RØD DVÆRG: OPDAGELSE, EGENSKABER, EVOLUTION, SAMMENSÆTNING - ARTE

En rød dværg er en lille, cool stjerne, hvis masse er mellem 0,08 og 0,8 gange solens masse. De er de mest rigelige og længstlevede stjerner i universet: op til tre fjerdedele af alle hidtil kendte. På grund af deres lave lysstyrke kan de ikke ses med det blotte øje, på trods af at de er adskillige i nærheden af Solen: af 30 stjerner i nærheden er 20 røde dværge.

Den mest bemærkelsesværdige for sin nærhed til os er Proxima Centauri, i stjernebilledet Centaurus, 4,2 lysår væk. Det blev opdaget i 1915 af den skotske astronom Robert Innes (1861-1933).

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

Inden Proxima Centauri blev opdaget, havde imidlertid den franske astronom Joseph de Lalande (1732-1802) teleskop allerede fundet den røde dværg Lalande 21185 i stjernebilledet Ursa Major.

Udtrykket "rød dværg" bruges til at henvise til forskellige klasser af stjerner, herunder dem med spektraltyperne K og M, såvel som brune dværge, stjerner, der ikke rigtig er sådan, fordi de aldrig havde masser nok til at starte deres reaktor indre.

Spektraltyperne svarer til stjernens overfladetemperatur, og dens lys nedbrydes i en række meget karakteristiske linjer.

For eksempel har den spektrale type K mellem 5000 og 3500 K temperatur og svarer til gulorange stjerner, mens temperaturen af typen M er mindre end 3500 K, og de er røde stjerner.

Vores sol er spektraltype G, gul i farve og har en overfladetemperatur mellem 5000 og 6000 K. Stjerner med en bestemt spektraltype har mange egenskaber til fælles, hvor den mest afgørende for dem er masse. I henhold til massen af en stjerne, så vil dens udvikling også.

Karakteristika for røde dværge

Røde dværge har visse egenskaber, der adskiller dem. Vi har allerede nævnt nogle i begyndelsen:

-Liten størrelse.

-Lav overfladetemperatur.

- Lav forbrænding af materiale.

-Lav lysstyrke.

Masse

Masse er som sagt den vigtigste egenskab, der definerer den kategori, en stjerne når. Røde dværge er så rigelige, fordi der dannes flere stjerner med lav masse end massive stjerner.

Men underligt er den tid, det tager for lavmasse stjerner at danne, længere end for meget massive stjerner. Disse vokser meget hurtigere, fordi tyngdekraften, der komprimerer stoffet i midten, er større, jo mere masse er der.

Og vi ved, at der kræves en vis mængde kritisk masse for at temperaturen skal være passende for at iværksætte fusionsreaktioner. På denne måde begynder stjernen sit voksne liv.

Solen tog titusinder af millioner år at danne, men en stjerne 5 gange større kræver mindre end en million år, mens de mest massive kan begynde at skinne i hundreder af tusinder.

Temperatur

Overfladens temperatur er som allerede nævnt et andet vigtigt træk, der definerer røde dværge. Det skal være mindre end 5000K, men ikke mindre end 2000K, ellers er det for cool til at være en ægte stjerne.

Stjernelige genstande med en temperatur under 2000 K kan ikke have en fusionskerne og er aborterede stjerner, som aldrig nåede kritisk masse: brune dværge.

Dypere analyse af spektrallinier kan sikre forskellen mellem rød dværg og brun dværg. For eksempel antyder lithium-bevis, at det er en rød dværg, men hvis det er metan eller ammoniak, er det sandsynligvis en brun dværg.

Spektraltyper og Hertzsprung-Russell diagram

Hertzsprung-Russell-diagrammet (HR-diagram) er en graf, der viser en stjernes karakteristika og udvikling i henhold til dens spektrale egenskaber. Dette inkluderer temperaturen på overfladen, som som sagt er en afgørende faktor, såvel som dens lysstyrke.

Variablerne, der udgør grafen, er lysstyrke på den lodrette akse og effektiv temperatur på den vandrette akse. Det blev skabt uafhængigt i begyndelsen af 1900'erne af astronomerne Ejnar Hertzsprung og Henry Russell.

Figur 2. HR-diagram, der viser røde dværge i hovedsekvensen, i nederste højre hjørne. Kilde: Wikimedia Commons. AT.

I henhold til deres spektrum grupperes stjernerne i henhold til Harvard-spektralklassifikationen, hvilket angiver stjernens temperatur i følgende bogstavsekvens:

OBAFGKM

Vi starter med de hotteste stjerner, type O, mens de koldeste er type M. I figuren er spektraltyperne i bunden af grafen, på den blå farvede bjælke til venstre, indtil de når rød til højre.

