A červený trpaslík Je to malá a studená hvězda, jejíž hmotnost je mezi 0,08 a 0,8násobkem hmotnosti Slunce. Jsou to nejhojnější a nejdelší hvězdy ve vesmíru: až tři čtvrtiny všech dosud známých. Vzhledem k jejich nízké světelnosti nejsou pozorovatelné pouhým okem, přestože jsou v blízkosti Slunce četné: z 30 blízkých hvězd je 20 červených trpaslíků.
Nejpozoruhodnější pro svou blízkost k nám je Proxima Centauri, v souhvězdí Kentaura, vzdáleného 4,2 světelných let. To bylo objeveno v roce 1915 skotským astronomem Robertem Innesem (1861-1933).
Před objevením Proxima Centauri však dalekohled francouzského astronoma Josepha de Lalande (1732 - 1802) již našel červeného trpaslíka Lalande 21185 v souhvězdí Velké medvědice..
Termín „červený trpaslík“ se používá k označení různých tříd hvězd, včetně hvězd spektrálních typů K a M, stejně jako hnědých trpaslíků, hvězd, které ve skutečnosti nejsou, protože nikdy neměli dost hmoty na to, aby mohli spustit svůj vnitřní reaktor.
Spektrální typy odpovídají povrchové teplotě hvězdy a její světlo se člení na řadu velmi charakteristických čar..
Například spektrální typ K má teplotu mezi 5 000 a 3 500 K a odpovídá žlutooranžovým hvězdám, zatímco teplota typu M je menší než 3 500 K a jsou to červené hvězdy..
Naše Slunce je spektrálního typu G, žluté barvy a povrchové teploty mezi 5 000 a 6 000 K. Hvězdy s určitým spektrálním typem mají mnoho společných charakteristik, z nichž nejvýznamnější je hmotnost. Podle hmotnosti hvězdy to bude její vývoj.
Rejstřík článků
Červené trpaslíky mají určité vlastnosti, které je odlišují. Některé jsme již zmínili na začátku:
-Malá velikost.
-Nízká povrchová teplota.
-Nízká rychlost hoření materiálu.
-Špatná svítivost.
Hmotnost, jak jsme řekli, je hlavním atributem, který definuje kategorii, které hvězda dosáhne. Rudí trpaslíci jsou tak bohatí, protože se tvoří více hvězd s nízkou hmotností než hvězd hmotných.
Zajímavé však je, že doba, za kterou se vytvoří hvězdy s nízkou hmotností, je delší než u velmi hmotných hvězd. Rostou mnohem rychleji, protože gravitační síla, která zhutňuje hmotu ve středu, je větší, tím větší je hmota..
A víme, že k tomu, aby teplota byla vhodná, je zapotřebí určité množství kritického množství, aby bylo možné zahájit fúzní reakce. Tímto způsobem hvězda začíná svůj dospělý život.
Formování Slunce trvalo desítky milionů let, ale 5krát větší hvězda vyžaduje méně než milion let, zatímco ty nejhmotnější mohou začít svítit stovky tisíc..
Teplota povrchu je, jak již bylo zmíněno, další důležitou určující charakteristikou červených trpaslíků. Musí to být méně než 5 000 K, ale ne méně než 2 000 K, jinak je příliš cool na to, aby to byla skutečná hvězda.
Hvězdné objekty s teplotou nižší než 2 000 K nemohou mít fúzní jádro a jsou to potratěné hvězdy, které nikdy nedosáhly kritického množství: hnědí trpaslíci.
Hlubší analýza spektrálních čar může zajistit rozdíl mezi červeným a hnědým trpaslíkem. Například důkazy o lithiu naznačují, že se jedná o červeného trpaslíka, ale pokud jde o metan nebo amoniak, pravděpodobně jde o hnědého trpaslíka.
Hertzsprung-Russellův diagram (H-R diagram) je graf, který ukazuje charakteristiky a vývoj hvězdy podle jejích spektrálních charakteristik. To zahrnuje teplotu povrchu, která, jak jsme řekli, je určujícím faktorem, stejně jako jeho svítivost..
Proměnné, které tvoří graf, jsou jas na svislé ose a efektivní teplota na vodorovné ose. Nezávisle jej vytvořili na počátku 20. století astronomové Ejnar Hertzsprung a Henry Russell..
Podle jejich spektra jsou hvězdy seskupeny podle spektrální klasifikace Harvardu, což ukazuje teplotu hvězdy v následující posloupnosti písmen:
O B A F G K M
Začínáme s nejžhavějšími hvězdami typu O, zatímco nejchladnější jsou hvězdy typu M. Na obrázku jsou spektrální typy ve spodní části grafu, na pruhu zbarveném modře vlevo, dokud nedosáhnou červené pravé.
