EEN rode dwerg Het is een kleine en koude ster met een massa tussen 0,08 en 0,8 keer de massa van de zon. Het zijn de meest voorkomende en langstlevende sterren in het universum: tot driekwart van alle tot dusver bekende sterren. Vanwege hun lage helderheid zijn ze niet waarneembaar met het blote oog, ondanks dat ze talrijk zijn in de buurt van de zon: van de 30 nabije sterren zijn er 20 rode dwergen.
Het meest opmerkelijk vanwege zijn nabijheid tot ons is Proxima Centauri, in het sterrenbeeld Centaurus, 4,2 lichtjaar verwijderd. Het werd in 1915 ontdekt door de Schotse astronoom Robert Innes (1861-1933).
Voordat Proxima Centauri werd ontdekt, had de telescoop van de Franse astronoom Joseph de Lalande (1732-1802) echter al de rode dwerg Lalande 21185 gevonden in het sterrenbeeld Grote Beer..
De term 'rode dwerg' wordt gebruikt om te verwijzen naar verschillende klassen van sterren, inclusief die met spectraaltype K en M, evenals bruine dwergen, sterren die niet echt zo zijn, omdat ze nooit genoeg massa hadden om hun interne reactor te starten..
De spectraaltypen komen overeen met de oppervlaktetemperatuur van de ster en het licht wordt opgesplitst in een reeks zeer karakteristieke lijnen..
Het spectraaltype K heeft bijvoorbeeld tussen de 5000 en 3500 K in temperatuur en komt overeen met geeloranje sterren, terwijl de temperatuur van het type M lager is dan 3500 K en het zijn rode sterren..
Onze zon is van het spectraaltype G, geel van kleur en een oppervlaktetemperatuur tussen 5000 en 6000 K. Sterren met een bepaald spectraaltype hebben veel gemeenschappelijke kenmerken, waarvan de meest bepalende is de massa. Volgens de massa van een ster zal dit zijn evolutie zijn.
Artikel index
Rode dwergen hebben bepaalde kenmerken die hen onderscheiden. We hebben er in het begin al een paar genoemd:
-Klein formaat.
-Lage oppervlaktetemperatuur.
-Laag materiaalverbrandingspercentage.
-Slechte helderheid.
Massa, zoals we al zeiden, is het belangrijkste kenmerk dat de categorie definieert die een ster bereikt. Rode dwergen zijn zo overvloedig omdat er meer sterren met een lage massa worden gevormd dan zware sterren.
Maar interessant is dat de vorming van sterren met een lage massa langer duurt dan voor zeer zware sterren. Deze groeien veel sneller omdat de zwaartekracht die de materie in het centrum comprimeert groter is naarmate er meer massa is..
En we weten dat er een bepaalde hoeveelheid kritische massa nodig is om de temperatuur geschikt te maken om fusiereacties op gang te brengen. Op deze manier begint de ster zijn volwassen leven.
De zon heeft tientallen miljoenen jaren nodig gehad om zich te vormen, maar een ster die vijf keer zo groot is, heeft minder dan een miljoen jaar nodig, terwijl de meest massieve sterren in honderdduizenden kunnen beginnen te schijnen..
De oppervlaktetemperatuur is, zoals eerder vermeld, een andere belangrijke bepalende eigenschap van rode dwergen. Het moet minder zijn dan 5000K, maar niet minder dan 2000K, anders is het te cool om een echte ster te zijn.
Stellaire objecten met een temperatuur lager dan 2000 K kunnen geen fusiekern hebben en zijn afgebroken sterren, die nooit een kritische massa hebben bereikt: bruine dwergen.
Een diepere analyse van de spectraallijnen kan het verschil tussen rode dwerg en bruine dwerg verzekeren. Bewijs van lithium suggereert bijvoorbeeld dat het een rode dwerg is, maar als het methaan of ammoniak is, is het waarschijnlijk een bruine dwerg..
Het Hertzsprung-Russell-diagram (H-R-diagram) is een grafiek die de kenmerken en evolutie van een ster laat zien volgens zijn spectrale kenmerken. Dit omvat de temperatuur van het oppervlak, die, zoals we al zeiden, een bepalende factor is, evenals de helderheid ervan..
De variabelen waaruit de grafiek bestaat, zijn helderheid op de verticale as en effectieve temperatuur op de horizontale as. Het werd in het begin van de 20e eeuw onafhankelijk gemaakt door astronomen Ejnar Hertzsprung en Henry Russell..
Volgens hun spectrum zijn de sterren gegroepeerd volgens de spectrale classificatie van Harvard, waarbij de temperatuur van de ster wordt aangegeven in de volgende reeks letters:
O B A F G K M
We beginnen met de heetste sterren, die van type O, terwijl de koudste die van type M zijn. In de figuur staan de spectraaltypen in het onderste deel van de grafiek, op de balk blauw gekleurd aan de linkerkant tot aan de rode rechterkant.
