ЧЕРВОНИЙ КАРЛИК: ВІДКРИТТЯ, ХАРАКТЕРИСТИКИ, ЕВОЛЮЦІЯ, КОМПОЗИЦІЯ - АРТЕ - 2025

Червоний карлик маленькі, холодні зірки, маса яких становить від 0,08 до 0,8 рази більше маси Сонця Вони є найбільш поширеною і довше жили зіркою у Всесвіті: до трьох чвертей усіх відомих до цих пір. Через низьку освітленість їх не можна спостерігати неозброєним оком, незважаючи на те, що вони знаходяться поблизу Сонця: з 30 сусідніх зірок 20 - червоні карлики.

Найбільш помітною своєю близькістю до нас є Проксіма Кентаврі, в сузір’ї Кентавра, що знаходиться в 4,2 світлових років. Його відкрив у 1915 році шотландський астроном Роберт Іннес (1861-1933).

Малюнок 1. Червоний карлик Проксима Кентаврі є частиною зіркової системи Альфа Кентавра в сузір’ї Кентаврів. Джерело: ESA / Hubble & NASA через Wikimedia Commons.

Однак перед тим, як було виявлено Проксіму Кентаврі, телескоп французького астронома Джозефа де Лаланда (1732-1802) вже знайшов червоного карлика Лаланда 21185 у сузір'ї Великої Урси.

Термін "червоний карлик" використовується для позначення різних класів зірок, включаючи спектральні типи K і M, а також коричневих карликів, зірок, які насправді не такі, тому що вони ніколи не мали достатньої маси для запуску свого реактора внутрішній.

Спектральні типи відповідають температурі поверхні зірки, і її світло розпадається на ряд дуже характерних ліній.

Наприклад, спектральний тип K має температуру від 5000 до 3500 K і відповідає жовто-оранжевим зіркам, тоді як температура типу M менше 3500 K і вони є червоними зірками.

Наше Сонце має спектральний тип G, жовтого кольору та температури поверхні між 5000 і 6000 К. Зірки з певним спектральним типом мають багато спільних характеристик, найбільш визначальною з них є маса. Відповідно до маси зірки, така буде і її еволюція.

Характеристика червоних карликів

Червоні карлики мають певні характеристики, що їх диференціюють. Деякі ми вже згадували на початку:

-Маленький розмір.

-Низька температура поверхні.

-Невелика швидкість горіння матеріалу.

-Невелика освітленість.

Меса

Маса, як ми вже говорили, є головним атрибутом, який визначає категорію, до якої доходить зірка. Червоні карлики настільки рясні, оскільки утворюється більше зірок низької маси, ніж масивних.

Але цікаво, що час для формування зірок низької маси довший, ніж для дуже масових зірок. Вони ростуть набагато швидше, тому що сила тяжіння, яка ущільнює речовину в центрі, тим більша, чим більша маса там.

І ми знаємо, що необхідна певна кількість критичної маси, щоб температура була відповідною, щоб ініціювати реакції синтезу. Таким чином зірка починає своє доросле життя.

Сонце знадобилося десятки мільйонів років, але для зірки в 5 разів більше потрібно менше мільйона років, тоді як наймасовіші можуть почати світити в сотні тисяч.

Температура

Температура поверхні - це, як уже було сказано, ще одна важлива характеристика, яка визначає червоних карликів. Це має бути менше 5000 К, але не менше 2000 К, інакше це занадто круто, щоб бути справжньою зіркою.

Зоряні об'єкти з температурою нижче 2000 К не можуть мати ядра злиття і є перерваними зірками, які ніколи не досягали критичної маси: бурі карлики.

Поглиблений аналіз спектральних ліній може забезпечити різницю між червоним карликом і коричневим карликом. Наприклад, дані літію свідчать, що це червоний карлик, але якщо це метан або аміак, це, мабуть, коричневий карлик.

Спектральні типи та діаграма Герцспрунга-Рассела

Діаграма Герцспрунга-Рассела (діаграма HR) - це графік, який показує характеристики та еволюцію зірки відповідно до її спектральних характеристик. Сюди входить температура поверхні, яка, як ми вже говорили, є визначальним фактором, а також її світність.

Змінні, що складають графік, - це світність на вертикальній осі та ефективна температура на горизонтальній осі. Він був створений самостійно на початку 1900-х років астрономами Ейнар Герцспрунг та Генрі Рассел.

