RØD DVERG: OPPDAGELSE, EGENSKAPER, EVOLUSJON, KOMPOSISJON - ARTE - 2025

En rød dverg er en liten, kjølig stjerne med en masse mellom 0,08 og 0,8 ganger solens masse. De er de mest tallrike og lengstlevende stjernene i universet: opptil tre fjerdedeler av alle kjente så langt. På grunn av deres lave lysstyrke er de ikke synlige med det blotte øye, til tross for at de er mange i nærheten av Solen: av 30 stjerner i nærheten er 20 røde dverger.

Det mest kjente for sin nærhet til oss er Proxima Centauri, i stjernebildet Centaurus, 4,2 lysår unna. Den ble oppdaget i 1915 av den skotske astronomen Robert Innes (1861-1933).

Figur 1. Den røde dvergen Proxima Centauri er en del av Alpha Centauri-stjernesystemet i stjernebildet Centauri. Kilde: ESA / Hubble & NASA via Wikimedia Commons.

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 stjernebildet Ursa Major.

Begrepet "rød dverg" brukes til å referere til forskjellige klasser av stjerner, inkludert de med spektraltypene K og M, så vel som brune dverger, stjerner som egentlig ikke er slik, fordi de aldri hadde nok masse til å starte reaktoren sin innvendig.

Spektraltypene tilsvarer overflatetemperaturen til stjernen, og lyset brytes ned i en serie veldig karakteristiske linjer.

For eksempel har den spektrale typen K mellom 5000 og 3500 K temperatur og tilsvarer gul-oransje stjerner, mens temperaturen til typen M er mindre enn 3500 K, og de er røde stjerner.

Solen vår er spektraltype G, gul i fargen og har en overflatetemperatur mellom 5000 og 6000 K. Stjerner med en viss spektraltype har mange egenskaper til felles, og den mest avgjørende for dem er masse. I følge massen til en stjerne, vil dens utvikling også.

Kjennetegn på røde dverger

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

-Liten størrelse.

-Lave overflatetemperatur.

-Lav hastighet av forbrenning.

-Lav lyshet.

Masse

Masse er som sagt hovedattributtet som definerer kategorien en stjerne når. Røde dverger er så mange, fordi det dannes flere stjerner med lav masse enn massive stjerner.

Men merkelig nok er tiden det tar for lavmasse stjerner å danne lenger 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 en viss mengde kritisk masse er nødvendig for at temperaturen skal være passende, for å sette i gang fusjonsreaksjoner. På denne måten begynner stjernen sitt voksne liv.

Solen tok flere titalls millioner år å danne, men en stjerne 5 ganger større krever mindre enn en million år, mens de mest massive kan begynne å skinne i hundretusener.

Temperatur

Temperaturen på overflaten er som allerede nevnt et annet viktig kjennetegn som definerer røde dverger. Det skal være mindre enn 5000K, men ikke mindre enn 2000K, ellers er det for kult å være en ekte stjerne.

Stjernerobjekter med en temperatur under 2000 K kan ikke ha en fusjonskjjerne og er aborterte stjerner, som aldri nådde kritisk masse: brune dverger.

Dypere analyse av spektrallinjer kan sikre forskjellen mellom rød dverg og brun dverg. For eksempel tyder bevis på litium at det er en rød dverg, men hvis det er metan eller ammoniakk er det sannsynligvis en brun dverg.

Spektraltyper og Hertzsprung-Russell diagram

Hertzsprung-Russell-diagram (HR-diagram) er en graf som viser egenskapene og evolusjonen til en stjerne i henhold til dens spektrale egenskaper. Dette inkluderer temperaturen på overflaten, som som 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 opprettet uavhengig på begynnelsen av 1900-tallet av astronomene Ejnar Hertzsprung og Henry Russell.

Figur 2. HR-diagram som viser røde dverger i hovedsekvensen, i nedre høyre hjørne. Kilde: Wikimedia Commons. DET.

I henhold til deres spekter er stjernene gruppert i henhold til Harvard-spektralklassifiseringen, som indikerer stjernens temperatur i følgende bokstavsekvens:

OBAFGKM

Vi starter med de hotteste stjernene, type O, mens de kaldeste er type M. I figuren er spektraltypene nederst på grafen, på den blåfargede linjen til venstre til de når rød på høyre side.