Uvnitř každého typu existují variace, protože spektrální čáry mají různou intenzitu, pak je každý typ rozdělen do 10 podkategorií, označených čísly od 0 do 9. Čím nižší číslo, tím teplejší hvězda. Například Slunce je typu G2 a Proxima Centauri je M6.
Je volána střední oblast grafu, která běží zhruba diagonálně hlavní sekvence. Většina hvězd tam je, ale jejich vývoj je může vést k tomu, aby se vynořily a umístily do jiných kategorií, jako je červený obr nebo bílý trpaslík. Vše záleží na hmotnosti hvězdy.
Život červených trpaslíků se vždy odehrává v hlavní sekvenci a pokud jde o spektrální typ, ne všichni trpaslíci třídy M jsou červenými trpaslíky, i když většina z nich je. Ale v této třídě jsou také superobří hvězdy jako Betelgeuse a Antares (vpravo nahoře na H-R diagramu).
Život jakékoli hvězdy začíná zhroucením mezihvězdné hmoty díky působení gravitace. Jak hmota aglutinuje, rotuje rychleji a rychleji a zplošťuje se do disku díky zachování momentu hybnosti. Ve středu je protostar, embryo, abych tak řekl o budoucí hvězdě.
Postupem času se teplota a hustota zvyšují, dokud se nedosáhne kritického množství, ve kterém fúzní reaktor zahájí svoji činnost. Toto je zdroj energie pro hvězdu v její budoucí době a vyžaduje teplotu jádra asi 8 milionů K..
Zapalování v jádře stabilizuje hvězdu, protože kompenzuje gravitační sílu, což vede k hydrostatické rovnováze. To vyžaduje hmotnost mezi 0,01 a 100násobkem hmotnosti Slunce. Pokud je hmotnost větší, přehřátí by způsobilo katastrofu, která by zničila protostar.
Jakmile je fúzní reaktor spuštěn a je dosaženo rovnováhy, hvězdy končí v hlavní posloupnosti H-R diagramu. Červení trpaslíci vydávají energii velmi pomalu, takže jejich zásoba vodíku trvá dlouho. Způsob, jakým červený trpaslík vydává energii, je mechanismus proudění.
Energetická přeměna vodíku na helium probíhá u červených trpaslíků proton-protonové řetězce, sekvence, ve které jeden vodíkový ion fúzuje s druhým. Teplota výrazně ovlivňuje způsob, jakým k této fúzi dochází.
Jakmile je vodík spotřebován, hvězdný reaktor přestane fungovat a začne proces pomalého chlazení..
Tato reakce je velmi častá u hvězd, které se právě připojily k hlavní sekvenci, stejně jako u červených trpaslíků. Začíná to takto:
1 1H + 11H → dva1H + e+ + ν
Kde e+ je pozitron, ve všech ohledech shodný s elektronem, kromě toho, že jeho náboj je kladný a ν je to neutrino, lehká a nepolapitelná částice. Pro jeho část dva1H je deuterium nebo těžký vodík.
Pak se to stane:
1 1H + dva1H → 3dvaHe + γ
V druhém případě γ symbolizuje foton. Obě reakce se vyskytují dvakrát, což má za následek:
3dvamám + 3dvaMám → 4dvaHe + 2 (1 1H)
Jak tímto způsobem hvězda generuje energii? Existuje mírný rozdíl v hmotnosti reakcí, malá ztráta hmotnosti, která se transformuje na energii podle slavné Einsteinovy rovnice:
E = mcdva
Jelikož k této reakci dochází nespočetněkrát a zahrnuje obrovské množství částic, je získaná energie obrovská. Není to však jediná reakce, která se odehrává uvnitř hvězdy, i když u červených trpaslíků je nejčastější..
Jak dlouho hvězda žije, závisí také na její hmotnosti. Následující rovnice je odhadem této doby:
T = M-2.5
Zde T je čas a M je hmotnost. Použití velkých písmen je vhodné vzhledem k době a ohromné hmotnosti.
Hvězda jako Slunce žije asi 10 miliard let, ale hvězda 30krát větší než Slunce žije 30 milionů let a další ještě hmotnější může žít asi 2 miliony let. Ať tak či onak, pro lidi je to věčnost.
