A röd dvärg Det är en liten och kall stjärna vars massa är mellan 0,08 och 0,8 gånger solens massa. De är de mest rikliga och längsta levande stjärnorna i universum: upp till tre fjärdedelar av alla hittills kända. På grund av sin låga ljusstyrka kan de inte observeras med blotta ögat, trots att de är många i närheten av solen: av 30 närliggande stjärnor är 20 röda dvärgar.
Det mest anmärkningsvärda för dess närhet till oss är Proxima Centauri, i konstellationen Centaurus, 4,2 ljusår bort. Det upptäcktes 1915 av den skotska astronomen Robert Innes (1861-1933).
Innan Proxima Centauri upptäcktes hade emellertid redan den franska astronomen Joseph de Lalandes (1732-1802) teleskop hittat den röda dvärgen Lalande 21185 i konstellationen Ursa Major..
Uttrycket "röd dvärg" används för att hänvisa till olika klasser av stjärnor, inklusive de med spektraltyperna K och M, liksom bruna dvärgar, stjärnor som inte är riktigt sådana, eftersom de aldrig hade tillräckligt med massa för att starta sin interna reaktor.
Spektraltyperna motsvarar stjärnans yttemperatur och dess ljus bryts ner i en serie mycket karakteristiska linjer..
Till exempel har spektraltypen K mellan 5000 och 3500 K i temperatur och motsvarar gulorange stjärnor, medan temperaturen av typen M är mindre än 3500 K och de är röda stjärnor..
Vår sol är av spektraltyp G, gul i färg och en yttemperatur mellan 5000 och 6000 K. Stjärnor med en viss spektraltyp har många gemensamma egenskaper, varav den mest bestämda är massa. Enligt massan av en stjärna kommer detta att vara dess utveckling.
Artikelindex
Röda dvärgar har vissa egenskaper som skiljer dem åt. Vi har redan nämnt några i början:
-Liten storlek.
-Låg yttemperatur.
-Låg materialförbränningshastighet.
-Dålig ljusstyrka.
Massa, som vi har sagt, är huvudattributet som definierar den kategori som en stjärna når. Röda dvärgar är så rikliga eftersom fler stjärnor med låg massa bildas än massiva stjärnor.
Men intressant är att tiden det tar för stjärnor med låg massa att bildas är längre än för mycket massiva stjärnor. Dessa växer mycket snabbare eftersom tyngdkraften som kompakterar materien i mitten är större, desto mer massa finns det..
Och vi vet att en viss mängd kritisk massa krävs för att temperaturen ska vara lämplig för att initiera fusionsreaktioner. På detta sätt börjar stjärnan sitt vuxna liv.
Det tog tiotals miljoner år att bilda solen, men en stjärna som är 5 gånger större kräver mindre än en miljon år, medan de mest massiva kan börja lysa i hundratusentals..
Yttemperaturen är, som redan nämnts, en annan viktig definierande egenskap hos röda dvärgar. Det måste vara mindre än 5000K, men inte mindre än 2000K, annars är det för coolt att vara en riktig stjärna.
Stjärnföremål med en temperatur lägre än 2000 K kan inte ha en fusionskärna och är avbrutna stjärnor som aldrig nådde kritisk massa: bruna dvärgar.
Djupare analys av spektrallinjerna kan säkerställa skillnaden mellan röd dvärg och brun dvärg. Exempelvis antyder bevis på litium att det är en röd dvärg, men om det är metan eller ammoniak är det förmodligen en brun dvärg.
Hertzsprung-Russell-diagrammet (HR-diagrammet) är ett diagram som visar en stjärnas egenskaper och utveckling enligt dess spektrala egenskaper. Detta inkluderar ytans temperatur, som som vi har sagt är en avgörande faktor, liksom dess ljusstyrka..
Variablerna som utgör grafen är ljusstyrka på den vertikala axeln och effektiv temperatur på den horisontella axeln. Det skapades självständigt i början av 1900-talet av astronomerna Ejnar Hertzsprung och Henry Russell..
Enligt deras spektrum är stjärnorna grupperade enligt Harvards spektralklassificering, vilket indikerar stjärnans temperatur i följande bokstäver:
O B A F G K M
Vi börjar med de hetaste stjärnorna, de av typ O, medan de kallaste är de av typ M..
