Punainen kääpiö

Seuraava Punainen kääpiö Centauri on osa Alfa Centauri -tähtijärjestelmää kentaurin tähdistössä. Lähde: ESA/Hubble & NASA kautta Wikimedia Commons.

Mikä on punainen kääpiö?

Eräs Punainen kääpiö Se on pieni ja kylmä tähti, jonka massa on välillä 0.08 ja 0.8 kertaa auringon massa. Ne ovat maailmankaikkeuden runsaimpia ja pitkiä eläviä tähtiä: enintään kolme neljäsosaa kaikista toistaiseksi tunnetuista. Matalan kirkkauden vuoksi ne eivät ole havaittavissa paljain silmään huolimatta siitä, että he ovat lukuisia auringon naapurustossa: 30 lähellä olevaa tähteä, 20 on punainen kääpiö. 

Merkittävin sen läheisyydestä meille on seuraava Centauri, Centaurin tähdistössä 4: een.2 valovuoden päässä. Sen löysi vuonna 1915 Skotlannin tähtitieteilijä Robert Innes (1861-1933).

Ennen seuraavan Centaurin löytämistä ranskalaisen tähtitieteilijän kaukoputken Joseph de Lalande (1732-1802) oli jo löytänyt punaisen kääpiön Lalande 21185, OSA: n pormestarin tähdistössä.

Termiä "punainen kääpiö" käytetään nimeämään monenlaisia ​​tähtiä, mukaan lukien ne, joilla on spektrityyppi K ja M, samoin kuin ruskeat kääpiöt, tähdet, jotka eivät oikeastaan ​​ole sellaisia, koska heillä ei ole koskaan ollut tarpeeksi massaa reaktorinsa sisäisen aloittamiseen.

Spektrityypit vastaavat tähden pintalämpötilaa, ja sen valo hajoaa hyvin ominaisissa raidasarjoissa. 

Esimerkiksi spektrityypin K lämpötila on välillä 5000-3500 K ja se vastaa kelta-oranssia tähtiä, kun taas tyypin M lämpötila on alle 3500 K ja ovat punaisia ​​tähtiä.

Auringomme on spektri G, keltainen ja pintalämpötila välillä 5000 - 6000 K. Tähteillä, joilla on tietyllä spektrityypillä. Tähtien massan mukaan tämä on sen kehitys.

Punaisten kääpiöiden ominaisuudet

Kuva, jonka on ottanut Hubble. Se on yksi Linnunradan pienimmistä tähtiistä, nimeltään Gliese 623b tai GL 623b

Punaisilla kääpiöillä on tiettyjä ominaisuuksia, jotka erot. Olemme jo maininneet joitain alussa:

• Pienikokoinen.
• Alhainen pintalämpötila.
• Materiaalin palamisen rytmissä.
• Niukasti kirkkaus.

Massa

Massa, kuten olemme sanoneet, on tärkein ominaisuus, joka määrittelee luokan, jonka tähti saavuttaa. Punaiset kääpiöt ovat niin runsaasti, koska muodostuu enemmän matalia taikinatähtiä kuin massiiviset tähdet.

Mutta uteliaana, tähtien muodostamiseen pienellä taikinan muodostamisella on suurempi kuin erittäin massiivisten tähtien aika. Ne kasvavat paljon kovemmin, koska painopiste, joka tiivistää asian keskellä, on suurempi, koska enemmän massaa on. 

Aurinko, punainen kääpiötähti Gliese 229a, ruskea kääpiö teide 1, kääpiö ruskea gliese 229b, ruskea kääpiö viisas 1828 + 2650 ja planeetta Jupiter on esitetty

Ja tiedämme, että vaaditaan tietty määrä kriittistä massaa siten, että lämpötila on sopiva fuusioreaktioiden aloittamiseksi. Tällä tavalla tähti aloittaa aikuiselämänsä.

Aurinko tarvitsi kymmeniä miljoonia vuosia muodostettavaksi, mutta 5 -aikainen tähti vaatii alle miljoonan vuoden, kun taas massiivisin voi alkaa loistaa satoja tuhansia.

Lämpötila

Pintalämpötila on, koska toisessa tärkeässä ominaisuudessa sanotaan jo, että määrittelee punaiset kääpiöt. Sen on oltava alle 5000 K, mutta vähintään 2000 K, muuten on liian kylmää ollakseen todellinen tähti.