Rudí trpaslíci žijí mnohem déle, díky šetrnosti, s níž utrácejí jaderné palivo. Pro účely času, jak ho prožíváme, červený trpaslík trvá věčně, protože čas potřebný k vyčerpání vodíku z jádra přesahuje odhadovaný věk vesmíru.
Žádní červení trpaslíci dosud nezemřeli, takže vše, o čem lze spekulovat o tom, jak dlouho žijí a jaký bude jejich konec, je způsobeno počítačovými simulacemi modelů vytvořených s informacemi, které o nich máme..
Podle těchto modelů vědci předpovídají, že když červenému trpaslíkovi dojde vodík, promění se na modrý trpaslík.
Nikdo nikdy neviděl hvězdu tohoto druhu, ale jakmile dojde vodík, červený trpaslík se nerozšíří na červenou obří hvězdu, jak to jednoho dne bude naše Slunce. Jednoduše zvyšuje svoji radioaktivitu a s ní i povrchovou teplotu, která modře.
Složení hvězd je velmi podobné, z velké části jsou to obrovské koule vodíku a hélia. Zachovávají některé prvky, které byly přítomny v plynu a prachu, které je vedly, takže obsahují také stopy prvků, které pomohly vytvořit předchozí hvězdy..
Z tohoto důvodu je složení červených trpaslíků podobné složení Slunce, i když spektrální čáry se kvůli teplotě výrazně liší. Pokud má tedy hvězda slabé vodíkové linie, neznamená to, že jí tento prvek chybí..
U červených trpaslíků jsou stopy dalších těžších prvků, které astronomové nazývají „kovy“.
V astronomii se tato definice neshoduje s tím, co se běžně chápe jako kov, protože zde se používá k označení jakéhokoli prvku, kromě vodíku a helia.
Proces tvorby hvězd je složitý a ovlivněný mnoha proměnnými. O tomto procesu je stále ještě mnoho neznámého, ale předpokládá se, že je stejný pro všechny hvězdy, jak je popsáno v předchozích segmentech..
Faktor, který určuje velikost a barvu hvězdy související s její teplotou, je množství hmoty, které se jí podaří přidat díky gravitační síle..
Problém, který astronomy znepokojuje a je třeba je ještě objasnit, je skutečnost, že červení trpaslíci obsahují prvky těžší než vodík, helium a lithium..
Na jedné straně teorie velkého třesku předpovídá, že první vytvořené hvězdy musí být složeny pouze ze tří nejlehčích prvků. U červených trpaslíků však byly detekovány těžké prvky.
A pokud dosud nezemřeli žádní červení trpaslíci, znamená to, že první červení trpaslíci, kteří se vytvořili, tam někde stále musí být, vše složené ze světelných prvků..
Pak se červení trpaslíci mohli zformovat později, protože při jejich tvorbě je nutná přítomnost těžkých prvků. Nebo že existují červení trpaslíci první generace, ale protože jsou tak malí a mají tak nízkou svítivost, dosud nebyli objeveni..
Je vzdálený 4,2 světelného roku a má hmotnost rovnající se jedné osmině hmotnosti Slunce, ale 40krát hustší. Proxima má silné magnetické pole, díky čemuž je náchylná k vzplanutí.
Proxima má také alespoň jednu známou planetu: Proxima Centauri b, představená v roce 2016. Předpokládá se však, že byla spláchnuta světlicemi, které hvězda často vyzařuje, takže je nepravděpodobné, že by ukrývala život, alespoň ne tak, jak víme, protože emise hvězdy obsahují rentgenové záření.
Jedná se o velmi blízkého červeného trpaslíka vzdáleného 5,9 světelných let, jehož hlavní charakteristikou je jeho velká rychlost, asi 90 km / s ve směru ke Slunci..
Je viditelný dalekohledy a stejně jako Proxima je také náchylný k vzplanutí a vzplanutí. Nedávno byla objevena planeta obíhající kolem Barnardovy hvězdy.
Tento červený trpaslík, který má pouze 8% hmotnosti Slunce, je v souhvězdí Berana a lze ho vidět pouze pomocí výkonných dalekohledů. Patří mezi nejbližší hvězdy ve vzdálenosti asi 12 světelných let..
Byl objeven v roce 2002 a kromě pozoruhodného vlastního pohybu se zdá, že má planety v tzv. Obyvatelné zóně.
Je to proměnlivý červený trpaslík v souhvězdí Lva a téměř 8 světelných let vzdálený od našeho Slunce. Jelikož je proměnnou hvězdou, jeho svítivost se periodicky zvyšuje, i když její světlice nejsou tak intenzivní jako u Proxima Centauri.
Zatím žádné komentáře