RAUDONASIS NYKŠTUKAS: ATRADIMAS, SAVYBĖS, RAIDA, KOMPOZICIJA - ARTE - 2025

Raudona nykštukė yra mažas, kietas žvaigždė, kurios masė yra tarp 0,08 ir 0,8 kartus didesnė už Saulės masę Jie labiausiai paplitusi ir ilgiausiai išliekančių žvaigždės visatoje: iki trijų ketvirtadalių visų iki šiol žinomų. Dėl mažo ryškumo jie nepastebimi plika akimi, nepaisant to, kad jie yra daug šalia Saulės: iš 30 netoliese esančių žvaigždžių 20 yra raudonosios nykštukės.

Ryškiausias dėl savo artumo su Kentauru žvaigždyne, 4,2 šviesmečio atstumu, yra Kentauro „Proxima“. Jį 1915 m. Atrado škotų astronomas Robertas Innesas (1861–1933).

1 paveikslas. Raudonasis nykštukas „Proxima Centauri“ yra Alfa Centauri žvaigždžių sistemos dalis Kentauro žvaigždyne. Šaltinis: ESA / Hablas ir NASA per „Wikimedia Commons“.

Tačiau, kol nebuvo aptiktas Kentauro „Proxima“, prancūzų astronomo Josepho de Lalande'o (1732–1802) teleskopas jau rado raudonąją nykštukę „Lalande 21185“, Ursa Major žvaigždyne.

Terminas „raudonasis nykštukas“ yra naudojamas paminėti įvairių klasių žvaigždes, įskaitant tas, kurių spektrinis tipas yra K ir M, taip pat rudąsias nykštukes, žvaigždes, kurios iš tikrųjų nėra tokios, nes jos niekada neturėjo pakankamai masės, kad galėtų pradėti savo reaktorių. vidinis.

Spektriniai tipai atitinka žvaigždės paviršiaus temperatūrą, o jos šviesa suskaidoma į labai būdingų linijų seką.

Pavyzdžiui, K tipo spektrų temperatūra yra nuo 5000 iki 3500 K ir atitinka geltonai oranžines žvaigždes, o M tipo temperatūra yra mažesnė nei 3500 K ir jie yra raudonos žvaigždės.

Mūsų Saulė yra G tipo spektro, geltonos spalvos, paviršiaus temperatūra yra nuo 5000 iki 6000 K. Žvaigždės, turinčios tam tikrą spektrinį tipą, turi daug bendrų savybių, kurios labiausiai lemia masę. Pagal žvaigždės masę, taip pat bus ir jos evoliucija.

Raudonųjų nykštukių charakteristika

Raudonieji nykštukai turi tam tikras savybes, kurios juos skiria. Kai kuriuos pradžioje jau minėjome:

-Mažas dydis.

-Žema paviršiaus temperatūra.

-Mažas medžiagų degimo greitis.

-Mažas šviesumas.

Mišios

Mišios, kaip minėjome, yra pagrindinis požymis, apibūdinantis kategoriją, kurią pasiekia žvaigždė. Raudonųjų nykštukių tiek daug, nes formuojasi daugiau mažos masės žvaigždžių nei masyvios žvaigždės.

Tačiau įdomu, kad laikas, per kurį mažos masės žvaigždės susiformuoja, yra ilgesnis nei labai masyvioms žvaigždėms. Jie auga daug greičiau, nes tuo sunkio jėga, kuri sutankina medžiagą centre, tuo didesnė masė.

Ir mes žinome, kad tam tikra kritinė masė reikalinga tam, kad temperatūra būtų tinkama, kad būtų galima pradėti sintezės reakcijas. Tokiu būdu žvaigždė pradeda savo suaugusio gyvenimą.

Saulė susiformavo dešimtis milijonų metų, tačiau 5 kartus didesnei žvaigždei reikia mažiau nei milijono metų, o pačios masyviausios gali pradėti šviesti šimtais tūkstančių.

Temperatūra

Paviršiaus temperatūra, kaip jau minėta, yra dar viena svarbi savybė, apibrėžianti raudonąsias nykštukėles. Jis turėtų būti mažesnis nei 5000 K, bet ne mažesnis kaip 2000 K, kitaip jis yra per kietas, kad būtų tikra žvaigždė.

Žvaigždžių objektai, kurių temperatūra žemesnė nei 2000 K, negali turėti susiliejusio branduolio ir yra nutrauktos žvaigždės, kurios niekada nepasiekė kritinės masės: rudieji nykštukai.