Voi palvella sinua: Reaktion entalpia: Määritelmä, lämpökemia, harjoitukset

Tähtikohteilla, joiden lämpötila on alle 2000 K, ei voi olla fuusion ydin ja nämä ovat keskeytettyjä tähtiä, jotka eivät koskaan saavuttaneet kriittistä massaa: ruskea kääpiöt.

Spektrilinjojen syvempi analyysi voi varmistaa eron punaisen kääpiön ja ruskean kääpiön välillä. Esimerkiksi indikaatiot litiumista osoittavat tosiasian, että se on punainen kääpiö, mutta jos se on metaania tai ammoniakkia, se on todennäköisesti ruskea kääpiö.

Spektrityypit ja Hertzsprung-Russell-kaavio

Hertzsprung-Russell-kaavio (H-R-kaavio) on kuvaaja, joka näyttää tähden ominaisuudet ja kehitys sen spektriominaisuuksien mukaan. Tähän sisältyy pintalämpötila, joka, kuten olemme sanoneet, on määräävä tekijä, samoin kuin sen valoisuus.

Kaavion muodostavat muuttujat ovat kirkkaus pystysuoralla akselilla ja tehokas lämpötila Vaakasuorassa akselissa. Sen loivat itsenäisesti 1900 -luvun alussa tähtitieteilijät Ejnar Hertzsprung ja Henry Russell.

H-R-kaavio, joka näyttää punaiset kääpiöt päärekvenssissä, oikeassa alakulmassa. Lähde: Wikimedia Commons. Että [CC 4: llä.0 (https: // creativecommons.Org/lisenssit/by/4.0)].

Spektrinsä mukaan tähdet on ryhmitelty Harvardin spektriluokituksen mukaisesti, mikä osoittaa tähden lämpötilan seuraavassa kirjainjärjestyksessä:

O b a f g k m

Se alkaa kuumimmista tähdistä, tyypistä tai, kun taas kylmimmät ovat tyypin M. Yläkuvassa spektrityypit ovat kaavion alaosassa, sinisenvärisellä palkilla vasemmalle, kunnes saavutat oikealle oikealle.

Jokaisessa tyypissä on muunnelmia, koska spektrin viivoilla on erilainen intensiteetti, niin jokainen tyyppi on jaettu vuorotellen 10 alaluokkaan, jotka on merkitty numeroilla 0 - 9. Mitä alhaisempi numero, kuumin on tähti. Esimerkiksi aurinko on G2 -tyyppi ja seuraava Centauri on M6. 

Kaavion keskusalue, joka toimii likimääräisen diagonaalin muodossa Pääjärjestys. Suurin osa tähtiä on olemassa, mutta niiden evoluutio voi johtaa heidät poistumaan ja sijaitsevat muissa luokissa, kuten punainen tai kääpiö jättiläinen tai valkoinen kääpiö. Kaikki riippuu tähden massasta.

Punaisten kääpiöiden elämä vie aina. Mutta tässä luokassa on myös supergigenttejä tähtiä, kuten betelgeuse ja Antares (H-R-kaavion oikealla puolella).

Kehitys

Minkä tahansa tähden elämä alkaa tähtienvälisten aineiden romahtamisella painovoiman vaikutuksen ansiosta. Kun asia yhdistää, kääntyy nopeammin ja sumutettuna albumin muodostaen kulman vauhdin säilyttämisen ansiosta. Keskellä on protoestrella, alkio niin puhuen tulevasta tähdestä.

Ajan myötä lämpötilan ja tiheyden kulku kasvaa, kunnes saavutetaan kriittinen massa, jossa fuusioreaktori aloittaa sen aktiivisuuden. Tämä on tähden energian lähde tulevassa ajassaan ja vaatii lämpötilan noin 8 miljoonan kpl ytimessä.

Ytimen sytytys stabiloi tähden, koska se kompensoi painovoiman, mikä johtaa hydrostaattiseen tasapainoon. Tätä varten massa välillä 0 on tarpeen.01 ja 100 -kertainen auringon massa. Jos taikina on suurempi, ylikuumeneminen aiheuttaisi katastrofin, joka tuhoaa protoestrella.

Voi palvella sinua: Ohm -laki: Yksiköt ja kaava, laskenta, esimerkit, harjoitukset Punaisessa kääpiössä vedyn fuusio ytimessä tasapainottaa painovoiman voiman. Lähde: f. Zapata.

Kun fuusioreaktori on käynnistetty ja tasapaino on saavutettu, tähdet menevät H-R-kaavion päärekvenssiin. Punaiset kääpiöt lähettävät energiaa hyvin hitaasti, joten vedyn tarjoaminen kestää paljon. Tapa, jolla punainen kääpiö säteilee energiaa, on mekanismin kautta konvektio. 

