Punainen kääpiö

Punainen kääpiö - Hertzsprung-Russell-kaavion mukaan pieni ja suhteellisen kylmä pääsarjan tähti , jonka spektrityyppi on M tai myöhäinen K. Ne ovat hyvin yleisiä tähtiä, erityisesti vanhoissa pallomaisissa klusteissa, kuten M3 , galaktinen halo . Punaisten kääpiöiden jakautuminen galaksissa on pallomainen, toisin kuin voimakkaasti säteilevät käsivarret, joiden kirkkaus johtuu kirkkaista nuorista tähdistä ja kaasumaisten klustereiden uudelleensäteilystä.

Yleiset ominaisuudet

Punaiset kääpiöt ovat aivan erilaisia kuin muut tähdet. Punaisten kääpiöiden massa ei ylitä kolmannesta auringon massasta (alempi massaraja eli Kumar-raja on 0,0767 raskaiden alkuaineiden tavanomaisella runsaudella [1] [2] M ☉ , sitten ruskeat kääpiöt tulevat ). Punaisen kääpiön fotosfäärin lämpötila voi nousta 3500 K :iin , mikä ylittää hehkulampun hehkulangan lämpötilan , joten nimensä vastaisesti punaiset kääpiöt, kuten lamput, säteilevät valoa, ei punaista, vaan okrankeltaista sävyä. Tämän tyyppiset tähdet säteilevät hyvin vähän valoa, joskus 10 000 kertaa vähemmän kuin aurinko. Vedyn alhaisen lämpöydinpolton vuoksi punaisilla kääpiöillä on erittäin pitkä elinikä - kymmenistä miljardeista kymmeniin triljooneihin vuosiin (punainen kääpiö, jonka massa on 0,1 Auringon massaa, palaa 10 biljoonaa vuotta) [2] . Heliumin lämpöydinreaktiot ovat mahdottomia punaisten kääpiöiden syvyyksissä , joten ne eivät voi muuttua punaisiksi jättiläisiksi . Ajan myötä ne kutistuvat ja kuumenevat yhä enemmän, kunnes ne käyttävät koko vetypolttoainevarastonsa ja muuttuvat vähitellen sinisiksi kääpiöiksi ja sitten valkoisiksi kääpiöiksi , joissa on heliumytime. Mutta alkuräjähdyksestä ei ole kulunut tarpeeksi aikaa, jotta punaiset kääpiöt voisivat poistua pääsarjasta .

Se, että punaiset kääpiöt pysyvät pääsarjassa, kun muut tähdet liikkuvat pois, mahdollistaa tähtijoukkojen iän määrittämisen etsimällä massa, jolla tähdet pakotetaan poistumaan pääsarjasta.

Punaisten kääpiöiden ominaisuudet [3]

Spektriluokka	Säde	Paino	Kirkkaus	Lämpötila	Tyypillisiä edustajia
Spektriluokka	R/R ☉	M/M ☉	L/L ☉	K	Tyypillisiä edustajia
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	Barnardin tähti
M5	0,20	0.14	0,0022	2800	GJ866AB
M6	0,15	0.10	0,0009	2600	Susi 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]

Punaiset kääpiöt maailmankaikkeudessa

Melkein kaikki paljaalla silmällä näkyvät tähdet ovat valkoisia tai sinisiä, joten saatat ajatella, että punaiset kääpiöt eivät ole yleisiä. Mutta todellisuudessa ne ovat yleisimpiä tähtityyppisiä esineitä universumissa [5] . Tärkeintä on, että himmeät tähdet kaukana eivät yksinkertaisesti ole näkyvissä. Aurinkoa lähinnä oleva tähti Proxima Centauri on punainen kääpiö (spektriluokka M5,5Ve; magnitudi 11,0 m ) , samoin kuin kaksikymmentä seuraavasta kolmestakymmenestä lähimmästä tähdestä. Kuitenkin niiden alhaisen kirkkauden vuoksi niitä tutkitaan vähän.

Alkuperäisten punaisten kääpiöiden ongelma

Yksi tähtitieteen mysteereistä on liian pieni määrä punaisia kääpiöitä, jotka eivät sisällä lainkaan metalleja. Big Bang -mallin mukaan ensimmäisen sukupolven tähtien olisi pitänyt sisältää vain vetyä ja heliumia (ja hyvin pienen määrän litiumia). Jos punaisia kääpiöitä olisi näiden tähtien joukossa, niitä tulisi tarkkailla tänään, mikä ei pidä paikkaansa. Yleisesti hyväksytty selitys on, että pienimassaisia tähtiä ei voi muodostua ilman raskaita alkuaineita. Koska lämpöydinreaktiot tapahtuvat kevyissä tähdissä, joissa on mukana vetyä metallien läsnä ollessa, varhainen pienimassainen prototähti, jossa ei ole metalleja, ei pysty "syttymään" ja sen on pakko pysyä kaasupilvenä, kunnes se vastaanottaa enemmän ainetta. Kaikki tämä tukee teoriaa, jonka mukaan ensimmäiset tähdet olivat erittäin massiivisia ja kuolivat pian ja sinkoutuivat ulos suuria määriä kevyiden tähtien muodostamiseen tarvittavia metalleja.

