Röd dvärg

Röd dvärg - enligt Hertzsprung-Russell-diagrammet , en liten och relativt kall huvudsekvensstjärna som har en spektraltyp M eller sen K. De är mycket vanliga stjärnor, särskilt i gamla klothopar som M3 , galaktisk halo . Fördelningen av röda dvärgar i galaxen är sfärisk, i motsats till de starkt utstrålande armarna, vars ljusstyrka beror på ljusa unga stjärnor och återstrålning från gashopar.

Allmänna egenskaper

Röda dvärgar skiljer sig ganska mycket från andra stjärnor. Massan av röda dvärgar överstiger inte en tredjedel av solmassan (den nedre massagränsen eller Kumargränsen är 0,0767 med det vanliga överflöd av tunga grundämnen [1] [2] M ☉ , sedan kommer bruna dvärgar ). Temperaturen på en röd dvärgs fotosfär kan nå 3500 K , vilket överstiger temperaturen för en glödlampsglödtråd , därför, i motsats till deras namn, avger röda dvärgar, som lampor, ljus inte rött, utan snarare en ockra -gul nyans. Stjärnor av denna typ avger väldigt lite ljus, ibland 10 000 gånger mindre än solen. På grund av den låga termonukleära förbränningen av väte har röda dvärgar en mycket lång livslängd - från tiotals miljarder till tiotals biljoner år (en röd dvärg med en massa på 0,1 solmassor kommer att brinna i 10 biljoner år) [2] . Termonukleära reaktioner som involverar helium är omöjliga i djupet av röda dvärgar , så de kan inte förvandlas till röda jättar . Med tiden krymper de gradvis och värms upp mer och mer tills de förbrukar hela sin tillgång på vätebränsle, och gradvis förvandlas till blå dvärgar och sedan till vita dvärgar med en heliumkärna. Men det har inte gått tillräckligt med tid sedan Big Bang för att röda dvärgar ska kunna lämna huvudsekvensen .

Det faktum att röda dvärgar stannar kvar i huvudsekvensen medan andra stjärnor flyttar bort från den gör det möjligt att bestämma åldern på stjärnhopar genom att hitta den massa vid vilken stjärnor tvingas lämna huvudsekvensen.

Egenskaper hos röda dvärgar [3]

Spektralklass	Radie	Vikt	Ljusstyrka	Temperatur	Typiska representanter
Spektralklass	R/R ☉	M/M ☉	L/L ☉	K	Typiska representanter
M0	0,64	0,47	0,075	3850	GJ278C
M1	0,49	0,49	0,035	3600	GJ 229A
M2	0,44	0,44	0,023	3400	Lalande 21185
M3	0,39	0,36	0,015	3250	GJ725A
M4	0,26	0,20	0,0055	3100	Barnards stjärna
M5	0,20	0,14	0,0022	2800	GJ866AB
M6	0,15	0,10	0,0009	2600	Wolf 359
M7	0,12	0,09	0,0006	2500	Van Bisbrook 8
M8	0,11	0,08	0,0003	2400	Van Bisbrook 9
M9	0,08	0,079	0,00015	2300	LHS 2924
M9,5	0,08	0,075	0,0001	2250	DENIS-P J0021.0–4244 [4]

Röda dvärgar i universum

Nästan alla stjärnor som är synliga för blotta ögat är vita eller blå, så du kanske tror att röda dvärgar inte är vanliga. Men i verkligheten är de de vanligaste objekten av stjärntyp i universum [5] . Summan av kardemumman är att svaga stjärnor på avstånd helt enkelt inte syns. Proxima Centauri , den närmaste stjärnan till solen, är en röd dvärg (spektralklass M5.5Ve; magnitud 11.0m ) , liksom tjugo av de närmast trettio närmaste stjärnorna. Men på grund av deras låga ljusstyrka är de lite studerade.

