RÖD DVÄRG: UPPTÄCKT, EGENSKAPER, EVOLUTION, SAMMANSÄTTNING - ARTE - 2025

En röd dvärg är en liten, cool stjärna vars massa är mellan 0,08 och 0,8 gånger solens massa. De är de mest rikliga och längstlivade stjärnorna i universum: upp till tre fjärdedelar av alla hittills kända. På grund av deras låga ljusstyrka kan de inte observeras med blotta ögat, trots att de är många i närheten av solen: av 30 stjärnor i närheten är 20 röda dvärgar.

Det mest anmärkningsvärda för sin närhet till oss är Proxima Centauri, i stjärnbilden Centaurus, 4,2 ljusår bort. Det upptäcktes 1915 av den skotska astronomen Robert Innes (1861-1933).

Bild 1. Den röda dvärgen Proxima Centauri är en del av Alpha Centauri-stjärnsystemet i stjärnbilden Centauri. Källa: ESA / Hubble & NASA via Wikimedia Commons.

Innan Proxima Centauri upptäcktes hade teleskopet av den franska astronomen Joseph de Lalande (1732-1802) emellertid redan hittat den röda dvärgen Lalande 21185, i stjärnbilden Ursa Major.

Termen "röd dvärg" används för att hänvisa till olika klasser av stjärnor, inklusive de med spektraltyperna K och M, liksom bruna dvärgar, stjärnor som egentligen inte är sådana, eftersom de aldrig hade tillräckligt med massa för att starta sin reaktor inre.

Spektraltyperna motsvarar stjärnens yttemperatur, och dess ljus bryts ned i en serie mycket karakteristiska linjer.

Exempelvis har den spektrala typen K mellan 5000 och 3500 K temperatur och motsvarar gul-orange stjärnor, medan temperaturen för typen M är mindre än 3500 K och de är röda stjärnor.

Vår sol är spektraltyp G, gulfärgad och har en yttemperatur mellan 5000 och 6000 K. Stjärnor med en viss spektraltyp har många gemensamma egenskaper, varav den mest avgörande är massan. Enligt massan av en stjärna kommer dess utveckling också att ske.

Egenskaper av röda dvärgar

Röda dvärgar har vissa egenskaper som skiljer dem. Vi har redan nämnt några i början:

-Liten storlek.

-Låg yttemperatur.

-Låg hastighet på materialförbränning.

-Låg ljusstyrka.

Massa

Massa är som sagt det viktigaste attributet som definierar kategorin som en stjärna når. Röda dvärgar är så överflödiga eftersom fler stjärnor med låg massa bildas än massiva stjärnor.

Men märkligt nog är tiden det tar för stjärnor med låg massa längre än för mycket massiva stjärnor. Dessa växer mycket snabbare eftersom tyngdkraften som kompakterar ämnet i mitten är större, desto mer massa finns det.

Och vi vet att en viss mängd kritisk massa krävs för att temperaturen ska vara lämplig för att initiera fusionsreaktioner. På detta sätt börjar stjärnan sitt vuxna liv.

Solen tog tiotals miljoner år att bilda, men en stjärna som är fem gånger större kräver mindre än en miljon år, medan de mest massiva kan börja skina på hundratusentals.

Temperatur

Som redan nämnts är ytans temperatur en annan viktig egenskap som definierar röda dvärgar. Det bör vara mindre än 5000K, men inte mindre än 2000K, annars är det för coolt för att vara en riktig stjärna.

Stjärnobjekt med en temperatur under 2000 K kan inte ha en fusionskärna och är aborterade stjärnor, som aldrig nådde kritisk massa: bruna dvärgar.

Djupare analys av spektrallinjer kan säkerställa skillnaden mellan röd dvärg och brun dvärg. Exempelvis tyder på att litium tyder på att det är en röd dvärg, men om det är metan eller ammoniak är det antagligen en brun dvärg.

Spektraltyper och Hertzsprung-Russell-diagram

Hertzsprung-Russell-diagrammet (HR-diagram) är ett diagram som visar en stjärns egenskaper och utveckling enligt dess spektrala egenskaper. Detta inkluderar temperaturen på ytan, som vi har sagt är en avgörande faktor, liksom dess ljusstyrka.

Variablerna som utgör grafen är ljusstyrka på den vertikala axeln och effektiv temperatur på den horisontella axeln. Det skapades oberoende i början av 1900-talet av astronomerna Ejnar Hertzsprung och Henry Russell.

Bild 2. HR-diagram som visar röda dvärgar i huvudsekvensen, i det nedre högra hörnet. Källa: Wikimedia Commons. DET DÄR .