Helium -vetymuutos, joka tuottaa energiaa, suoritetaan punaisissa kääpiöissä Proton-protoniketjut, Sekvenssi, jossa vety -ioni sulkee toisen kanssa. Lämpötila vaikuttaa suuresti tapaan, jolla tämä fuusio suoritetaan.

Kun vety on uupunut, Star -reaktori lakkaa toimimasta ja hidas jäähdytysprosessi alkaa.

PROTón-Proton -ketju

Tämä reaktio on hyvin usein tähtiä, jotka ovat juuri sisällytettyjä päärekvenssiin, samoin kuin punaisissa kääpiöissä. Se alkaa näin:

¹ ₁H + ¹₁H → ²₁H + E⁺ + ν

Missä E⁺ Se on positroni, identtinen kaikessa elektronille, ellei sen kuorma ole positiivinen ja ν Se on neutriino, kevyt ja vaikea hiukkas. Omalta osaltaan ²₁H on raskas deuterium tai vety.

Sitten se tapahtuu:

¹ ₁H + ²₁H → ³₂He + γ

Jälkimmäisessä γ symboloi fotonia. Molemmat reaktiot tapahtuvat kahdesti, jotta saadaan aikaan:

³₂Hän + ³₂I → ⁴₂Hän+ 2 (¹ ₁H)

Kuinka tähti tuottaa energiaa tämän tekemällä? No, reaktioiden massassa on pieni ero, pieni massan menetys, joka muuttuu energiaksi kuuluisan Einstein -yhtälön mukaan:

E = MC² 

Koska tämä reaktio tapahtuu lukemattomia aikoja, joihin liittyy valtava määrä hiukkasia, saatu energia on valtava. Mutta se ei ole ainoa reaktio, joka tapahtuu tähden sisällä, vaikkakin yleisimmin punaisissa kääpiöissä.

Tähden elämän aika

Taiteellinen käsitys planeetasta, jossa kaksi eksolonia kiertää punaisen kääpiön asuttavaa alueella

Aika, jolloin tähti elää, riippuu myös sen massasta. Seuraava yhtälö on arvioitu tuosta ajasta:

T = m^-2.5

Tässä on aika ja m massa. Löityjen kirjaimien käyttö on tarkoituksenmukaista ajan myötä ja massan valtavuus.

Auringon kaltainen tähti asuu noin 10.000 miljoonaa vuotta, mutta 30 -aikainen tähti. Riippumatta siitä, mikä se on ikuisuus ihmisille.

Punaiset kääpiöt elävät paljon enemmän, ansiosta, jonka kanssa he käyttävät ydinpolttoainetta. Ajan kuluttua siitä, kun koet sitä, kova punainen kääpiö ikuisesti, koska ytimen vedyn tyhjentämiseen kuluva aika ylittää maailmankaikkeuden arvioidun iän. 

Mikään punainen kääpiö ei ole vielä kuollut, joten kaikki mitä voidaan spekuloida siitä, kuinka paljon he elävät ja mikä on heidän loppu, johtuu tietokonesimulaatioista, jotka ovat luotuja heistä koskevista tiedoista.

Voi palvella sinua: Voltimetri: Ominaisuudet, toiminta, mitä se on, tyypit

Näiden mallien mukaan tutkijat ennustavat, että kun punainen kääpiö pakottaa vety, muuttuu a Sininen kääpiö. 

Kukaan ei ole koskaan nähnyt tämän luokan tähtiä, mutta kun vety päättyy, punainen kääpiö ei laajene ennen kuin punainen jättiläinen tähti tulee, koska aurinko tekee siitä yhden päivän. Se yksinkertaisesti lisää radioaktiivisuuttaan ja sen kanssa pintalämpötilassaan kääntyen siniseksi.

Punaisten kääpiöiden koostumus

Punaisen kääpiön taiteellinen käsitys, erityisesti Barnardin tähti

Tähtien koostumus on hyvin samanlainen, suurimmaksi osaksi ne ovat valtavia vety- ja heliumpalloja. He säilyttävät osan niistä elementeistä, jotka olivat läsnä heissä, joten ne sisältävät myös jälkiä elementeistä, joita edelliset tähdet auttoivat luomaan.

Siksi punaisten kääpiöiden koostumus on samanlainen kuin auringon, vaikka spektrilinjat eroavat merkittävästi lämpötilan takia. Joten jos tähdellä on heikkoja vetyjohtoja, se ei tarkoita, että siitä puuttuu tämä elementti.