Gilesnė spektrinių linijų analizė gali užtikrinti skirtumą tarp raudonosios nykštukės ir rudosios nykštukės. Pavyzdžiui, ličio duomenys rodo, kad tai yra raudonoji nykštukė, bet jei tai metanas ar amoniakas, tai greičiausiai rudasis nykštukas.

Spektrų tipai ir Hertzsprung-Russell diagrama

Hertzsprung-Russell diagrama (HR diagrama) yra grafikas, rodantis žvaigždės savybes ir evoliuciją pagal jos spektrines charakteristikas. Tai apima paviršiaus temperatūrą, kuri, kaip mes jau sakėme, yra lemiamas veiksnys, taip pat jos blizgesį.

Kintamieji, sudarantys grafiką, yra šviesumas vertikalioje ašyje ir faktinė temperatūra horizontalioje ašyje. 1900-ųjų pradžioje jį savarankiškai sukūrė astronomai Ejnaras Hertzsprungas ir Henris Raselis.

2 pav. HR diagrama, rodanti raudonus nykštukus pagrindine seka, apatiniame dešiniajame kampe. Šaltinis: „Wikimedia Commons“. TAI.

Pagal jų spektrą žvaigždės yra sugrupuotos pagal Harvardo spektrinę klasifikaciją, nurodant žvaigždės temperatūrą tokia raidžių seka:

OBAFGKM

Mes pradedame nuo karščiausių žvaigždžių, O tipo, o šalčiausios yra M tipo. Paveiksle spektriniai tipai yra grafiko apačioje, mėlynos spalvos juostoje kairėje, kol pasieksite raudona dešinėje.

Kiekvienoje rūšyje yra variacijų, nes spektrinės linijos skiriasi, o kiekviena rūšis yra padalinta į 10 subkategorijų, žymimų skaičiais nuo 0 iki 9. Kuo mažesnis skaičius, tuo karštesnė žvaigždė. Pavyzdžiui, Saulė yra G2 tipo, o „Proxima Centauri“ yra M6.

Centrinė grafiko sritis, einanti maždaug įstrižai, vadinama pagrindine seka. Dauguma žvaigždžių yra ten, tačiau jų evoliucija gali paskatinti jas pasitraukti ir patekti į kitas kategorijas, tokias kaip raudonasis milžinas ar baltasis nykštukas. Viskas priklauso nuo žvaigždės masės.

Raudonųjų nykštukų gyvenimas visada vyksta pagrindine seka, o kalbant apie spektrinį tipą, ne visi M klasės nykštukai yra raudonieji nykštukai, nors dauguma jų yra. Tačiau šioje klasėje yra ir tokių super žvaigždžių kaip „Betelgeuse“ ir „Antares“ (viršutinė dešinė HR diagramos dalis).

Evoliucija

Bet kurios žvaigždės gyvenimas prasideda tarpžvaigždinės materijos žlugimu dėl gravitacijos. Medžiaga kaupiasi, nes ji išsaugo kampinį impulsą, greičiau ir greičiau sukasi ir susilygina į diską. Centre yra protostaris, embrionas, taip sakant, apie būsimą žvaigždę.

Laikui bėgant, temperatūra ir tankis didėja, kol pasiekiama kritinė masė, kurioje sintezės reaktorius pradeda savo veiklą. Tai yra žvaigždės energijos šaltinis savo ateinančiu laiku ir jo šerdies temperatūra reikalauja apie 8 milijonų K.

Uždegimas šerdyje stabilizuoja žvaigždę, nes jis kompensuoja gravitacinę jėgą, sukeldamas hidrostatinę pusiausvyrą. Tam reikalinga masė nuo 0,01 iki 100 kartų didesnė už Saulės masę. Jei masė didesnė, perkaitimas sukeltų katastrofą, sunaikinančią protostarą.

3 pav. Raudonojoje nykštukėje vandenilio susiliejimas branduolyje subalansuoja sunkio jėgą. Šaltinis: F. Zapata.

Pradėjus branduolių sintezės reaktorių ir pasiekus pusiausvyrą, žvaigždės baigiasi pagrindine HR diagramos seka. Raudonieji nykštukai energiją skleidžia labai lėtai, todėl jų vandenilis tiekiamas ilgai. Raudonasis nykštukas skleidžia energiją konvekcijos mechanizmu.