Enligt deras spektrum grupperas stjärnorna enligt Harvard-spektralklassificeringen, vilket indikerar stjärnans temperatur i följande bokstavssekvens:

OBAFGKM

Vi börjar med de hetaste stjärnorna, typ O, medan de kallaste är typ M. I figuren är spektraltyperna längst ner i diagrammet, på den blåfärgade fältet till vänster tills de når röd till höger.

Inom varje typ finns det variationer, eftersom spektrallinjerna har olika intensitet, då är varje typ uppdelad i 10 underkategorier, betecknade med siffror från 0 till 9. Ju lägre nummer, desto varmare är stjärnan. Till exempel är solen typ G2 och Proxima Centauri är M6.

Grafens centrala region, som löper ungefär diagonalt, kallas huvudsekvensen. De flesta stjärnorna finns där, men deras utveckling kan leda till att de lämnar sig och placerar sig i andra kategorier, till exempel en röd jätte eller vit dvärg. Det beror på stjärnans massa.

Röda dvärgarnas liv sker alltid i huvudsekvensen, och vad gäller spektraltyp är inte alla M-klassiga dvärgar röda dvärgar, även om de flesta är det. Men i den här klassen finns det också supergigantiska stjärnor som Betelgeuse och Antares (uppe till höger i HR-diagrammet).

Evolution

Varje stjärns liv börjar med att den interstellära materien kollapsade tack vare tyngdkraften. När materien agglutinerar, roterar den snabbare och snabbare och plattas in i en disk, tack vare bevarandet av vinkelmomentet. I mitten ligger protostaren, embryot så att säga om den framtida stjärnan.

När tiden går ökar temperaturen och densiteten, tills en kritisk massa har uppnåtts, i vilken fusionsreaktorn börjar sin aktivitet. Detta är stjärnkällans energikälla under sin tid framöver och kräver en kärntemperatur på cirka 8 miljoner K.

Tändningen i kärnan stabiliserar stjärnan, eftersom den kompenserar för gravitationskraften, vilket ger upphov till den hydrostatiska jämvikten. Detta kräver en massa mellan 0,01 och 100 gånger solens massa. Om massan är större skulle överhettning orsaka en katastrof som skulle förstöra protostaren.

Figur 3. I en röd dvärg balanserar fusionen av väte i kärnan tyngdkraften. Källa: F. Zapata.

När fusionsreaktorn har startats och jämvikt uppnåt, hamnar stjärnorna i huvudsekvensen för HR-diagrammet. Röda dvärgar avger energi mycket långsamt, så deras väteförsörjning varar länge. Hur en röd dvärg avger energi är genom konvektionsmekanismen.

Den energiproducerande omvandlingen av väte till helium utförs i röda dvärgar av proton-protonkedjor, en sekvens där en vätejon smälter samman med en annan. Temperaturen påverkar i hög grad hur denna fusion sker.

När väte är uttömt, slutar stjärnans reaktor att fungera och den långsamma kylningsprocessen börjar.

Proton-proton kedja

Denna reaktion är mycket vanlig i stjärnor som just har anslutit sig till huvudsekvensen, liksom i röda dvärgar. Det börjar så här:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν

Där e ⁺ är en positron, identisk i allt med elektronen, förutom att dess laddning är positiv och v är en neutrino, en lätt och svårfångad partikel. För sin del ² ₁ H är deuterium eller tungt väte.

Då händer det:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

I det senare symboliserar γ en foton. Båda reaktionerna inträffar två gånger, vilket resulterar i:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 ( ¹ ₁ H)

Hur genererar stjärnan energi genom att göra detta? Det finns en liten skillnad i reaktionernas massa, en liten massförlust som omvandlas till energi enligt Einsteins berömda ekvation:

E = mc ²

Eftersom denna reaktion sker otaliga gånger som involverar ett enormt antal partiklar, är den energi som erhålls enorm. Men det är inte den enda reaktionen som äger rum i en stjärna, även om den är den vanligaste i röda dvärgar.

Stjärns livstid

Hur länge en stjärna lever beror också på dess massa. Följande ekvation är en uppskattning av den tiden:

T = M ^-2,5

Här är T tid och M är massa. Användningen av stora bokstäver är lämplig på grund av massans tid och enorma storlek.

En stjärna som solen lever i cirka 10 miljarder år, men en stjärna 30 gånger solens massa lever 30 miljoner år och en annan ännu mer massiv kan leva i cirka 2 miljoner år. Hur som helst, det är en evighet för människor.

Röda dvärgar lever mycket längre än så, tack vare det parlamentariska med vilket de spenderar sitt kärnbränsle. När det gäller tid som vi upplever det, varar en röd dvärg för alltid, eftersom tiden det tar att tömma väte från kärnan överskrider universumets uppskattade ålder.

Inga röda dvärgar har dött ännu, så allt som kan spekuleras om hur länge de lever och vad deras slut kommer att bero på datorsimuleringar av modeller skapade med den information vi har om dem.