Punaisissa kääpiöissä on jälkiä muista raskaammista elementeistä, joihin tähtitieteilijät kutsuvat "metalleiksi".

Tähtitieteessä tämä määritelmä ei ole samanaikainen sen kanssa, mitä yleisesti ymmärretään metalliksi, koska tässä sitä käytetään viittaamaan mihin tahansa elementtiin, paitsi vety ja helium.

Koulutus

Maa, Mars ja aurinkokunnan planeetat verrattuna Kepler-20E- ja Kepler-20F-eksoplaneeteihin

Tähtien muodostumisprosessi on monimutkainen, ja lukuisat muuttujat vaikuttavat siihen. Tässä prosessissa on vielä paljon tuntematonta, mutta sen uskotaan olevan sama kaikille tähtille, kuten edellisissä segmenteissä on kuvattu.

Tähtien koon ja värin, joka liittyy sen lämpötilaan, määrää, on aineen määrä, jonka se onnistuu lisäämään painovoiman ansiosta. 

Aihe, joka huolestuttaa tähtitieteilijöitä ja jota ei vieläkään selvitetä, on se, että punaiset kääpiöt sisältävät raskaampia elementtejä kuin vety, helium ja litium. 

Yhtäältä Big Bang -teoria ennustaa, että ensimmäiset muodostuneet tähdet on koostettava vain kolmesta kevyemmistä elementeistä. Punaisissa kääpiöissä on kuitenkin havaittu raskaita elementtejä. 

Ja jos punainen kääpiö ei ole vielä kuollut, se tarkoittaa, että ensimmäisten punaisten kääpiöiden on vielä oltava siellä jossain, kaikki koostuvat kevyistä elementeistä.

Sitten punaiset kääpiöt on muodostettu myöhemmin, koska niiden luomisessa on raskaiden elementtien läsnäolo. Tai että punaisen kääpiöiden ensimmäisen sukupolven on, mutta se on niin pieni ja niin pienellä kirkkaudella, niitä ei ole vielä löydetty.

Esimerkkejä punaisista kääpiöistä

Seuraava Centauri

Taiteellinen vaikutelma seuraavasta Centauri B: stä osoitti hypoteettisesti kivisenä ja kuivina superstierinä. Lähde: ESO/M. Kornmesser, CC 4: llä.0, Wikimedia Commons

Se on 4.2 valovuoden päässä ja sillä on massa, joka vastaa auringon kahdeksannen osan, mutta 40 kertaa tiheämpi. Seuraavaksi on intensiivinen magneettikenttä, mikä tekee siitä alttiita leveälle.

Seuraavaksi on myös ainakin yksi tunnettu planeetta: Next Centauri B, julkaistu vuonna 2016. Mutta uskotaan, että tähti säteilee usein soihdut, joten on epätodennäköistä, että elämätalot, ainakaan ei kuten tiedämme, koska tähtipäästöt sisältävät x -rakeita sisältävät.

Barnard -tähti

Auringon, Barnardin tähden ja Jupiter -tähden vertailu koot. Lähde: Wikimedia Commons.

Se on hyvin läheinen punainen kääpiö, 5.9 valovuoden päässä, jonka pääominaisuus on sen suuri nopeus, noin 90 km/s auringon suuntaan. 

Se on näkyvissä kaukoputkien kautta ja niin lähellä on myös alttiita kokea soihdut ja hehkut. Äskettäin Planeetta löysi kiertävän Barnardin tähden.

Teegarden -tähti

Kaavio Teegardens -tähtijärjestelmän todennäköisestä rakenteesta 12 valovuosista maasta, kuten vuonna 2019 ymmärretään. Lähde: DARC 12345, CC0, Wikimedia Commons

Tämä vain 8 %: n auringon massan punainen kääpiö on Oinas -tähdistössä, ja se voidaan nähdä vain voimakkaiden teleskooppien kanssa. Se on lähimpiä tähtiä, noin 12 valovuoden etäisyydellä.

Se löydettiin vuonna 2002, ja sen lisäksi, että sillä on huomattava oma liike, sillä on ilmeisesti planeetat niin kutsutulla asumisvyöhykkeellä.

Susi 359

Susi 359

Se on muuttuva punainen kääpiö Leon tähdistössä ja kaukana melkein kahdeksan valovuotta auringostamme. Koska sen kirkkaus on muuttuva tähti, se kasvaa määräajoin, vaikka sen suolet eivät ole yhtä voimakkaita kuin seuraavan Centaurin.