Elämää planeetoilla punaisten kääpiöiden ympärillä

Punaisten kääpiöiden lämpöydinreaktiot ovat "taloudellisia": nukleosynteesi näiden tähtien syvyyksissä on hidasta. Tämä johtuu lämpöydinreaktioiden nopeuden (noin neljäs potenssi) voimakkaasta riippuvuudesta lämpötilasta, joka on alhainen pienimassaisissa tähdissä. Siksi punaisten kääpiöiden elinkaari on satoja kertoja pidempi kuin keltaisten kääpiöiden (erityisesti Auringon). Jos yksinkertaisin elämä syntyi jollain planeetalla lähellä punaista kääpiötä, niin todennäköisyys, että siitä kehittyy jotain mielenkiintoista, on verrattoman korkeampi kuin sellaisilla suhteellisen lyhytikäisillä tähdillä kuin Auringon. Tämä johtuu siitä, että pitkälle järjestäytyneen elämän kehittyminen vie miljardeja vuosia.

Eksoplaneetat

Vuonna 2005 löydettiin punaisia kääpiöitä kiertäviä eksoplaneettoja . Yksi niistä on kooltaan verrattavissa Neptunukseen (noin 17 Maan massaa ). Tämä planeetta kiertää vain 6 miljoonaa kilometriä tähdestä (0,04 AU ), ja siksi sen pinnan lämpötilan tulisi olla noin 150 ° C huolimatta tähden alhaisesta valoisuudesta. Vuonna 2006 löydettiin Maan kaltainen planeetta. Se kiertää punaista kääpiötä 390 miljoonan kilometrin etäisyydellä (2,6 AU ) ja sen pintalämpötila on -220 °C. Vuonna 2007 planeettoja löydettiin punaisen kääpiön Gliese 581 asuttavalta vyöhykkeeltä , vuonna 2010 planeetta löydettiin asuttavalta vyöhykkeeltä lähellä Gliese 876 :ta . Vuonna 2014 Maan kokoinen planeetta Kepler-186f löydettiin asuttavalta vyöhykkeeltä [6] . Helmikuun 22. päivänä 2017 ilmoitettiin seitsemän Maan kaltaisen planeetan löytämisestä punaisen kääpiön TRAPPIST-1 :n ympäriltä . Kolme niistä on asumiskelpoisella vyöhykkeellä [7] .

Planeetan ilmastoon liittyviä ongelmia

Koska punaiset kääpiöt ovat melko himmeitä, Maan tehollisen kiertoradan on oltava lähellä tähteä. Mutta planeetta, joka on liian lähellä tähteä, tulee pysyvästi kohti sitä toiselta puolelta . Tätä ilmiötä kutsutaan vuoroveden sieppaamiseksi . Se voi aiheuttaa lämpötilaeron eri pallonpuoliskoilla (yöllä ja päivällä), koska päivällä on aina lämmin (ehkä hyvin kuuma) ja yöllä lämpötila voi lähestyä absoluuttista nollaa . Tiheä ilmakehä voisi kuitenkin siirtää jonkin verran lämpöä varjopuoliskolle, mutta tämä puolestaan aiheuttaisi voimakkaita tuulia.

Punaiset kääpiöt ovat monta kertaa aktiivisempia kuin aurinko (tällaisten tähtien tuuli ei ole paljon heikompi kuin Auringon). Erittäin voimakkaat auringonpurkaukset punaisessa kääpiöjärjestelmässä voivat olla haitallisia mahdolliselle elämälle planeetalla. Planeetan magneettikenttä voisi osittain ratkaista tämän ongelman muodostamalla esteen säteilylle , mutta planeetoilla, joissa on vuorovesi sieppaamista, sitä ei useimmissa tapauksissa voi saada, koska planeetan kiertoliikkeen puuttuminen tarkoittaa myös ydinkierron puuttumista. Magnetosfäärin roolia kosmiselta säteilyltä suojaamisessa on kuitenkin pitkään yliarvioitu, ja pelkkä ilmakehän suojaava ominaisuus voisi riittää [8] .

