PUNAINEN KÄÄPIÖ: LÖYTÖ, OMINAISUUDET, KEHITYS, KOOSTUMUS - ARTE - 2025

Punainen kääpiö on pieni, viileä tähti jonka massa on välillä 0,08 ja 0,8 kertaa Auringon massa ne ovat runsain ja pisimpään asunut maailmankaikkeuden tähtien: jopa kolme neljäsosaa kaikista tunnetuista toistaiseksi. Pienen vaaleuden vuoksi niitä ei voida havaita paljain silmin, vaikka niitä on paljon auringon lähellä: 30 läheisestä tähdestä 20 on punaisia ​​kääpiöitä.

Huomattavin läheisyyttämme meille on Proxima Centauri, Centaurus-tähdistössä, 4,2 valovuoden päässä. Sen löysi skotlantilainen tähtitieteilijä Robert Innes (1861-1933) vuonna 1915.

Kuva 1. Punainen kääpiö Proxima Centauri on osa Alpha Centauri-tähtijärjestelmää Centaur-tähdistössä. Lähde: ESA / Hubble ja NASA Wikimedia Commonsin kautta.

Ennen kuin Proxima Centauri löydettiin, ranskalaisen tähtitieteilijä Joseph de Lalanden (1732-1802) kaukoputki oli jo löytänyt punaisen kääpiön Lalande 21185, Ursa Major -yhdistelmästä.

Termiä "punainen kääpiö" käytetään viitaamaan useisiin tähtiluokkiin, mukaan lukien sellaiset, joilla on spektrityypit K ja M, sekä ruskeisiin kääpiöihin, tähtiin, jotka eivät oikeastaan ​​ole sellaisia, koska heillä ei ole koskaan ollut tarpeeksi massaa reaktorin käynnistämiseen sisäinen.

Spektrityypit vastaavat tähden pintalämpötilaa, ja sen valo hajoaa sarjaksi erittäin ominaisia ​​viivoja.

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

Aurinkoomme on spektrityyppi G, keltainen ja sen pintalämpötila on välillä 5000 - 6000 K. Tietyllä spektrityypillä olevilla tähtiillä on monia yhteisiä ominaisuuksia, joista päättäväisin on massaa. Tähden massan mukaan, niin myös sen kehitys.

Punaisten kääpiöiden ominaisuudet

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

-Pieni koko.

-Matala pinnan lämpötila.

-Matala palamisnopeus.

-Malainen kirkkaus.

Massa

Mass, kuten olemme sanoneet, on pääominaisuus, joka määrittelee luokan, jonka tähti saavuttaa. Punaisia ​​kääpiöitä on niin runsaasti, että muodostuu enemmän pienmassoisia tähtiä kuin massiivisia tähtiä.

Mutta kummallista, mutta pienmassatähteiden muodostuminen vie kauemmin kuin erittäin massiivisten tähtiä. Ne kasvavat paljon nopeammin, koska painovoima, joka tiivistää aineen keskellä, on sitä suurempi, mitä enemmän massaa on.

Ja tiedämme, että lämpötilan on oltava sopiva määrä kriittistä massaa fuusioreaktioiden käynnistämiseksi. Tällä tavalla tähti aloittaa aikuiselämänsä.

Auringon muodostuminen kesti kymmeniä miljoonia vuosia, mutta viisi kertaa suurempi tähti vaatii alle miljoona vuotta, kun taas massiivisimmat tähdet voivat alkaa paistaa satoihin tuhansiin.

Lämpötila

Pinnan lämpötila on, kuten jo mainittiin, toinen tärkeä ominaisuus, joka määrittelee punaiset kääpiöt. Sen pitäisi olla alle 5000 kt, mutta vähintään 2000K, muuten se on liian viileä ollakseen todellinen tähti.

Tähtiesineillä, joiden lämpötila on alle 2000 K, ei voi olla fuusioydintä, ja ne ovat keskeytettyjä tähtiä, jotka eivät koskaan saavuttaneet kriittistä massaa: ruskeita kääpiöitä.

Spektriviivojen syvempi analyysi voi varmistaa eron punaisen kääpiön ja ruskean kääpiön välillä. Esimerkiksi litiumin todisteet viittaavat siihen, että se on punainen kääpiö, mutta jos se on metaania tai ammoniakkia, se on todennäköisesti ruskea kääpiö.