Energiją generuojantis vandenilio pavertimas heliu vyksta raudonosiose nykštukėse protonų-protonų grandinėmis, seka, kurioje vienas vandenilio jonas susilieja su kitu. Temperatūra daro didelę įtaką šios sintezės procesui.

Kai vandenilis išeikvojamas, žvaigždės reaktorius nustoja veikti ir prasideda lėto aušinimo procesas.

Protono-protono grandinė

Ši reakcija labai dažna žvaigždėse, kurios ką tik prisijungė prie pagrindinės sekos, taip pat raudonosiose nykštukėse. Tai prasideda taip:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν

Kur e ⁺ yra pozitronas, identiškas visame elektronui, išskyrus tai, kad jo krūvis yra teigiamas, o ν yra neutrinas, lengva ir sunkiai pasiekiama dalelė. Savo ruožtu ² ₁ H yra deuteris arba sunkusis vandenilis.

Tada atsitinka:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

Pastarojoje γ simbolizuojamas fotonas. Abi reakcijos vyksta du kartus, todėl:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 ( ¹ ₁ H)

Kaip žvaigždė generuoja energiją tai darydama? Na, yra nedidelis reakcijų masės skirtumas, nedidelis masės praradimas, kuris paverčiamas energija pagal garsiąją Einšteino lygtį:

E = mc ²

Kadangi ši reakcija įvyksta daugybę kartų, kai dalyvauja nepaprastai daug dalelių, gaunama energija yra didžiulė. Tačiau tai nėra vienintelė žvaigždės viduje vykstanti reakcija, nors ji dažniausiai būna raudonosiose nykštukėse.

Žvaigždės gyvenimo laikas

Kiek laiko gyvena žvaigždė, priklauso ir nuo jos masės. Toliau pateikta lygtis yra to laiko įvertinimas:

T = M ^-2,5

Čia T yra laikas, o M yra masė. Dėl masinio laiko ir masiškumo tikslinga naudoti didžiąsias raides.

Žvaigždė, tokia kaip Saulė, gyvena maždaug 10 milijardų metų, tačiau žvaigždė, kuri yra 30 kartų didesnė už Saulės masę, gyvena 30 milijonų metų, o kita, dar masyvesnė, gali gyventi maždaug 2 milijonus metų. Bet kokiu atveju, tai amžinybė žmonėms.

Raudonieji nykštukai gyvena daug ilgiau nei tai, ko gero, dėka to, su kuo jie praleidžia savo branduolinį kurą. Kalbant apie laiką, kurį mes tai patiriame, raudona nykštukė išlieka amžinai, nes laikas, per kurį vandenilis išeikvojamas iš branduolio, viršija numatytą Visatos amžių.

Dar nėra miręs nė vienas raudonasis nykštukas, todėl spėlioti, kiek ilgai jie gyvens ir kokia bus jų pabaiga, lemia kompiuteriniai modelių modeliai, sukurti remiantis turima informacija apie juos.

Remiantis šiais modeliais, mokslininkai prognozuoja, kad kai raudonajam nykštukui pritrūks vandenilio, jis virsta mėlyna nykštukė.

Niekada dar nematėme tokio tipo žvaigždžių, tačiau, nusidėvėjus vandeniliui, raudona nykštukė neišsiplečia į raudoną milžinišką žvaigždę, kaip vieną dieną pasirodys mūsų Saulė. Tai tiesiog padidina jo radioaktyvumą ir kartu su jo paviršiaus temperatūra tampa mėlyna.

Raudonųjų nykštukių kompozicija

Žvaigždžių sudėtis yra labai panaši, didžiąja dalimi jie yra didžiuliai vandenilio ir helio rutuliai. Jie išlaiko kai kuriuos elementus, kurie buvo dujose ir dulkėse, kurios juos sukėlė, todėl juose taip pat yra elementų, kuriuos ankstesnės žvaigždės padėjo sukurti, pėdsakų.

Dėl šios priežasties raudonųjų nykštukių sudėtis yra panaši į Saulės, nors spektrinės linijos labai skiriasi dėl temperatūros. Taigi, jei žvaigždė turi silpnas vandenilio linijas, tai dar nereiškia, kad jai trūksta šio elemento.

Raudonose nykštukėse yra kitų sunkesnių elementų pėdsakų, kuriuos astronomai vadina „metalais“.

Astronomijoje šis apibrėžimas nesutampa su tuo, kas paprastai suprantama kaip metalas, nes čia jis vartojamas norint nurodyti bet kurį elementą, išskyrus vandenilį ir helį.