Problemet med primordiala röda dvärgar

Ett av astronomins mysterier är det för få antalet röda dvärgar som inte innehåller några metaller alls. Enligt Big Bang- modellen ska den första generationen stjärnor bara ha innehållit väte och helium (och en mycket liten mängd litium). Om röda dvärgar var bland dessa stjärnor, borde de observeras idag, vilket inte är fallet. Den allmänt accepterade förklaringen är att stjärnor med låg massa inte kan bildas utan tunga grundämnen. Eftersom termonukleära reaktioner sker i ljusstjärnor som involverar väte i närvaro av metaller, kan en tidig lågmassa protostjärna, utan metaller, "antända" och tvingas förbli ett gasmoln tills den tar emot mer materia. Allt detta stöder teorin att de första stjärnorna var väldigt massiva och snart dog, och sprutade ut stora mängder av de metaller som behövdes för att bilda ljusstjärnor.

Livet på planeterna runt röda dvärgar

Röda dvärgars termonukleära reaktioner är "ekonomiska": nukleosyntesen i dessa stjärnors djup är långsam. Detta beror på det starka beroendet av hastigheten för termonukleära reaktioner (omkring fjärde potensen) av temperaturen, som är låg i lågmassastjärnor. Därför är livscykeln för röda dvärgar hundratals gånger längre än för gula dvärgar (särskilt solen). Om det enklaste livet uppstod på någon planet nära en röd dvärg, så är sannolikheten att det kommer att utvecklas till något intressant ojämförligt högre än för sådana relativt kortlivade stjärnor som solen. Detta beror på det faktum att det tar miljarder år för utvecklingen av ett högorganiserat liv.

Exoplaneter

2005 upptäcktes exoplaneter som kretsade kring röda dvärgar. En av dem är i storlek jämförbar med Neptunus (cirka 17 jordmassor ). Denna planet kretsar bara 6 miljoner kilometer från stjärnan (0,04 AU ), och bör därför ha en yttemperatur på runt 150 ° C , trots stjärnans låga ljusstyrka. 2006 upptäcktes en jordliknande planet. Den kretsar kring en röd dvärg på ett avstånd av 390 miljoner kilometer (2,6 AU ) och dess yttemperatur är -220 °C. 2007 upptäcktes planeter i den beboeliga zonen av den röda dvärgen Gliese 581 , 2010 upptäcktes en planet i den beboeliga zonen nära Gliese 876 . 2014 upptäcktes den jordstora planeten Kepler-186f i den beboeliga zonen [6] . Den 22 februari 2017 tillkännagavs upptäckten av sju jordliknande planeter runt den röda dvärgen TRAPPIST-1 . Tre av dem är i den beboeliga zonen [7] .

Problem relaterade till planetariskt klimat

Eftersom röda dvärgar är ganska mörka, måste den effektiva jordens omloppsbana vara nära stjärnan. Men en planet som är för nära en stjärna blir permanent vänd mot den på ena sidan . Detta fenomen kallas tidvattenfångst . Det kan orsaka en temperaturskillnad på olika halvklot (natt och dag), eftersom halvklotet dagtid alltid är varmt (kanske mycket varmt), och på natten kan temperaturen närma sig absolut noll . En tät atmosfär skulle dock kunna ge viss värmeöverföring till skugghalvklotet, men detta skulle i sin tur orsaka starka vindar.

Röda dvärgar är många gånger mer aktiva än solen ( stjärnvinden hos sådana stjärnor är inte mycket svagare än solens). Mycket kraftfulla solutbrott i ett rött dvärgsystem kan vara skadligt för möjligt liv på planeten. Planetens magnetfält skulle delvis kunna lösa detta problem genom att bli en barriär för strålning , men planeter med tidvattenfångst kan i de flesta fall inte ha det, eftersom frånvaron av planetrotation också innebär frånvaron av kärnrotation. Men magnetosfärens roll för att skydda mot kosmisk strålning har länge överskattats, och enbart atmosfärens skyddande egenskaper skulle kunna räcka [8] .