Spektrityypit ja Hertzsprung-Russell-kaavio

Hertzsprung-Russell-diagrammi (HR-diagrammi) on kuvaaja, joka näyttää tähden ominaisuudet ja kehityksen sen spektriominaisuuksien mukaan. Tähän sisältyy pinnan lämpötila, joka, kuten olemme sanoneet, on määräävä tekijä, samoin kuin sen kirkkaus.

Graafin muodostavat muuttujat ovat vaaleus pystyakselilla ja efektiivinen lämpötila vaaka-akselilla. Se on luonut itsenäisesti 1900-luvun alkupuolella tähtitieteilijät Ejnar Hertzsprung ja Henry Russell.

Kuva 2. HR-diagrammi, joka näyttää punaiset kääpiöt pääjärjestyksessä, oikeassa alakulmassa. Lähde: Wikimedia Commons. SEN.

Tähtiensä mukaan tähdet on ryhmitelty Harvardin spektriluokituksen mukaan osoittaen tähden lämpötila seuraavassa kirjainsarjassa:

OBAFGKM

Aloitamme kuumimmista tähtiä, tyyppi O, kun taas kylmimmät ovat tyyppiä M. Kuvassa spektrityypit ovat kuvaajan alaosassa, vasemmalla olevalla sinisellä palkilla, kunnes ne saavuttavat punainen oikealla.

Kullakin tyypillä on variaatioita, koska spektriviivoilla on eri intensiteetti, niin kukin tyyppi on jaettu 10 alakategoriaan, jotka on merkitty numeroilla 0–9. Mitä pienempi luku, sitä kuumempi tähti. Esimerkiksi aurinko on tyyppi G2 ja Proxima Centauri on M6.

Graafin keskialuetta, joka kulkee karkeasti vinottain, kutsutaan pääsekvenssiksi. Suurin osa tähdistä on siellä, mutta niiden evoluutio voi johtaa niiden poistumiseen ja sijoittumiseen muihin luokkiin, kuten punaiseen jättilään tai valkoiseen kääpiöön. Kaikki riippuu tähden massasta.

Punaisten kääpiöiden elämä tapahtuu aina pääjärjestyksessä, ja spektrityypin suhteen kaikki M-luokan kääpiöt eivät ole punaisia ​​kääpiöitä, vaikka suurin osa niistä on. Mutta tässä luokassa on myös supergalttisia tähtiä, kuten Betelgeuse ja Antares (HR-kaavion oikea yläosa).

evoluutio

Minkä tahansa tähden elämä alkaa tähtienvälisen aineen romahtamisella painovoiman vaikutuksesta. Kun aine kasautuu, se pyörii nopeammin ja tasoittuu levyksi kulmavirran säilymisen ansiosta. Keskellä on protostari, alkio niin sanotusti tulevaisuuden tähti.

Ajan myötä lämpötila ja tiheys kasvavat, kunnes saavutetaan kriittinen massa, jossa fuusioreaktori aloittaa toimintansa. Tämä on tähden energialähde tulevina aikoina ja vaatii noin 8 miljoonan K ytimen lämpötilan.

Sydämessä oleva sytytysvakaus stabiloi tähtiä, koska se kompensoi painovoimaa, mikä aiheuttaa hydrostaattisen tasapainon. Tämä vaatii massan, joka on välillä 0,01 - 100 kertaa auringon massa. Jos massa on suurempi, ylikuumeneminen aiheuttaisi katastrofin, joka tuhoa protostarin.

Kuva 3. Punaisessa kääpiössä vedyn sulautuminen ytimeen tasapainottaa painovoimaa. Lähde: F. Zapata.

Kun fuusioreaktori on käynnistetty ja tasapaino saavutettu, tähdet päätyvät HR-kaavion pääjärjestykseen. Punaiset kääpiöt lähettävät energiaa hyvin hitaasti, joten niiden vetyvaranto kestää kauan. Tapa, jolla punainen kääpiö emittoi energiaa, tapahtuu konvektiomekanismin avulla.