Inom varje typ finns variationer, eftersom spektrallinjerna har olika intensitet, är varje typ uppdelad i 10 underkategorier, betecknade med siffror från 0 till 9. Ju lägre tal desto varmare blir stjärnan. Till exempel är solen typ G2 och Proxima Centauri är M6.
Den centrala regionen i diagrammet, som går ungefär diagonalt, kallas huvudsekvens. De flesta stjärnorna finns där, men deras utveckling kan leda dem att dyka upp och placera sig i andra kategorier, som en röd jätte eller en vit dvärg. Allt beror på stjärnans massa.
Röda dvärgarnas liv äger alltid rum i huvudsekvensen, och när det gäller spektral typ är inte alla M-klass dvärgar röda dvärgar, även om de flesta är. Men i den här klassen finns det också superstora stjärnor som Betelgeuse och Antares (högst upp till höger i HR-diagrammet).
Livet för varje stjärna börjar med kollapsen av interstellär materia tack vare gravitationens verkan. När materien agglutinerar roterar den snabbare och snabbare och plattar in i en skiva tack vare bevarande av vinkelmoment. I mitten är protostjärnan, embryot så att säga om den framtida stjärnan.
När tiden går ökar temperaturen och densiteten tills en kritisk massa uppnås där fusionsreaktorn börjar sin aktivitet. Detta är stjärnans energikälla i sin tid framöver och kräver en kärntemperatur på cirka 8 miljoner K.
Tändningen i kärnan stabiliserar stjärnan, eftersom den kompenserar för gravitationskraften, vilket ger upphov till den hydrostatiska jämvikten. Detta kräver en massa mellan 0,01 och 100 gånger solens massa. Om massan är större skulle överhettning orsaka en katastrof som skulle förstöra protostjärnan.
När fusionsreaktorn har startats och jämvikt uppnåtts hamnar stjärnorna i huvudsekvensen i HR-diagrammet. Röda dvärgar avger energi mycket långsamt, så deras vätgasförsörjning varar länge. Hur en röd dvärg avger energi sker genom mekanismen för konvektion.
Den energiproducerande omvandlingen av väte till helium sker i röda dvärgar av proton-protonkedjor, en sekvens i vilken en vätejon smälter samman med en annan. Temperaturen påverkar i hög grad hur denna fusion sker.
När väte är förbrukat slutar stjärnans reaktor att fungera och den långsamma kylningsprocessen börjar..
Denna reaktion är mycket vanligt hos stjärnor som just har gått med i huvudsekvensen, liksom hos röda dvärgar. Det börjar så här:
1 1H + 11H → två1H + e+ + ν
Där e+ är en positron, på alla sätt identisk med elektronen, förutom att dess laddning är positiv och ν det är en neutrino, en lätt och svårfångad partikel. För hans del två1H är deuterium eller tungt väte.
Då händer det:
1 1H + två1H → 3tvåHan + γ
I den senare symboliserar γ en foton. Båda reaktionerna inträffar två gånger för att resultera i:
3tvåjag har + 3tvåJag har → 4tvåHan + 2 (1 1H)
Hur genererar stjärnan energi genom att göra detta? Tja, det finns en liten skillnad i reaktionens massa, en liten massförlust som omvandlas till energi enligt Einsteins berömda ekvation:
E = mctvå
Eftersom denna reaktion inträffar otaliga gånger med ett enormt antal partiklar, är den energi som erhålls enorm. Men det är inte den enda reaktionen som äger rum inne i en stjärna, även om den är den vanligaste bland röda dvärgar..
Hur länge en stjärna lever beror också på dess massa. Följande ekvation är en uppskattning av den tiden:
T = M-2.5
Här är T tid och M är massa. Användningen av stora bokstäver är lämplig på grund av massans tid och enorma omfattning.
En stjärna som solen lever i cirka 10 miljarder år, men en stjärna 30 gånger solens massa lever 30 miljoner år och en ännu mer massiv kan leva i cirka 2 miljoner år. Hur som helst är det en evighet för människor.