Inden for hver type er der variationer, da spektrallinierne har forskellig intensitet, derefter er hver type opdelt i 10 underkategorier, betegnet med tal fra 0 til 9. Jo lavere tal, desto varmere er stjernen. F.eks. Er solen type G2 og Proxima Centauri er M6.

Den centrale region af grafen, der løber nogenlunde diagonalt, kaldes hovedsekvensen. De fleste af stjernerne er der, men deres udvikling kan føre dem til at forlade og placere sig i andre kategorier, såsom en rød kæmpe eller hvid dværg. Det hele afhænger af stjernens masse.

Levetiden på røde dværge finder altid sted i hovedsekvensen, og med hensyn til spektraltypen er ikke alle M-klasse dværge røde dværge, selvom de fleste er. Men i denne klasse er der også supergigante stjerner som Betelgeuse og Antares (øverst til højre på HR-diagrammet).

Udvikling

En hvilken som helst stjernes liv begynder med sammenbruddet af interstellar materie takket være tyngdekraften. Når sagen agglutinerer, roterer den hurtigere og hurtigere og flattes ind i en disk takket være bevarelsen af vinkelmoment. I midten er protostaren, embryoet for at tale om den fremtidige stjerne.

Efterhånden som tiden går øges temperaturen og densiteten, indtil en kritisk masse er nået, hvor fusionsreaktoren begynder sin aktivitet. Dette er stjernens energikilde i sin tid fremover og kræver en kernetemperatur på ca. 8 millioner K.

Antændelsen i kernen stabiliserer stjernen, fordi den kompenserer for tyngdekraften, hvilket giver anledning til den hydrostatiske ligevægt. Dette kræver en masse mellem 0,01 og 100 gange solens masse. Hvis massen er større, ville overophedning forårsage en katastrofe, der ville ødelægge protostaren.

Figur 3. I en rød dværg balanserer fusionen af brint i kernen tyngdekraften. Kilde: F. Zapata.

Når fusionsreaktoren er startet og ligevægt er opnået, ender stjernerne i hovedsekvensen af HR-diagrammet. Røde dværge udsender energi meget langsomt, så deres brintforsyning varer lang tid. Den måde, hvorpå en rød dværg udsender energi, er gennem konvektionsmekanismen.

Den energiproducerende omdannelse af brint til helium udføres i røde dværge af proton-protonkæder, en sekvens, hvor en hydrogenion smelter sammen med en anden. Temperaturen har stor indflydelse på, hvordan denne fusion finder sted.

Når brintet er opbrugt, stopper stjernens reaktor med at virke, og den langsomme afkølingsproces begynder.

Proton-proton kæde

Denne reaktion er meget almindelig i stjerner, der netop er forbundet med hovedsekvensen, såvel som i røde dværge. Det starter sådan:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + v

Hvor e ⁺ er en positron, identisk i alt med elektronet, bortset fra at dens ladning er positiv og v er en neutrino, en let og undvigende partikel. For sin del ² ₁ H er deuterium eller tung hydrogen.

Så sker det:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

I sidstnævnte symboliserer γ en foton. Begge reaktioner forekommer to gange for at resultere i:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 (¹ ₁ H)

Hvordan genererer stjernen energi ved at gøre dette? Der er godt en lille forskel i reaktionernes masse, et lille massetab, der omdannes til energi i henhold til Einsteins berømte ligning:

E = mc ²

Da denne reaktion finder utallige gange involverende et enormt antal partikler, er den opnåede energi enorm. Men det er ikke den eneste reaktion, der finder sted inden i en stjerne, selvom den er den hyppigste i røde dværge.

Stjernes levetid

Hvor længe en stjerne lever, afhænger også af dens masse. Følgende ligning er et skøn over den tid:

T = M ^-2,5

Her er T tid og M er masse. Brug af store bogstaver er passende på grund af massens tid og enorme størrelse.

En stjerne som solen lever i ca. 10 milliarder år, men en stjerne 30 gange solens masse lever 30 millioner år, og en anden endnu mere massiv kan leve i cirka 2 millioner år. Uanset hvad er det en evighed for mennesker.

Røde dværge lever meget længere end det takket være den parsimonitet, som de bruger deres nukleare brændstof med. Med tiden, som vi oplever det, varer en rød dværg for evigt, fordi den tid det tager at nedbryde brint fra kernen overstiger universets estimerede alder.

Ingen røde dværge er døde endnu, så alt, hvad der kan spekuleres i, hvor længe de lever, og hvad deres ende vil være, skyldes computersimuleringer af modeller oprettet med de oplysninger, vi har om dem.

Ifølge disse modeller forudsiger forskere, at når en rød dværg løber tør for brint, vil den omdanne til en blå dværg.