Vedyn energiaa tuottava muuntaminen heliumiksi suoritetaan punaisissa kääpiöissä protoni-protoniketjujen avulla, jaksossa, jossa yksi vetyioni sulaa toisen kanssa. Lämpötila vaikuttaa suuresti siihen, miten tämä fuusio tapahtuu.

Kun vety on kulunut loppuun, tähden reaktori lakkaa toimimasta ja hidas jäähdytysprosessi alkaa.

Protoni-protoniketju

Tämä reaktio on hyvin yleinen tähdet, jotka ovat juuri liittyneet pääjärjestykseen, samoin kuin punaiset kääpiöt. Se alkaa näin:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν

Missä e ⁺ on positron, identtinen kaikessa elektronin kanssa, paitsi että sen varaus on positiivinen ja ν on neutriino, kevyt ja vaikeasti käsitelty hiukkanen. Sen sijaan ² ₁ H on deuterium tai raskas vety.

Sitten se tapahtuu:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

Jälkimmäisessä γ symboloi fotonia. Molemmat reaktiot tapahtuvat kahdesti, mikä johtaa:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 (¹ ₁ H)

Kuinka tähti tuottaa energiaa tekemällä tämän? No, reaktioiden massassa on pieni ero, pieni massahäviö, joka muuttuu energiaksi Einsteinin kuuluisan yhtälön mukaan:

E = mc ²

Koska tämä reaktio tapahtuu lukemattomia kertoja, joihin liittyy valtava määrä hiukkasia, saatava energia on valtava. Mutta se ei ole ainoa reaktio, joka tapahtuu tähden sisällä, vaikka se on yleisin punaisissa kääpiöissä.

Tähden elinaika

Se kuinka kauan tähti elää, riippuu sen massasta. Seuraava yhtälö on arvio siitä ajasta:

T = M ^-2,5

Tässä T on aika ja M on massa. Suurten kirjainten käyttö on tarkoituksenmukaista massan ajan ja massan vuoksi.

Auringon kaltainen tähti elää noin 10 miljardia vuotta, mutta tähti, joka on 30 kertaa auringon massa, elää 30 miljoonaa vuotta ja toinen vieläkin massiivisempi voi elää noin 2 miljoonaa vuotta. Joko niin, se on ikuisuus ihmisille.

Punaiset kääpiöt elävät paljon pidempään sen ansiosta, että ne käyttävät ydinpolttoainetta. Aika mitattuna, kun koemme sen, punainen kääpiö kestää ikuisesti, koska vetyä kuluttava aika ytimestä ylittää maailmankaikkeuden arvioidun iän.

Yhtään punaista kääpiötä ei ole vielä kuollut, joten kaikki, minkä voidaan spekuloida siitä, kuinka kauan he elävät ja mitä niiden loppua tulee, johtuu malleista, jotka on luotu tietoihin, jotka meillä on heistä.

Näiden mallien mukaan tutkijat ennustavat, että kun punainen kääpiö loppuu vedystä, se muuttuu siniseksi kääpiöksi.

Kukaan ei ole koskaan nähnyt tällaisia ​​tähtiä, mutta vedyn kulumisen myötä punainen kääpiö ei laajene punaiseksi jättilähdeksi, koska aurinkomme tulee eräänä päivänä. Se yksinkertaisesti lisää sen radioaktiivisuutta ja sen mukanaan pinnan lämpötilaa muuttuen siniseksi.

Koostumus punaisia ​​kääpiöitä

Tähteiden koostumus on hyvin samanlainen, suurimmaksi osaksi ne ovat valtavia vedyn ja heliumin palloja. Ne säilyttävät joitain elementtejä, joita oli läsnä niiden synnyttämässä kaasussa ja pölyssä, joten ne sisältävät myös jälkiä elementeistä, jotka edeltävät tähdet auttoivat luomaan.

Tästä syystä punaisten kääpiöiden koostumus on samanlainen kuin auringon, vaikka spektriviivat eroavat huomattavasti lämpötilan vuoksi. Joten jos tähtillä on heikkoja vetylinjoja, se ei tarkoita, että sillä puuttuisi tämä elementti.

