Rode dwerg

De volgende Red Dwarf Centauri maakt deel uit van het Alfa Centauri -sterrensysteem in het sterrenbeeld van de Centaur. Bron: ESA/Hubble & NASA via Wikimedia Commons.

Wat is een rode dwerg?

A Rode dwerg Het is een kleine en koude ster wiens massa tussen 0 ligt.08 en 0.8 keer de massa van de zon. Ze zijn de meest voorkomende en langdurige sterren in het universum: tot nu toe tot nu toe bekend. Vanwege hun lage helderheid zijn ze niet waarneembaar voor het blote oog, ondanks dat ze talrijk zijn in de buurt van de zon: 30 nabijgelegen sterren, 20 zijn rode dwergen. 

Het meest opvallende voor de nabijheid van ons is de volgende centauri, in het sterrenbeeld van Centaur, tot 4.2 lichtjaren verwijderd. Het werd in 1915 ontdekt door de Schotse astronoom Robert Innes (1861-1933).

Voordat de volgende centauri echter werd ontdekt, had de telescoop van de Franse astronoom Joseph de Lalande (1732-1802) de rode dwerg Lalande 21185 al gevonden in het sterrenbeeld van de OSA-burgemeester al.

De term "rode dwerg" wordt gebruikt om verschillende soorten sterren te noemen, waaronder die met spectrale type K en M, evenals bruine dwergen, sterren die niet echt zo zijn, omdat ze nooit genoeg massa hebben gehad om hun reactor intern te beginnen.

De spectrale typen komen overeen met de oppervlaktetemperatuur van de ster en het licht ontleedt in een zeer karakteristieke reeks strepen. 

Spectrale type K heeft bijvoorbeeld tussen de 5000 en 3500 K temperatuur en komt overeen met geeloranje sterren, terwijl de temperatuur van type M minder is dan 3500 K en rode sterren zijn.

Onze zon is spectrale G, gele en oppervlaktetemperatuur tussen 5000 en 6000 K. De sterren met een bepaald spectraal type hebben veel kenmerken gemeenschappelijk, zijn de meest doorslaggevende van hen de massa. Volgens de massa van een ster zal dit de evolutie zijn.

Kenmerken van rode dwergen

Afbeelding gemaakt door Hubble. Het is een van de kleinste sterren van onze Melkweg, Gliese 623B of GL 623B genoemd

Rode dwergen hebben bepaalde kenmerken die verschillen. We hebben in het begin al wat genoemd:

• Weinig maat.
• Lage oppervlaktetemperatuur.
• Onder ritme van materiële verbranding.
• Schaarse helderheid.

Massa

De massa, zoals we hebben gezegd, is het belangrijkste kenmerk dat de categorie definieert die een ster bereikt. Rode dwergen zijn zo overvloedig omdat meer lage deegsterren worden gevormd dan massieve sterren.

Maar merkwaardig genoeg is de tijd die nodig is om de sterren met weinig deeg te vormen groter dan die van de zeer massieve sterren. Deze worden veel harder omdat de zwaartekracht die de materie in het midden compacteert groter is, omdat er meer massa bestaat. 

De zon, de rode dwergster Gliese 229a, de bruine dwerg teide 1, de dwergbruine glouse 229b, bruine dwerg wijs 1828 + 2650 en de planeet Jupiter wordt getoond

En we weten dat een bepaalde hoeveelheid kritische massa vereist is zodat de temperatuur geschikt is om de fusiereacties te starten. Op deze manier begint de ster aan zijn volwassen leven.

De zon had tientallen miljoenen jaren nodig om te vormen, maar een 5 -time ster vereist minder dan een miljoen jaar, terwijl de meest massieve kan beginnen te schijnen in honderdduizenden.

Temperatuur

De oppervlaktetemperatuur is, omdat een ander belangrijk kenmerk al wordt gezegd dat rode dwergen definieert. Het moet minder zijn dan 5000 K, maar niet minder dan 2000 K, anders is het te koud om een ​​echte ster te zijn.