Ingen har nogensinde set en stjerne af denne art, men når brint løber ud, udvides en rød dværg ikke til en rød gigantisk stjerne, som vores sol vil en dag. Det øger simpelthen sin radioaktivitet og med dets overfladetemperatur og bliver blå.

Sammensætning af røde dværge

Stjernes sammensætning er meget ens, for det meste er de enorme kugler af brint og helium. De bevarer nogle af de elementer, der var til stede i den gas og støv, der gav anledning til dem, så de indeholder også spor af de elementer, som de foregående stjerner var med til at skabe.

Af denne grund svarer sammensætningen af røde dværge til solens sammensætning, selvom spektrallinjerne adskiller sig markant på grund af temperaturen. Så hvis en stjerne har svage brintlinjer, betyder det ikke, at den mangler dette element.

I røde dværge findes spor af andre tungere elementer, som astronomer kalder "metaller".

I astronomi er denne definition ikke sammenfaldende med det, der almindeligvis forstås som metal, da det her bruges til at henvise til ethvert element, undtagen brint og helium.

Uddannelse

Stjernedannelsesprocessen er kompleks og påvirkes af adskillige variabler. Der er meget, der stadig er ukendt om denne proces, men det menes at være den samme for alle stjerner, som beskrevet i tidligere segmenter.

Den faktor, der bestemmer størrelsen og farven på en stjerne, der er forbundet med dens temperatur, er den mængde stof, som den formår at tilføje takket være tyngdekraften.

Et spørgsmål, der bekymrer astronomer, og som stadig skal belyses, er det faktum, at røde dværge indeholder elementer, der er tungere end brint, helium og lithium.

På den ene side forudsiger Big Bang-teorien, at de første dannede stjerner kun skal være sammensat af de tre letteste elementer. Imidlertid er der påvist tunge elementer i røde dværge.

Og hvis ingen røde dværge endnu er døde, betyder det, at de første røde dværge, der dannede, stadig skal være derude et sted, alt sammen lavet af lette elementer.

Så kan de røde dværge have dannet sig senere, fordi tilstedeværelsen af tunge elementer er påkrævet i deres skabelse. Eller at der er første generation af røde dværge, men da de er så små og med så lav lysstyrke, er de endnu ikke blevet opdaget.

Eksempler på røde dværge

Næste Centauri

Den er 4,2 lysår fjern og har en masse svarende til en ottendedel af solen, men 40 gange tættere. Proxima har et stærkt magnetfelt, hvilket gør det tilbøjeligt til at blusse.

Proxima har også mindst en kendt planet: Proxima Centauri b, der blev afsløret i 2016. Men det antages at være blevet vasket væk af de fakkelstjerner, som stjernen ofte udsender, så det er usandsynligt, at det kan huse liv, i det mindste ikke som som vi ved, da stjernens emissioner indeholder røntgenstråler.

Barnards stjerne

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

Det er en meget tæt rød dværg, 5,9 lysår væk, hvis vigtigste egenskab er dens store hastighed, ca. 90 km / s i retning af Solen.

Det er synligt gennem teleskoper og ligesom Proxima er det også tilbøjeligt til fakler og fakkel. For nylig blev en planet opdaget i kredsløb om Barnards stjerne.

Teegarden Star

Denne røde dværg på kun 8% af solens masse er i stjernebilledet Vædder og kan kun ses med kraftige teleskoper. Det er blandt de nærmeste stjerner i en afstand af omkring 12 lysår.

Det blev opdaget i 2002 og ud over at have en bemærkelsesværdig bevægelse af sig selv ser det ud til at have planeter i den såkaldte beboelige zone.

Ulv 359

Det er en variabel rød dværg i stjernebilledet Leo og er næsten 8 lysår fjernt fra vores sol. Som en variabel stjerne øges dens lysstyrke med jævne mellemrum, selvom dens blusser ikke er så intense som Proxima Centauris.

Referencer

Adams, F. Røde dværge og slutningen af hovedsekvensen. Gendannes fra: astroscu.unam.mx.
Carroll, B. En introduktion til moderne astrofysik. 2nd. Edition. Pearson.
Cosmos. Røde dværge. Gendannet fra: astronomy.swin.edu.au.
Martínez, D. Den stjerneudvikling. Gendannet fra: Google Bøger.
Taylor, N. Red Dwarfs: De mest almindelige og længstlevede stjerner. Gendannes fra: space.com.
Fraknoi, A. Stjernes spektre (og brune dværge). Gendannes fra: phys.libretexts.org.

RØD DVÆRG: OPDAGELSE, EGENSKABER, EVOLUTION, SAMMENSÆTNING - ARTE - 2025