Typiska röda dvärgar

Proxima Centauri - (M5,5 Ve) - avstånd 1,31 st ; ljusstyrka - 0.000 072 solenergi;
Barnard's Star - (M5V) - avstånd 1,83 st ; ljusstyrka - 0.000 450 solenergi;
Wolf 359 - (dM6e) - avstånd 2,34 pc ; ljusstyrka - 0.000 016 solenergi;
Ross 154 - (dM4e) - avstånd 2,93 pc ; ljusstyrka - 0.000 380 solenergi;
Ross 248 - (dM6e) - avstånd 3,16 pc ; ljusstyrka - 0.000 110 solenergi;
Ross 128 - (dM5) - avstånd 3,34 pc ; ljusstyrka - 0.000 080 solenergi;
Gliese 581 - (M3V) - avstånd 6,27 st ; ljusstyrka - 0,013 solenergi;
TRAPPIST-1 - ( M8V ) - avstånd 12,10 st ; ljusstyrka - 0.000 525 solenergi.

Anteckningar

↑ Burrows, A., Hubbard, WB, Saumon, D., Lunine, JI En utökad uppsättning bruna dvärg- och stjärnmodeller med mycket låg massa // The Astrophysical Journal : op. vetenskaplig tidning . - IOP Publishing , 1993. - Vol. 406 , nr. 1 . - S. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . - .
↑ 1 2 Fred C. Adams & Gregory Laughlin (U. Michigan) (1997), Ett döende universum: Astrofysiska objekts långvariga öde och evolution, s. 5, arΧiv : astro-ph/9701131 [astro-ph]. (Engelska) (Angående vistelsetiden på huvudsekvensen: Se s. 5. - formel (2.1a): , där för stjärnor med låg massa tas värdet α ≈ 3 - 4. Om vi tar värdet α = 3, då kommer den röda dvärgen med en massa på 0,1 M ⊙ att brinna 1⋅10 13 år ... Om vi tar värdet α = 4, och massan av en röd dvärg M * = 0,0767 M ⊙ , då en sådan röd dvärg skulle bränna 2,9⋅10 14 år .) $_{{\tau _{\ast }=10^{{10}}år\vänster[{M_{\ast} \över 1M_{\odot }}\right]^{{-\alpha }}}}$
↑ Kaltenegger, L.; Traub, WA Transits of Earth-like Planets // The Astrophysical Journal : op. vetenskaplig tidning . - IOP Publishing , 2009. - Vol. 698 , nr. 1 . - s. 519-527 . - doi : 10.1088/0004-637X/698/1/519 . - .
↑ Caballero J. Den bredaste ultracool binära // Astronomi och astrofysik : op . vetenskaplig tidning . - EDP Sciences , 2007. - Vol. 462 . -P.L61 -L64 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066814 . - .
↑ Deepak Chopra, Minas Kafatos. Du är Kosmos. Hur du upptäcker universum i dig själv och varför det är viktigt . — Liter, 2017-10-29. — 329 sid. - ISBN 978-5-04-074474-9 . Arkiverad 6 juni 2020 på Wayback Machine
↑ Kepler har hittat den första exoplaneten i jordstorlek i en beboelig zon! . Hämtad 18 april 2014. Arkiverad från originalet 18 april 2014. (obestämd)
↑ Northon, Karen . NASA-teleskopet avslöjar rekordstor upptäckt av exoplaneter (engelska) , NASA (22 februari 2017). Arkiverad från originalet den 5 mars 2017. Hämtad 22 februari 2017.
↑ Jordens magnetfält skyddar inte mot strålning . Hämtad 1 maj 2017. Arkiverad från originalet 8 februari 2017. (obestämd)

Litteratur

Alpert, Mark (nov. 2005). Röda stjärnan stiger. Scientific American , sid. femton.
Neptunus-storlek planet som kretsar runt vanliga stjärntips på många fler

Länkar

A. Burrows; WB Hubbard; D. Saumon; JI Lunin. En utökad uppsättning stjärnmodeller av brun dvärg och mycket låg massa // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1993. - Vol. 406 , nr. 1 . - S. 158-171 . - doi : 10.1086/172427 . - .
VLT-interferometer mäter storleken på Proxima Centauri och andra närliggande stjärnor , European Southern Observatory (19 november 2002). Arkiverad från originalet den 3 januari 2007. Hämtad 12 januari 2007.

Ordböcker och uppslagsverk	Stor norsk Britannica (online)
I bibliografiska kataloger	GND : 4178529-0