Röda dvärgar lever mycket längre än så, tack vare parlamentet som de spenderar sitt kärnbränsle med. För tiden som vi upplever det, varar en röd dvärg för evigt, för den tid det tar att tömma vätet från kärnan överstiger universums beräknade ålder.
Inga röda dvärgar har dött ännu, så allt som kan spekuleras om hur länge de lever och vad deras slut kommer att bero på datorsimuleringar av modeller skapade med den information vi har om dem..
Enligt dessa modeller förutspår forskare att när en röd dvärg tar slut på väte kommer den att förvandlas till en blå dvärg.
Ingen har någonsin sett en stjärna av detta slag, men när väte tar slut expanderar inte en röd dvärg till en röd jättestjärna, som vår sol en dag kommer att göra. Det ökar helt enkelt sin radioaktivitet och därmed dess yttemperatur, blir blå.
Stjärnornas sammansättning är mycket lika, för det mesta är de enorma bollar av väte och helium. De behåller några av elementen som fanns i gasen och dammet som gav upphov till dem, så de innehåller också spår av elementen som de föregående stjärnorna hjälpte till att skapa..
Av denna anledning liknar sammansättningen av röda dvärgar den för solen, även om spektrallinjerna skiljer sig väsentligt på grund av temperaturen. Så om en stjärna har svaga vätelinjer betyder det inte att den saknar detta element..
I röda dvärgar finns spår av andra tyngre element, som astronomer kallar "metaller".
I astronomi sammanfaller den definitionen inte med vad som vanligtvis förstås som metall, eftersom det här används för att hänvisa till vilket element som helst, utom väte och helium.
Stjärnbildningsprocessen är komplex och påverkas av många variabler. Det finns mycket som fortfarande är okänt om denna process, men det antas vara detsamma för alla stjärnor, som beskrivits i de föregående segmenten..
Faktorn som bestämmer storleken och färgen på en stjärna, associerad med dess temperatur, är den mängd materia som den lyckas lägga till tack vare tyngdkraften..
En fråga som oroar astronomer och återstår att belysa är det faktum att röda dvärgar innehåller ämnen som är tyngre än väte, helium och litium..
Å ena sidan förutspår Big Bang-teorin att de första stjärnorna som bildas måste bestå av endast de tre lättaste elementen. Emellertid har tunga element upptäckts i röda dvärgar.
Och om inga röda dvärgar har dött ännu, betyder det att de första röda dvärgarna som bildas fortfarande måste finnas där någonstans, alla består av ljuselement..
Då kan de röda dvärgarna ha bildats senare, eftersom närvaron av tunga element krävs i deras skapande. Eller att det finns första generationens röda dvärgar, men är så små och med så låg ljusstyrka att de ännu inte har upptäckts..
Det är 4,2 ljusår långt och har en massa som motsvarar en åttondel av Solens, men 40 gånger mer tät. Proxima har ett starkt magnetfält, vilket gör det benäget att blossa.
Proxima har också åtminstone en känd planet: Proxima Centauri b, avtäckt 2016. Men det antas ha blivit tvättat bort av fläckar som stjärnan ofta avger, så det är osannolikt att det kommer att rymma liv, åtminstone inte som vi vet, eftersom stjärns utsläpp innehåller röntgenstrålar.
Det är en mycket nära röd dvärg, 5,9 ljusår bort, vars huvudegenskap är dess stora hastighet, cirka 90 km / s i riktning mot solen..
Det är synligt genom teleskop och som Proxima är det också benäget för bloss och bloss. Nyligen upptäcktes en planet som kretsar kring Barnards stjärna.
Denna röda dvärg med endast 8% av solens massa ligger i Väduren och kan endast ses med kraftfulla teleskop. Det är bland de närmaste stjärnorna, på ett avstånd av cirka 12 ljusår..
Det upptäcktes 2002 och förutom att ha en anmärkningsvärd rörelse verkar det ha planeter i den så kallade bebodda zonen.
Det är en rörlig röd dvärg i konstellationen Leo och nästan 8 ljusår långt från vår sol. Eftersom den är en variabel stjärna ökar dess ljusstyrka regelbundet, även om dess fläckar inte är lika intensiva som de hos Proxima Centauri.
Ingen har kommenterat den här artikeln än.