dverger er så mange fordi det dannes flere stjerner med lav masse enn massive stjerner.
Men interessant er det at tiden det tar for stjerner med lav masse å danne seg er lengre enn for veldig massive stjerner. Disse vokser mye raskere fordi tyngdekraften som komprimerer saken i sentrum er større, jo mer masse er det..
Og vi vet at det kreves en viss mengde kritisk masse for at temperaturen skal være passende, for å sette i gang fusjonsreaksjoner. På denne måten begynner stjernen sitt voksne liv.
Det tok titalls millioner år å danne solen, men en stjerne 5 ganger større krever mindre enn en million år, mens de mest massive kan begynne å skinne i hundretusener..
Overflatetemperaturen er, som allerede nevnt, et annet viktig definerende kjennetegn ved røde dverger. Det må være mindre enn 5000K, men ikke mindre enn 2000K, ellers er det for kult til å være en ekte stjerne.
Stjernegjenstander med en temperatur lavere enn 2000 K kan ikke ha en fusjonskjerne og er avbrutte stjerner som aldri nådde kritisk masse: brune dverger.
Dypere analyse av spektrallinjene kan sikre forskjellen mellom rød dverg og brun dverg. For eksempel antyder bevis på litium at det er en rød dverg, men hvis det er metan eller ammoniakk, er det sannsynligvis en brun dverg.
Hertzsprung-Russell-diagrammet (HR-diagrammet) er en graf som viser karakteristikkene og utviklingen til en stjerne i henhold til dens spektrale egenskaper. Dette inkluderer temperaturen på overflaten, som 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 på den horisontale aksen. Det ble uavhengig opprettet tidlig på 1900-tallet av astronomene Ejnar Hertzsprung og Henry Russell..
I henhold til deres spektrum er stjernene gruppert i henhold til Harvard-spektralklassifisering, som indikerer stjernens temperatur i følgende bokstavsekvens:
O B A F G K M
Vi begynner med de heteste stjernene, de av typen O, mens de kaldeste er de av typen M. I figuren er spektraltypene i den nedre delen av grafen, på linjen farget blå til venstre til de når den røde høyre.
Innenfor hver type er det variasjoner, siden spektrallinjene har ulik intensitet, blir hver type delt inn i 10 underkategorier, betegnet med tall fra 0 til 9. Jo lavere tall, jo varmere blir stjernen. For eksempel er solen type G2 og Proxima Centauri er M6.
Den sentrale regionen i grafen, som går omtrent diagonalt, kalles hovedsekvens. De fleste av stjernene er der, men deres utvikling kan føre til at de dukker opp og plasserer seg i andre kategorier, for eksempel en rød gigant eller en hvit dverg. Alt avhenger av stjernens masse.
Livet til røde dverger foregår alltid i hovedsekvensen, og når det gjelder spektral type, er ikke alle M-klassen dverger røde dverger, selv om de fleste er det. Men i denne klassen er det også kjempestore stjerner som Betelgeuse og Antares (øverst til høyre i HR-diagrammet).
Livet til enhver stjerne begynner med kollapsen av interstellar materie takket være tyngdekraften. Når materien agglutinerer, roterer den raskere og raskere og flater ut i en plate, takket være bevaringen av vinkelmomentet. I sentrum er protostjernen, embryoet så å si om den fremtidige stjernen.
Etter hvert som tiden går øker temperaturen og tettheten til en kritisk masse er nådd, hvor fusjonsreaktoren begynner sin aktivitet. Dette er energikilden til stjernen i sin tid framover og krever en kjernetemperatur på omtrent 8 millioner K.
Tenningen i kjernen stabiliserer stjernen, fordi den kompenserer for tyngdekraften, og gir opphav til den hydrostatiske likevekten. Dette krever en masse mellom 0,01 og 100 ganger solens masse. Hvis massen er større, vil overoppheting føre til en katastrofe som vil ødelegge protostjernen..
Når fusjonsreaktoren er startet og likevekt er oppnådd, ender stjernene i hovedsekvensen i HR-diagrammet. Røde dverger avgir energi veldig sakte, så deres hydrogentilførsel varer lenge. Måten en rød dverg avgir energi på er gjennom mekanismen for konveksjon.
Den energiproduserende omdannelsen av hydrogen til helium foregår i røde dverger ved proton-protonkjeder, en sekvens der ett hydrogenion smelter sammen med et annet. Temperatur påvirker i stor grad måten denne fusjonen foregår på.
Når hydrogenet er oppbrukt, slutter stjernens reaktor å virke og den langsomme kjøleprosessen begynner..
Denne reaksjonen er veldig vanlig i stjerner som nettopp har sluttet seg til hovedsekvensen, så vel som i røde dverger. Det starter slik:
1 1H + 11H → to1H + e+ + ν
Hvor e+ er en positron, identisk på alle måter med elektronet, bortsett fra at ladningen er positiv og ν det er en nøytrino, en lett og unnvikende partikkel. For sin del to1H er deuterium eller tungt hydrogen.