Binnen elk type zijn er variaties, aangezien de spectraallijnen een verschillende intensiteit hebben, is elk type onderverdeeld in 10 subcategorieën, aangegeven met nummers van 0 tot 9. Hoe lager het nummer, hoe heter de ster. De zon is bijvoorbeeld type G2 en Proxima Centauri is M6.
Het centrale gebied van de grafiek, dat ongeveer diagonaal verloopt, wordt genoemd hoofdreeks. De meeste sterren zijn er, maar hun evolutie kan ertoe leiden dat ze tevoorschijn komen en zichzelf in andere categorieën plaatsen, zoals een rode reus of een witte dwerg. Het hangt allemaal af van de massa van de ster.
Het leven van rode dwergen vindt altijd plaats in de hoofdreeks, en in termen van spectraaltype zijn niet alle M-klasse dwergen rode dwergen, hoewel de meeste dat wel zijn. Maar in deze klasse zijn er ook superreussterren zoals Betelgeuze en Antares (rechtsboven in het H-R-diagram).
Het leven van elke ster begint met de ineenstorting van interstellaire materie dankzij de werking van de zwaartekracht. Terwijl materie agglutineert, roteert het steeds sneller en vlakt het af tot een schijf, dankzij het behoud van het impulsmoment. In het midden staat de protoster, het embryo om zo te zeggen van de toekomstige ster.
Naarmate de tijd verstrijkt, nemen de temperatuur en de dichtheid toe, totdat een kritische massa is bereikt, waarin de fusiereactor zijn activiteit begint. Dit is de energiebron voor de ster in de komende tijd en heeft een kerntemperatuur van ongeveer 8 miljoen K nodig.
De ontsteking in de kern stabiliseert de ster, omdat deze de zwaartekracht compenseert, waardoor het hydrostatische evenwicht ontstaat. Dit vereist een massa tussen 0,01 en 100 keer de massa van de zon. Als de massa groter is, zou oververhitting een catastrofe veroorzaken die de protoster zou vernietigen..
Zodra de fusiereactor is gestart en het evenwicht is bereikt, komen de sterren in de hoofdreeks van het H-R-diagram terecht. Rode dwergen zenden heel langzaam energie uit, dus hun waterstoftoevoer duurt lang. De manier waarop een rode dwerg energie afgeeft, is via het mechanisme van convectie.
De energieproducerende omzetting van waterstof naar helium vindt plaats in rode dwergen bij proton-proton-ketens, een volgorde waarin het ene waterstofion met het andere versmelt. De temperatuur heeft grote invloed op de manier waarop deze versmelting plaatsvindt.
Zodra de waterstof op is, stopt de reactor van de ster met werken en begint het langzame afkoelproces..
Deze reactie is heel gebruikelijk bij sterren die net zijn toegetreden tot de hoofdreeks, en ook bij rode dwergen. Het begint als volgt:
1 1H. + 11H → twee1H + e+ + ν
Waar e+ is een positron, identiek in elk opzicht aan het elektron, behalve dat zijn lading positief is en ν het is een neutrino, een licht en ongrijpbaar deeltje. Voor zijn deel twee1H is deuterium of zware waterstof.
Dan gebeurt het:
1 1H. + twee1H → 3tweeHij + γ
In het laatste symboliseert γ een foton. Beide reacties komen twee keer voor, wat resulteert in:
3tweeik heb + 3tweeIk heb → 4tweeHij + 2 (1 1H)
Hoe wekt de ster energie op door dit te doen? Welnu, er is een klein verschil in de massa van de reacties, een klein verlies aan massa dat wordt omgezet in energie volgens de beroemde vergelijking van Einstein:
E = mctwee
Omdat deze reactie talloze keren plaatsvindt met een enorm aantal deeltjes, is de energie die wordt verkregen enorm. Maar het is niet de enige reactie die plaatsvindt in een ster, hoewel het het meest voorkomt bij rode dwergen..
Hoe lang een ster leeft, hangt ook af van zijn massa. De volgende vergelijking is een schatting van die tijd:
T = M-2.5
Hier is T tijd en M is massa. Het gebruik van hoofdletters is gepast vanwege de tijd en de enorme omvang van de massa.
Een ster als de zon leeft ongeveer 10 miljard jaar, maar een ster die 30 keer zo zwaar is als de zon, leeft 30 miljoen jaar en een andere, nog zwaarder, kan ongeveer 2 miljoen jaar leven. Het is hoe dan ook een eeuwigheid voor mensen.
Rode dwergen leven veel langer dan dat, dankzij de spaarzaamheid waarmee ze hun nucleaire brandstof besteden. Voor de doeleinden van de tijd zoals we die ervaren, duurt een rode dwerg eeuwig, omdat de tijd die nodig is om de waterstof uit de kern uit te putten de geschatte leeftijd van het heelal overschrijdt.