Enligt dessa modeller förutspår forskare att när en röd dvärg slutar på väte kommer den att förvandlas till en blå dvärg.

Ingen har någonsin sett en stjärna av detta slag, men när väte försvinner expanderar en röd dvärg inte till en röd jätte- stjärna, som vår sol en dag kommer. Det ökar helt enkelt sin radioaktivitet och med sig dess yttemperatur och blir blå.

Sammansättning av röda dvärgar

Stjärnornas sammansättning är mycket lik, för det mesta är de enorma kulor av väte och helium. De behåller några av de element som fanns i gasen och dammet som gav upphov till dem, så de innehåller också spår av elementen som de föregående stjärnorna hjälpte till att skapa.

Av denna anledning är sammansättningen av röda dvärgar liknar solens, även om spektrallinjerna skiljer sig väsentligt på grund av temperaturen. Så om en stjärna har svaga vätelinjer betyder det inte att den saknar detta element.

I röda dvärgar finns spår av andra tyngre element, som astronomer kallar "metaller".

I astronomi sammanfaller denna definition inte med vad som vanligtvis förstås som metall, eftersom det här används för att referera till något element, utom väte och helium.

Träning

Stjärnbildningsprocessen är komplex och påverkas av många variabler. Det är mycket som fortfarande är okänt om denna process, men det tros vara samma för alla stjärnor, som beskrivits i tidigare segment.

Faktorn som bestämmer storleken och färgen på en stjärna, förknippad med dess temperatur, är mängden materia som den lyckas lägga till tack vare tyngdkraften.

En fråga som oroar astronomer och som återstår att klargöra är det faktum att röda dvärgar innehåller element som är tyngre än väte, helium och litium.

Å ena sidan förutsäger Big Bang-teorin att de första stjärnorna som bildas måste bestå av endast de tre lättaste elementen. Dock har tunga element upptäckts i röda dvärgar.

Och om inga röda dvärgar har dött ännu, betyder det att de första röda dvärgarna som fortfarande måste vara där ute någonstans, alla består av ljusa element.

Då kan de röda dvärgarna ha bildats senare, för att det finns krävande tunga element i skapandet. Eller att det finns första generationens röda dvärgar, men eftersom de är så små och med så låg ljusstyrka har de ännu inte upptäckts.

Exempel på röda dvärgar

Nästa Centauri

Den är 4,2 ljusår avlägsen och har en massa som motsvarar en åttonde solen, men 40 gånger tätare. Proxima har ett starkt magnetfält, vilket gör att det är benäget att blossa.

Proxima har också åtminstone en känd planet: Proxima Centauri b, som avslöjades 2016. Men det tros ha sopats bort av blossar som stjärnan ofta avger, så det är osannolikt att det kommer att hamna liv, åtminstone inte som som vi vet, eftersom stjärns utsläpp innehåller röntgenstrålar.

Barnards stjärna

Bild 4. Jämförelse av storlekar mellan solen, Barnards stjärna och planeten Jupiter. Källa: Wikimedia Commons.

Det är en mycket nära röd dvärg, 5,9 ljusår bort, vars huvudsakliga kännetecken är dess stora hastighet, cirka 90 km / s mot solen.

Det är synligt genom teleskop och liksom Proxima är det också benägit att blossar och blossar. Nyligen upptäcktes en planet som kretsar kring Barnards stjärna.

Teegarden Star

Denna röda dvärg på bara 8% av solens massa befinner sig i stjärnbilden Aries och kan bara ses med kraftfulla teleskop. Det är bland de närmaste stjärnorna, på ett avstånd av cirka 12 ljusår.

Det upptäcktes 2002 och utöver att ha en anmärkningsvärd rörelse för sig verkar det ha planeter i den så kallade bebodda zonen.

Varg 359

Det är en variabel röd dvärg i konstellationen Leo och ligger nästan åtta ljusår från vår sol. Som en variabel stjärna ökar dess ljusstyrka periodvis, även om dess blossar inte är lika intensiva som Proxima Centauris.

referenser

1. Adams, F. Röda dvärgar och slutet på huvudsekvensen. Återställd från: astroscu.unam.mx.
2. Carroll, B. En introduktion till modern astrofysik. 2:a. Utgåva. Pearson.
3. Kosmos. Röda dvärgar. Återställd från: astronomy.swin.edu.au.
4. Martínez, D. Den stellar evolutionen. Återställd från: Google Böcker.
5. Taylor, N. Red Dwarfs: De vanligaste och längstlivade stjärnorna. Återställd från: space.com.
6. Fraknoi, A. Spektra av stjärnor (och bruna dvärgar). Återställd från: phys.libretexts.org.