Så skjer det:
1 1H + to1H → 3toHan + γ
I sistnevnte symboliserer γ et foton. Begge reaksjonene forekommer to ganger for å resultere i:
3tojeg har + 3toJeg har → 4toHan + 2 (1 1H)
Hvordan genererer stjernen energi ved å gjøre dette? Vel, det er en liten forskjell i reaksjonens masse, et lite massetap som transformeres til energi i henhold til Einsteins berømte ligning:
E = mcto
Ettersom denne reaksjonen skjer utallige ganger som involverer et enormt antall partikler, er energien som oppnås enorm. Men det er ikke den eneste reaksjonen som foregår inne i en stjerne, selv om den er den hyppigste i røde dverger..
Hvor lenge en stjerne lever, avhenger også av massen. Følgende ligning er et estimat av den tiden:
T = M-2.5
Her er T tid og M er masse. Bruk av store bokstaver er hensiktsmessig på grunn av tid og enorme masse.
En stjerne som solen lever i omtrent 10 milliarder år, men en stjerne 30 ganger solens masse lever 30 millioner år, og en annen enda mer massiv kan leve i omtrent 2 millioner år. Uansett er det en evighet for mennesker.
Røde dverger lever mye lenger enn det, takket være parisensen som de bruker kjernefysisk drivstoff med. Med tanke på tiden som vi opplever det, varer en rød dverg for alltid, fordi tiden det tar å tømme hydrogenet fra kjernen overstiger universets estimerte alder..
Ingen røde dverger har dødd ennå, så alt som kan spekuleres i hvor lenge de lever og hva deres slutt vil være, skyldes datasimuleringer av modeller opprettet med informasjonen vi har om dem..
Ifølge disse modellene forutsier forskere at når en rød dverg går tom for hydrogen, vil den forvandles til en blå dverg.
Ingen har noen gang sett en stjerne av denne typen, men når hydrogen løper ut, utvides ikke en rød dverg til en rød gigantisk stjerne, slik solen vår en dag vil gjøre. Det øker ganske enkelt radioaktiviteten, og med det blir overflatetemperaturen blå.
Sammensetningen av stjernene er veldig lik, for det meste er de store kuler av hydrogen og helium. De beholder noen av elementene som var tilstede i gassen og støvet som ga opphav til dem, så de inneholder også spor av elementene som de foregående stjernene bidro til å skape..
Av denne grunn er sammensetningen av røde dverger lik den for solen, selv om spektrallinjene skiller seg betydelig på grunn av temperaturen. Så hvis en stjerne har svake hydrogenlinjer, betyr det ikke at den mangler dette elementet..
I røde dverger er det spor etter andre tyngre grunnstoffer, som astronomer kaller "metaller".
I astronomi faller ikke denne definisjonen sammen med det som vanligvis forstås som metall, siden det her brukes til å referere til ethvert grunnstoff, unntatt hydrogen og helium.
Stjernedannelsesprosessen er kompleks og påvirkes av mange variabler. Det er mye som fremdeles er ukjent om denne prosessen, men det antas å være den samme for alle stjerner, som beskrevet i de foregående segmentene..
Faktoren som bestemmer størrelsen og fargen på en stjerne, assosiert med temperaturen, er mengden materie som den klarer å legge til takket være tyngdekraften..
Et spørsmål som bekymrer astronomer og som fortsatt skal belyses, er det faktum at røde dverger inneholder grunnstoffer som er tyngre enn hydrogen, helium og litium..
På den ene siden spår Big Bang-teorien at de første stjernene som dannes må bare være sammensatt av de tre letteste elementene. Imidlertid har tunge elementer blitt oppdaget i røde dverger.
Og hvis ingen røde dverger har dødd ennå, betyr det at de første røde dvergene som ble dannet, fremdeles må være der ute et sted, alle bestående av lette elementer..
Da kan de røde dvergene ha dannet seg senere, fordi det er nødvendig med tilstedeværelsen av tunge elementer i deres opprettelse. Eller at det er første generasjons røde dverger, men er så små og med så lav lysstyrke at de ennå ikke er oppdaget..
Det er 4,2 lysår langt og har en masse som tilsvarer en åttendedel av solens, men 40 ganger mer tett. Proxima har et sterkt magnetfelt, noe som gjør det utsatt for bluss.
Proxima har også minst en kjent planet: Proxima Centauri b, avduket i 2016. Men det antas at den er blitt vasket bort av blussene stjernen ofte avgir, så det er lite sannsynlig å huske livet, i det minste ikke som vi vet, siden stjernens utslipp inneholder røntgenstråler.
Det er en veldig nær rød dverg, 5,9 lysår unna, hvis viktigste kjennetegn er dens store hastighet, omtrent 90 km / s i retning av solen..
Den er synlig gjennom teleskoper, og i likhet med Proxima er den også utsatt for bluss og bluss. Nylig ble en planet oppdaget som kretser rundt Barnards stjerne.
Denne røde dvergen med bare 8% av solens masse er i stjernebildet Væren 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 bevegelse, ser det ut til å ha planeter i den såkalte beboelige sonen.
Det er en variabel rød dverg i stjernebildet Leo og nesten 8 lysår langt fra solen vår. Å være en variabel stjerne øker lysstyrken med jevne mellomrom, selv om dens bluss ikke er så intens som den til Proxima Centauri..
Ingen har kommentert denne artikkelen ennå.