Innenfor hver type er det variasjoner, siden spektrallinjene har forskjellig intensitet, blir hver type delt inn i 10 underkategorier, betegnet med tall fra 0 til 9. Jo lavere tall, desto varmere er stjernen. For eksempel er solen type G2 og Proxima Centauri er M6.

Den sentrale regionen av grafen, som går omtrent diagonalt, kalles hovedsekvensen. De fleste av stjernene er der, men deres utvikling kan føre dem til å forlate og plassere seg i andre kategorier, for eksempel en rød kjempe eller hvit dverg. Det hele avhenger av massen til stjernen.

Levetiden til røde dverger foregår alltid i hovedsekvensen, og hva angår spektraltypen, er ikke alle dvergene i M-klassen røde dverger, selv om de fleste er det. Men i denne klassen er det også suverene stjerner som Betelgeuse og Antares (øverst til høyre på HR-diagrammet).

Utvikling

Livet til enhver stjerne begynner med kollapsen av den interstellare saken takket være tyngdekraften. Når saken agglutinerer, roterer den raskere og raskere og flater inn i en disk, takket være bevaring av vinkelmoment. I sentrum er protostaren, embryoet for å si den fremtidige stjernen.

Når tiden går øker temperaturen og tettheten til en kritisk masse er nådd der fusjonsreaktoren begynner sin aktivitet. Dette er energikilden til stjernen i tiden som kommer og krever en kjernetemperatur på omtrent 8 millioner K.

Tenning i kjernen stabiliserer stjernen, fordi den kompenserer for tyngdekraften, noe som gir opphav til hydrostatisk likevekt. Dette krever en masse mellom 0,01 og 100 ganger solenes masse. Hvis massen er større, vil overoppheting føre til en katastrofe som ville ødelegge protostaren.

Figur 3. I en rød dverg balanserer fusjonen av hydrogen i kjernen tyngdekraften. Kilde: F. Zapata.

Når fusjonsreaktoren er startet og likevekt er oppnådd, havner stjernene i hovedsekvensen til HR-diagrammet. Røde dverger slipper ut energi veldig sakte, så hydrogentilførselen deres varer lenge. Måten en rød dverg avgir energi på er gjennom konveksjonsmekanismen.

Den energiproduserende omdannelsen av hydrogen til helium utføres i røde dverger av proton-proton-kjeder, en sekvens hvor en hydrogenion smelter sammen med en annen. Temperaturen påvirker måten denne fusjonen finner sted.

Når hydrogenet er oppbrukt, slutter stjernens reaktor å virke, og den langsomme avkjølingsprosessen begynner.

Proton-proton kjede

Denne reaksjonen er veldig vanlig hos stjerner som nettopp har blitt med i hovedsekvensen, så vel som i røde dverger. Det begynner slik:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν

Hvor e ⁺ er en positron, identisk i alt som elektronet, bortsett fra at ladningen er positiv og v er en nøytrino, en lett og unnvikende partikkel. For sin del ² ₁ H er deuterium eller tungt hydrogen.

Så skjer det:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

I det siste symboliserer γ et foton. Begge reaksjonene oppstår to ganger for å resultere i:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 ( ¹ ₁ H)

Hvordan genererer stjernen energi ved å gjøre dette? Det er vel en liten forskjell i reaksjonenes masse, et lite massetap som blir omdannet til energi i henhold til Einsteins berømte ligning:

E = mc ²

Siden denne reaksjonen skjer utallige ganger som involverer et enormt antall partikler, er energien som oppnås enorm. Men det er ikke den eneste reaksjonen som finner sted inne i en stjerne, selv om den er den hyppigste i røde dverger.

Stjernes levetid

Hvor lenge en stjerne lever, avhenger også av massen. Følgende ligning er et estimat for den tiden:

T = M ^-2,5

Her er T tid og M er masse. Bruken av store bokstaver er passende på grunn av massenes tid og enorme størrelse.

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 den parsimonier de bruker sitt kjernefysiske drivstoff. Med tanke på tid som vi opplever det, varer en rød dverg for alltid, fordi tiden det tar å tømme hydrogen fra kjernen overskrider den estimerte alderen på universet.