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

Tähtitieteessä tämä määritelmä ei ole yhtenevä sen kanssa, mikä yleisesti ymmärretään metalliksi, koska sitä käytetään tässä viittaamaan mihin tahansa alkuaineeseen paitsi vety ja helium.

koulutus

Tähtien muodostumisprosessi on monimutkainen, ja siihen vaikuttavat lukuisat muuttujat. Tästä prosessista on vielä paljon tuntematonta, mutta sen uskotaan olevan sama kaikille tähtiille, kuten aiemmissa segmenteissä on kuvattu.

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

Tähtitieteilijöitä huolestuttava ja vielä selvitettävä kysymys on se, että punaiset kääpiöt sisältävät vetyä, heliumia ja litiumia raskaampia alkuaineita.

Toisaalta Big Bang -teoria ennustaa, että ensimmäisten muodostuneiden tähtiä on muodostettava vain kolmesta kevyimmästä elementistä. Punaisissa kääpiöissä on kuitenkin havaittu raskaita elementtejä.

Ja jos yhtään punaista kääpiötä ei ole vielä kuollut, se tarkoittaa, että ensimmäisten muodostuneiden punaisten kääpiöiden on silti oltava siellä jossain, kaikki koostuen vaaleista elementeistä.

Silloin punaiset kääpiöt saattavat olla muodostuneet myöhemmin, koska niiden luomisessa vaaditaan raskaiden elementtien läsnäolo. Tai, että on olemassa ensimmäisen sukupolven punaisia ​​kääpiöitä, mutta koska niitä on niin pieniä ja niin pienellä valovuudella, niitä ei ole vielä löydetty.

Esimerkkejä punaisista kääpiöistä

Seuraava Centauri

Se on 4,2 valovuoden päässä ja sen massa vastaa yhtä kahdeksannta aurinkoon, mutta 40 kertaa tiheämpää. Proximalla on voimakas magneettikenttä, mikä tekee siitä taipumuksen heijastumaan.

Proximalla on myös ainakin yksi tunnettu planeetta: Proxima Centauri b, paljastettiin vuonna 2016. Mutta sen uskotaan joutuneen pyyhkimään tähtien usein lähettämistä leimahduksista, joten on epätodennäköistä, että he elävät satamassa, ainakaan ei että tiedämme, koska tähden päästöt sisältävät röntgenkuvat.

Barnardin tähti

Kuva 4. Auringon, Barnardin tähden ja Jupiter-planeetan kokojen vertailu. Lähde: Wikimedia Commons.

Se on hyvin lähellä 5.9 valovuoden päässä olevaa punaista kääpiötä, jonka pääominaisuus on sen suuri nopeus, noin 90 km / s aurinko-suuntaan.

Se on näkyvissä kaukoputkien kautta ja kuten Proxima, se on myös alttiina soihdoille ja soihdoille. Äskettäin löydettiin planeetta, joka kiertää Barnardin tähtiä.

Teegarden-tähti

Tämä punainen kääpiö, joka on vain 8% auringon massasta, on Oinas-tähdistössä ja sitä voidaan nähdä vain voimakkaiden kaukoputkien avulla. Se on lähimpien tähtien joukossa, noin 12 valovuoden etäisyydellä.

Se löydettiin vuonna 2002, ja sen lisäksi, että sillä on omaa huomattavaa liikettä, sillä näyttää olevan planeettoja ns.

Susi 359

Se on muuttuva punainen kääpiö Leon tähdistössä ja on melkein 8 valovuoden päässä aurinkoomme. Koska muuttuva tähti, sen kirkkaus kasvaa ajoittain, vaikka sen soihdut eivät ole yhtä voimakkaita kuin Proxima Centaurin.

Viitteet

1. Adams, F. Punaiset kääpiöt ja pääjärjestyksen loppu. Palautettu osoitteesta: astroscu.unam.mx.
2. Carroll, B. Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan. 2nd. Painos. Pearson.
3. Cosmos. Punaiset kääpiöt. Palautettu: astronomy.swin.edu.au.
4. Martínez, D. Tähtien kehitys. Palautettu: Google Books.
5. Taylor, N. Punaiset kääpiöt: Yleisimmät ja pisimmällä elävät tähdet. Palautettu sivustolta: space.com.
6. Fraknoi, A. Tähteiden spektri (ja ruskeat kääpiöt). Palautettu osoitteesta: phys.libretexts.org.