Kan u dienen: Reactie Enthalpy: Definitie, Thermochemie, Oefeningen

Sterrenobjecten met temperatuur van minder dan 2000 K kunnen geen fusiekern hebben en dit zijn afgebroken sterren, die nooit kritische massa hebben bereikt: bruine dwergen.

Diepere analyse van spectrale lijnen kan zorgen voor het verschil tussen rode dwerg en bruine dwerg. ADDICICATIES VAN LITHIUM OP DE FEIT DAT HET EEN RODE DWARF is, maar als het methaan of ammoniak is, is het waarschijnlijk een bruine dwerg.

Spectrale typen en Hertzsprung-Russell-diagram

Het Hertzsprung-Russell-diagram (H-R-diagram) is een grafiek die de kenmerken en evolutie van een ster toont volgens zijn spectrale kenmerken. Dit omvat de oppervlaktetemperatuur, wat zoals we hebben gezegd een bepalende factor is, evenals de helderheid ervan.

De variabelen die de grafiek vormen, zijn helderheid op de verticale as en effectieve temperatuur In de horizontale as. Het werd onafhankelijk geschapen aan het begin van de 20e eeuw door astronomen Ejnar Hertzsprung en Henry Russell.

H-R-diagram met rode dwergen in de hoofdreeks, in de rechterbovenhoek. Bron: Wikimedia Commons. Dat [cc door 4.0 (https: // creativeCommons.Org/licenties/door/4.0)].

Volgens hun spectrum zijn de sterren gegroepeerd volgens de spectrale classificatie van Harvard, wat de temperatuur van de ster in de volgende reeks letters aangeeft:

O b a f g k m m

Het begint met de heetste sterren, die van het type of, hoewel de koudste zijn die van Type M. In de bovenste afbeelding bevinden de spectrale typen zich onderaan de grafiek, op de gekleurde staaf blauw links totdat u rechts naar rechts bereikt.

Binnen elk type zijn er variaties, omdat de spectrale lijnen verschillende intensiteit hebben, dan wordt elk type verdeeld in 10 subcategorieën, aangegeven door getallen van 0 tot 9. Hoe lager het nummer, de heetste is de ster. De zon is bijvoorbeeld G2 -type en de volgende centauri is M6. 

Het centrale gebied van de grafiek, die in de vorm van een geschatte diagonaal wordt uitgevoerd, wordt genoemd Hoofdreeks. De meeste sterren zijn er, maar hun evolutie kan ertoe leiden dat ze vertrekken en zich in andere categorieën bevinden, zoals Red of Dwarf Giant of White Dwarf. Het hangt allemaal af van de massa van de ster.

Het leven van rode dwergen duurt altijd. Maar in deze klasse zijn er ook supergrote sterren zoals Betelgeuse en Antares (rechts van het H-R-diagram).

Evolutie

Het leven van elke ster begint met de ineenstorting van interstellaire materie dankzij de actie van de zwaartekracht. Naarmate de kwestie samenbrengt, draait hij sneller en vermindert het om een ​​album te vormen, dankzij het behoud van Angular Momentum. In het centrum is de Protoestrella, het embryo om zo te spreken van de toekomstige ster.

Naarmate de tijd, de temperatuur en de dichtheid passeren, nemen toe, totdat een kritische massa wordt bereikt, waarbij de fusiereactor zijn activiteit begint. Dit is de energiebron van de ster in zijn tijd om te komen en vereist een temperatuur in de kern van ongeveer 8 miljoen K.

Het ontsteking in de kern stabiliseert de ster, omdat het de zwaartekracht compenseert, wat leidt tot de hydrostatische balans die verschijnt. Hiervoor is een massa tussen 0 nodig.01 en 100 keer de massa van de zon. Als het deeg groter is, zou oververhitting een catastrofe veroorzaken die de protooestrella zou vernietigen.

Kan u van dienst zijn: OHM Law: eenheden en formule, berekening, voorbeelden, oefeningen In een rode dwerg brengt de fusie van waterstof in de kern de zwaartekracht in evenwicht. Bron: f. Zapata.

Zodra de fusiereactor is gelanceerd en de balans is bereikt, gaan de sterren naar de hoofdreeks van de H-R-diagram. Rode dwergen stoten energie zeer langzaam uit, dus de levering van waterstof duurt veel. De manier waarop een rode dwerg energie uitzendt, is door het mechanisme van convectie. 