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 laget med informasjonen vi har om dem.

I følge disse modellene spår forskere at når en rød dverg går tom for hydrogen, vil den forvandle seg til en blå dverg.

Ingen har noen gang sett en stjerne av denne typen, men når hydrogen slites av, utvides ikke en rød dverg til en rød kjempestjerne, slik solen vår vil en dag. Det øker ganske enkelt radioaktiviteten og med den overflatetemperaturen og blir blå.

Sammensetning av røde dverger

Stjernes sammensetning er veldig lik, for det meste er de enorme kuler med hydrogen og helium. De beholder noen av elementene som var til stede i gassen og støvet som ga opphav til dem, så de inneholder også spor av elementene som de foregående stjernene hjalp til med å skape.

Av denne grunn er sammensetningen av røde dverger lik den til sola, selv om spektrallinjene avviker 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 elementer, som astronomer kaller "metaller."

I astronomi er ikke denne definisjonen sammenfallende med det som vanligvis forstås som metall, siden den her brukes til å referere til ethvert element, bortsett fra hydrogen og helium.

Opplæring

Stjernedannelsesprosessen er kompleks og påvirkes av mange variabler. Det er mye som fremdeles er ukjent om denne prosessen, men den antas å være den samme for alle stjerner, som beskrevet i tidligere segmenter.

Faktoren som bestemmer størrelsen og fargen på en stjerne, assosiert med temperaturen, er mengden materie som den klarer å tilføre takket være tyngdekraften.

Et spørsmål som bekymrer astronomer, og som gjenstår å avklare, er det faktum at røde dverger inneholder elementer som er tyngre enn hydrogen, helium og litium.

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

Og hvis ingen røde dverger har dødd ennå, betyr det at de første røde dvergene som dannes fortsatt må være der et sted, alt sammen laget av lette elementer.

Da kan de røde dvergene ha dannet seg senere, fordi tilstedeværelsen av tunge elementer er nødvendig i deres opprettelse. Eller at det er første generasjons røde dverger, men når de er så små og med så lav lysstyrke, er de ennå ikke oppdaget.

Eksempler på røde dverger

Neste Centauri

Den er 4,2 lysår fjern og har en masse som tilsvarer en åttende enn sola, men 40 ganger tettere. 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 å ha blitt vasket bort av fakler stjernen ofte sender ut, så det er usannsynlig å havn i livet, i det minste ikke som som vi vet, siden stjernens utslipp inneholder røntgenstråler.

Barnards Stjerne

Figur 4. Sammenligning av størrelser mellom Solen, Barnards stjerne og planeten Jupiter. Kilde: Wikimedia Commons.

Det er en veldig nær rød dverg, 5,9 lysår unna, hvis viktigste kjennetegn er dens store hastighet, omtrent 90 km / s i retning solen.

Det er synlig gjennom teleskoper, og i likhet med Proxima er det også utsatt for fakler og fakler. Nylig ble en planet oppdaget i bane rundt stjernen til Barnard.

Teegarden Star

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

Den ble oppdaget i 2002, og i tillegg til å ha en bemerkelsesverdig bevegelse av seg selv, ser det ut til å ha planeter i den såkalte beboelige sonen.

Ulv 359

Det er en variabel rød dverg i stjernebildet Leo og er nesten 8 lysår fjern fra vår sol. Når den er en variabel stjerne, øker dens lysstyrke med jevne mellomrom, selv om blussene ikke er så intense som Proxima Centauri.

referanser

1. Adams, F. Røde dverger og slutten av hovedsekvensen. Gjenopprettet fra: astroscu.unam.mx.
2. Carroll, B. En introduksjon til moderne astrofysikk. Andre. Edition. Pearson.
3. Cosmos. Røde dverger. Gjenopprettet fra: astronomy.swin.edu.au.
4. Martínez, D. Den fantastiske evolusjonen. Gjenopprettet fra: Google Books.
5. Taylor, N. Red Dwarfs: De vanligste og lengstlevde stjernene. Gjenopprettet fra: space.com.
6. Fraknoi, A. The Spectra of Stars (and Brown Dwarfs). Gjenopprettet fra: phys.libretexts.org.