Er zijn nog geen rode dwergen gestorven, dus alles wat kan worden gespeculeerd over hoe lang ze leven en wat hun einde zal zijn, is te danken aan computersimulaties van modellen die zijn gemaakt met de informatie die we over hen hebben..
Volgens deze modellen voorspellen wetenschappers dat wanneer een rode dwerg geen waterstof meer heeft, deze zal veranderen in een blauwe dwerg.
Niemand heeft ooit zo'n ster gezien, maar als de waterstof opraakt, breidt een rode dwerg zich niet uit tot een rode reuzenster, zoals onze zon dat ooit zal doen. Het verhoogt gewoon zijn radioactiviteit en daarmee zijn oppervlaktetemperatuur, die blauw wordt.
De samenstelling van de sterren lijkt erg op elkaar, voor het grootste deel zijn het enorme ballen van waterstof en helium. Ze houden enkele elementen vast die aanwezig waren in het gas en stof waaruit ze voortkwamen, dus bevatten ze ook sporen van de elementen die de voorgaande sterren hebben helpen creëren..
Om deze reden is de samenstelling van rode dwergen vergelijkbaar met die van de zon, hoewel de spectraallijnen aanzienlijk verschillen vanwege de temperatuur. Dus als een ster zwakke waterstoflijnen heeft, betekent dit niet dat hij dit element mist..
In rode dwergen zijn er sporen van andere zwaardere elementen, die astronomen 'metalen' noemen.
In de astronomie valt die definitie niet samen met wat algemeen wordt begrepen als metaal, aangezien het hier wordt gebruikt om naar elk element te verwijzen, behalve waterstof en helium..
Het stervormingsproces is complex en wordt beïnvloed door talrijke variabelen. Er is nog veel onbekend over dit proces, maar er wordt aangenomen dat het voor alle sterren hetzelfde is, zoals beschreven in de vorige segmenten..
De factor die de grootte en kleur van een ster bepaalt, in verband met zijn temperatuur, is de hoeveelheid materie die hij dankzij de zwaartekracht weet toe te voegen..
Een kwestie die astronomen zorgen baart en nog moet worden opgehelderd, is het feit dat rode dwergen elementen bevatten die zwaarder zijn dan waterstof, helium en lithium..
Enerzijds voorspelt de oerknaltheorie dat de eerste gevormde sterren alleen uit de drie lichtste elementen moeten bestaan. Bij rode dwergen zijn echter zware elementen aangetroffen.
En als er nog geen rode dwergen zijn gestorven, betekent dit dat de eerste rode dwergen die zich hebben gevormd daar nog steeds ergens moeten zijn, allemaal gemaakt van lichte elementen..
Dan kunnen de rode dwergen zich later hebben gevormd, omdat de aanwezigheid van zware elementen vereist is bij het maken ervan. Of dat er eerste generatie rode dwergen zijn, maar omdat ze zo klein zijn en zo weinig licht hebben, zijn ze nog niet ontdekt..
Het is 4,2 lichtjaar verwijderd en heeft een massa die gelijk is aan een achtste van die van de zon, maar 40 keer dichter. Proxima heeft een sterk magnetisch veld, waardoor het vatbaar is voor overstraling.
Proxima heeft ook minstens één bekende planeet: Proxima Centauri b, onthuld in 2016. Maar er wordt aangenomen dat deze is weggespoeld door de fakkels die de ster vaak afgeeft, dus het is onwaarschijnlijk dat er leven zal zijn, althans niet zoals we weten, omdat de emissies van de ster röntgenstralen bevatten.
Het is een zeer nabije rode dwerg, 5,9 lichtjaar verwijderd, waarvan het belangrijkste kenmerk zijn grote snelheid is, ongeveer 90 km / s in de richting van de zon..
Het is zichtbaar door telescopen en net als Proxima is het ook vatbaar voor fakkels en fakkels. Onlangs werd een planeet ontdekt in een baan om de ster van Barnard.
Deze rode dwerg van slechts 8% van de massa van de zon staat in het sterrenbeeld Ram en is alleen te zien met krachtige telescopen. Het is een van de dichtstbijzijnde sterren, op een afstand van ongeveer 12 lichtjaar..
Het werd ontdekt in 2002 en naast een opmerkelijke eigen beweging lijkt het planeten te hebben in de zogenaamde bewoonbare zone..
Het is een variabele rode dwerg in het sterrenbeeld Leeuw en op bijna 8 lichtjaar afstand van onze zon. Omdat het een variabele ster is, neemt zijn helderheid periodiek toe, hoewel zijn fakkels niet zo intens zijn als die van Proxima Centauri..
Niemand heeft nog op dit artikel gereageerd.