Heliumwaterstofconversie die energie produceert, wordt door rode dwergen uitgevoerd door Proton-proton ketens, Een volgorde waarin een waterstofionen combineert met een andere. De temperatuur heeft grote invloed op de manier waarop deze fusie wordt uitgevoerd.

Zodra de waterstof is uitgeput, stopt de sterreactor met werken en begint het langzame koelproces.

Protón-proton ketting

Deze reactie komt zeer frequent in sterren die net in de hoofdreeks zijn opgenomen, evenals in rode dwergen. Het begint als volgt:

¹ ₁H + ¹₁H → ²₁H + E⁺ + ν

Waar e⁺ Het is een positron, identiek in alles voor het elektron, tenzij de belasting ervan positief is en ν Het is een neutrino, een licht en ongrijpbaar deeltje. Voor zijn deel ²₁H is zware deuterium of waterstof.

Dan gebeurt het:

¹ ₁H + ²₁H → ³₂Hij + γ

In het laatste symboliseert γ een foton. Beide reacties komen tweemaal voor, om aanleiding te geven:

³₂Hij + ³₂I → ⁴₂Hij+ 2 (¹ ₁H)

Hoe genereert de ster energie om dit te doen?? Welnu, er is een klein verschil in de massa van de reacties, een klein massaverlies dat wordt omgezet in energie volgens de beroemde Einstein -vergelijking:

E = MC² 

Aangezien deze reactie talloze keren optreedt met een enorme hoeveelheid deeltjes, is de verkregen energie enorm. Maar het is niet de enige reactie die plaatsvindt in een ster, hoewel de meest voorkomende in rode dwergen.

Life Time of a Star

Artistieke conceptie van een planeet met twee exolonen in een baan in het bewoonbare gebied van een rode dwerg

De tijd dat een ster leeft, hangt ook af van zijn massa. De volgende vergelijking is naar schatting van die tijd:

T = m^-2.5

Hier is het tijd en de massa. Het gebruik van hoofdletters is geschikt, in de loop van de tijd en de enorme omvang van de massa.

Een ster als de zon leeft ongeveer 10.000 miljoen jaar, maar een ster van 30 keer. Wat het ook is een eeuwigheid voor mensen.

De rode dwergen leven veel meer dan dat, dankzij de parsimony waarmee ze hun nucleaire brandstof besteden. Voor de doeleinden van de tijd als we het ervaren, een harde rode dwerg voor altijd, omdat de tijd die nodig is om de kernwaterstof uit te putten groter is dan de geschatte leeftijd van het universum. 

Er is nog geen rode dwerg gestorven, dus alles wat kan worden gespeculeerd over hoeveel ze leven en wat hun einde zal zijn, is te wijten aan de computersimulaties van modellen die met de informatie over hen zijn gemaakt.

Kan u bedienen: voltmeter: kenmerken, werking, waarvoor is het, typen

Volgens deze modellen voorspellen wetenschappers dat wanneer een rode dwerg waterstof uitput zal transformeren in een Blauwe dwerg. 

Niemand heeft ooit een ster van deze klasse gezien, maar als waterstof eindigt, breidt een rode dwerg zich niet uit totdat een rode gigantische ster wordt, zoals onze zon het ooit zal maken. Het verhoogt eenvoudig zijn radioactiviteit en met zijn oppervlaktetemperatuur, blauw worden.

Samenstelling van rode dwergen

Artistieke conceptie van een rode dwerg, met name de ster van Barnard

De samenstelling van de sterren is erg vergelijkbaar, voor het grootste deel zijn ze enorme waterstof- en heliumballen. Ze behouden een deel van de elementen die aanwezig waren in het gas en het stof dat hen aanleiding gaf, dus bevatten ze ook sporen van de elementen die de voorgaande sterren hebben helpen creëren.

Daarom is de samenstelling van rode dwergen vergelijkbaar met die van de zon, hoewel de spectrale lijnen aanzienlijk verschillen vanwege de temperatuur. Dus als een ster zwakke waterstoflijnen heeft, betekent dit niet dat het dit element mist.