Mokymai

Žvaigždžių formavimo procesas yra sudėtingas ir paveiktas daugybės kintamųjų. Apie šį procesą dar daug kas nežinoma, tačiau manoma, kad jis yra vienodas visoms žvaigždėms, kaip aprašyta ankstesniuose segmentuose.

Veiksnys, nulemiantis žvaigždės dydį ir spalvą, susietą su jos temperatūra, yra medžiagos kiekis, kurį ji sugeba pridėti dėka gravitacijos jėgos.

Astronomams nerimą keliantis klausimas, kurį reikia išsiaiškinti, yra tas, kad raudonosiose nykštukėse yra sunkesnių už vandenilį, helį ir ličio elementų.

Viena vertus, Didžiojo sprogimo teorija numato, kad pirmosios susiformavusios žvaigždės turi būti sudarytos tik iš trijų lengviausių elementų. Tačiau raudonosiose nykštukėse buvo aptikti sunkūs elementai.

Ir jei dar nėra miręs nė vienas raudonasis nykštukas, tai reiškia, kad pirmieji susiformavę raudonieji nykštukai vis tiek turi būti kažkur, visi sudaryti iš šviesių elementų.

Tada raudoni nykštukai galėjo susiformuoti vėliau, nes jiems kuriant būtinas sunkiųjų elementų buvimas. Arba, kad yra pirmosios kartos raudonosios nykštukės, tačiau būdamos tokios mažos ir tokiu mažu šviesumu, jos dar neatrastos.

Raudonųjų nykštukių pavyzdžiai

Kitas Kentauras

Jis yra 4,2 šviesmečių atstumu ir jo masė prilygsta aštuntai saulės masės, bet 40 kartų tankesnė. „Proxima“ turi stiprų magnetinį lauką, dėl kurio jis gali išsilieti.

„Proxima“ taip pat turi bent vieną žinomą planetą: „Proxima Centauri b“, atidengta 2016 m. Tačiau manoma, kad ją išstūmė blyksniai, kuriuos žvaigždė dažnai skleidžia, todėl mažai tikėtina, kad joje gyvens gyvybė, bent jau ne taip, kaip kad mes žinome, nes žvaigždės emisijoje yra rentgeno spinduliai.

Barnardo žvaigždė

4 pav. Saulės, Barnardo žvaigždės ir Jupiterio planetos dydžių palyginimas. Šaltinis: „Wikimedia Commons“.

Tai labai artimas raudonasis nykštukas, nutolęs 5,9 šviesmečio ir kurio pagrindinė savybė yra didelis greitis, apie 90 km / s Saulės kryptimi.

Jis matomas per teleskopus ir, kaip ir „Proxima“, taip pat yra linkęs į raketas ir raketas. Neseniai buvo atrasta planeta, skriejanti aplink Barnardo žvaigždę.

„Teegarden“ žvaigždė

Šis raudonasis nykštukas, tik 8% Saulės masės, yra Avinų žvaigždyne ir gali būti matomas tik galingais teleskopais. Ji yra tarp artimiausių žvaigždžių, maždaug per 12 šviesmečių atstumu.

Jis buvo atrastas 2002 m., Be to, kad turi ne tik puikų savo judėjimą, bet ir planetas, esančias vadinamojoje gyvenamojoje zonoje.

Vilkas 359

Tai kintama raudona nykštukė Liūto žvaigždyne ir yra beveik 8 šviesmečių atstumu nuo mūsų Saulės. Būdama kintama žvaigžde, jos blizgesys periodiškai didėja, nors jos pliūpsniai nėra tokie ryškūs kaip „Proxima Centauri“.

Nuorodos

1. Adamsas, F. Raudonosios nykštukės ir pagrindinės sekos pabaiga. Atkurta iš: astroscu.unam.mx.
2. Carroll, B. Įvadas į šiuolaikinę astrofiziką. 2-asis. Leidimas. Pearsonas.
3. Kosmosas. Raudoni nykštukai. Atkurta iš: astronomy.swin.edu.au.
4. Martínez, D. Žvaigždžių evoliucija. Atkurta iš: „Google Books“.
5. Taylor, N. Raudonosios nykštukės: Labiausiai paplitusios ir ilgiausiai gyvenusios žvaigždės. Atgauta iš: space.com.
6. Fraknoi, A. Žvaigždžių (ir rudųjų nykštukių) spektras. Atkurta iš: fiz.libretexts.org.