Tyypilliset punaiset kääpiöt

Proxima Centauri - (M5,5 Ve) - etäisyys 1,31 kpl ; valovoima - 0,000 072 aurinko;
Barnard's Star - (M5V) - etäisyys 1,83 kpl ; valovoima - 0,000 450 aurinko;
Wolf 359 - (dM6e) - etäisyys 2,34 kpl ; valovoima - 0,000 016 aurinko;
Ross 154 - (dM4e) - etäisyys 2,93 kpl ; valovoima - 0,000 380 aurinko;
Ross 248 - (dM6e) - etäisyys 3,16 kpl ; valovoima - 0,000 110 aurinko;
Ross 128 - (dM5) - etäisyys 3,34 kpl ; valovoima - 0,000 080 aurinko;
Gliese 581 - (M3V) - etäisyys 6,27 kpl ; valovoima - 0,013 aurinko;
TRAPPIST-1 - ( M8V ) - etäisyys 12,10 kpl ; valovoima - 0,000 525 aurinko.

Muistiinpanot

↑ Burrows, A., Hubbard, WB, Saumon, D., Lunine, JI Laajennettu joukko ruskea kääpiö ja erittäin pienimassainen tähtimalli // The Astrophysical Journal : op. tieteellinen -lehteä . - IOP Publishing , 1993. - Voi. 406 , no. 1 . - s. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . - .
↑ 1 2 Fred C. Adams & Gregory Laughlin (U. Michigan) (1997), A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects, s. 5, arΧiv : astro-ph/9701131 [astro-ph]. (englanniksi) (Pääsekvenssissä oleskelun kestosta: Katso s. 5. - kaava (2.1a): , jossa pienimassaisille tähdille otetaan arvo α ≈ 3 - 4. Jos otetaan arvo α = 3, niin punainen kääpiö, jonka massa on 0,1 M ⊙ , palaa 1⋅10 13 vuotta ... Jos otamme arvon α = 4 ja punaisen kääpiön massaksi M * = 0,0767 M ⊙ , niin tällainen punainen kääpiö kääpiö palaisi 2,9⋅10 14 vuotta .) $_{{\tau _{\ast }=10^{{10}}v\vasen[{M_{\ast } \yli 1M_{\odot }}\oikea]^{{-\alpha }}}}$
↑ Kaltenegger, L.; Traub, WA Earth-like Planets Transits of Earth-like Planets // The Astrophysical Journal : op. tieteellinen -lehteä . - IOP Publishing , 2009. - Voi. 698 , no. 1 . - s. 519-527 . - doi : 10.1088/0004-637X/698/1/519 . - .
↑ Caballero J. Levein ultraviileä binääri // Astronomy and Astrophysics : op . tieteellinen -lehteä . - EDP Sciences , 2007. - Voi. 462 . -P.L61- L64 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066814 . - .
↑ Deepak Chopra, Minas Kafatos. Sinä olet Kosmos. Kuinka löytää maailmankaikkeus itsestäsi ja miksi se on tärkeää . - Litraa, 29.10.2017. — 329 s. - ISBN 978-5-04-074474-9 . Arkistoitu 6. kesäkuuta 2020 Wayback Machinessa
↑ Kepler on löytänyt ensimmäisen maan kokoisen eksoplaneetan asuttavalta alueelta! . Haettu 18. huhtikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 18. huhtikuuta 2014. (määrätön)
↑ Northon, Karen . NASA Telescope paljastaa ennätysten rikkovan eksoplaneetan löydön (englanniksi) , NASA (22. helmikuuta 2017). Arkistoitu alkuperäisestä 5. maaliskuuta 2017. Haettu 22. helmikuuta 2017.
↑ Maan magneettikenttä ei suojaa säteilyltä . Haettu 1. toukokuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 8. helmikuuta 2017. (määrätön)

Kirjallisuus

Alpert, Mark (marraskuu 2005). Red Star Rising. Scientific American , s. viisitoista.
Yleistä tähteä kiertävä Neptunuksen kokoinen planeetta vihjaa moniin muihin

Linkit

A. Burrows; WB Hubbard; D. Saumon; JI Lunin. Laajennettu joukko ruskeita kääpiöitä ja erittäin pienimassaisia tähtimalleja // The Astrophysical Journal : Journal. - IOP Publishing , 1993. - Voi. 406 , no. 1 . - s. 158-171 . - doi : 10.1086/172427 . - .
VLT-interferometri mittaa Proxima Centaurin ja muiden lähellä olevien tähtien koon , European Southern Observatory (19. marraskuuta 2002). Arkistoitu alkuperäisestä 3. tammikuuta 2007. Haettu 12. tammikuuta 2007.

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Hienoa norjalaista Britannica (verkossa)
Bibliografisissa luetteloissa	GND : 4178529-0