In rode dwergen zijn er sporen van andere zwaardere elementen, waarop astronomen "metalen" noemen.

In astronomie valt die definitie niet samen met wat gewoonlijk wordt begrepen als metaal, omdat het hier wordt gebruikt om naar een element te verwijzen, behalve waterstof en helium.

Opleiding

De aarde, Mars en de planeten van het zonnestelsel vergeleken met de Kepler-20E en Kepler-20F exoplanets

Het stervormingsproces is complex en beïnvloed door talloze variabelen. Er is veel dat nog onbekend is in dit proces, maar er wordt aangenomen dat het hetzelfde is voor alle sterren, zoals beschreven in de vorige segmenten.

De factor die de grootte en kleur van een ster bepaalt, geassocieerd met zijn temperatuur, is de hoeveelheid materie die het slaagt om toe te voegen dankzij de zwaartekracht. 

Een probleem dat astronomen zorgen baart en die nog steeds niet wordt opgehelderd, is het feit dat rode dwergen zwaardere elementen bevatten dan waterstof, helium en lithium. 

Enerzijds voorspelt de Big Bang Theory dat de eerste gevormde sterren alleen uit de drie lichtere elementen moeten worden gecomponeerd. Er zijn echter zware elementen gedetecteerd in rode dwergen. 

En als er nog geen rode dwerg is gestorven, betekent dit dat de eerste rode dwergen die nog steeds zijn gevormd, er ergens zijn, allemaal samengesteld uit lichtelementen.

Dan zijn later rode dwergen gevormd, omdat de aanwezigheid van zware elementen in hun creatie vereist is. Of dat er de eerste generatie rode dwergen zijn, maar dat is zo klein en met zo'n weinig helderheid, ze zijn nog niet ontdekt.

Voorbeelden van rode dwergen

Volgende Centauri

Artistieke indruk van de volgende centauri B wordt hypothetisch getoond als een rotsachtige en droge superstier. Bron: ESO/M. Kornmesser, CC tegen 4.0, via Wikimedia Commons

Het is 4.2 lichtjaren weg en heeft een massale equivalent aan een achtste deel van de zon, maar 40 keer dichter. Volgende heeft een intens magnetisch veld, waardoor het vatbaar is voor breed.

Volgende heeft ook minstens één bekende planeet: Next Centauri B, uitgebracht in 2016. Maar er wordt aangenomen dat het is verwoest door de fakkels die de ster vaak uitstrekt, dus het is onwaarschijnlijk dat levenshuizen, althans niet zoals degene die we kennen, omdat de steremissies X -röntgenfoto's bevatten.

Barnard -ster

Vergelijking van de maten tussen de zon, de ster van Barnard en de planeet Jupiter. Bron: Wikimedia Commons.

Het is een heel dichtbij rode dwerg, op 5.9 lichtjaren weg, wiens hoofdkenmerk de grote snelheid is, ongeveer 90 km/s in de richting van de zon. 

Het is zichtbaar via telescopen en zo dichtbij is het ook vatbaar voor fakkels en gloeit. Onlangs werd een planeet ontdekt door de ster van Barnard in een baan te draaien.

Teegarden ster

Diagram van de waarschijnlijke structuur van het teegardens Stellar System 12 lichtjaren van de aarde zoals begrepen in 2019. Bron: DARC 12345, CC0, via Wikimedia Commons

Deze rode dwerg van slechts 8 % van de massa van de zon bevindt zich in de constellatie van Ram en is alleen te zien met krachtige telescopen. Het is een van de dichtstbijzijnde sterren, op een afstand van ongeveer 12 lichtjaren.

Het werd ontdekt in 2002 en naast het hebben van een opmerkelijke eigen beweging, heeft het blijkbaar planeten in de zo -gekalde bewoonbare zone.

Wolf 359

Wolf 359

Het is een variabele rode dwerg in het sterrenbeeld van Leo en verre bijna 8 lichtjaren van onze zon. Als een variabele ster, neemt de helderheid ervan periodiek toe, hoewel zijn lef niet zo intens is als die van de volgende centauri.