Рисунок 2. Діаграма HR, на якій зображені червоні карлики в основній послідовності, у правому нижньому куті. Джерело: Wikimedia Commons. ТО.

За своїм спектром зірки групуються за Гарвардською спектральною класифікацією із зазначенням температури зірки у такій послідовності літер:

OBAFGKM

Ми починаємо з найгарячіших зірок типу O, тоді як найхолодніші - тип M. На рисунку спектральні типи знаходяться внизу графіка, на синій кольоровій смужці зліва до досягнення рівня червоний справа.

Усередині кожного типу існують варіації, оскільки спектральні лінії мають різну інтенсивність, то кожен тип ділиться на 10 підкатегорій, позначених цифрами від 0 до 9. Чим менше число, тим гаряча зірка. Наприклад, Сонце типу G2, а Проксіма Кентаврі - М6.

Центральна область графіка, яка проходить приблизно по діагоналі, називається основною послідовністю. Більшість зірок є там, але їх еволюція може змусити їх піти і розмістити себе в інших категоріях, таких як червоний гігант або білий карлик. Все залежить від маси зірки.

Життя червоних карликів завжди відбувається в основній послідовності, а що стосується спектрального типу, то не всі гноми класу М - це червоні карлики, хоча більшість є. Але в цьому класі є також надгігантські зірки, такі як Бетельгейза та Антарес (угорі справа від діаграми HR).

Еволюція

Життя будь-якої зірки починається з колапсу міжзоряної речовини завдяки дії сили тяжіння. Оскільки речовина аглютинація, вона обертається все швидше і швидше і сплющується в диск, завдяки збереженню імпульсу кута. У центрі протостар, ембріон, так би мовити, майбутньої зірки.

З плином часу температура і щільність зростають, поки не буде досягнута критична маса, в якій термоядерний реактор починає свою активність. Це джерело енергії зірки в майбутньому і вимагає температури ядра близько 8 млн. К.

Запалювання в ядрі стабілізує зірку, оскільки вона компенсує гравітаційну силу, породжуючи гідростатичну рівновагу. Для цього потрібна маса від 0,01 до 100 разів більша від маси Сонця. Якщо маса більша, перегрівання призведе до катастрофи, яка знищить протостар.

Малюнок 3. У червоному карлику синтез водню в ядрі врівноважує силу тяжіння. Джерело: Ф. Сапата.

Після запуску термоядерного реактора і досягнення рівноваги зірки опиняються в основній послідовності діаграми HR. Червоні карлики випромінюють енергію дуже повільно, тому їх подача водню триває довго. Те, як червоний карлик випромінює енергію, здійснюється через механізм конвекції.

Перетворення енергії, що виробляє водень у гелій, проводиться у червоних карликів протонно-протоновими ланцюгами, послідовність, в якій один іон водню зливається з іншим. Температура сильно впливає на те, як відбувається цей синтез.

Після вичерпання водню реактор зірки перестає працювати і починається повільний процес охолодження.

Протонно-протонний ланцюг

Ця реакція дуже часто зустрічається у зірок, які щойно приєдналися до основної послідовності, а також у червоних карликів. Починається так:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν

Де e ⁺ - позитрон, ідентичний у всьому електрону, за винятком того, що його заряд є позитивним, а ν - нейтрино, легка і невловима частинка. Зі свого боку ² ₁ H - дейтерій або важкий водень.

Тоді буває:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

В останньому γ символізує фотон. Обидві реакції виникають двічі, в результаті чого:

³ ₂ Він + ³ ₂ Він → ⁴ ₂ Він + 2 ( ¹ ₁ Н)

Як зірка генерує енергію, роблячи це? Ну, є невелика різниця в масі реакцій, невелика втрата маси, яка перетворюється на енергію згідно з відомим рівнянням Ейнштейна:

E = mc ²

Оскільки ця реакція виникає незліченну кількість разів із залученням величезної кількості частинок, отримана енергія величезна. Але це не єдина реакція, яка відбувається всередині зірки, хоча вона найчастіша у червоних карликів.

Час життя зірки

Скільки часу живе зірка, також залежить від її маси. Наступне рівняння - це оцінка того часу:

Т = М ^-2,5

Тут Т час і М - маса. Використання великої літери доцільно, обумовлене часом і величезною масою.

Зірка, як Сонце, живе близько 10 мільярдів років, але зірка в 30 разів більша від маси Сонця живе 30 мільйонів років, а інша, навіть більш масивна, може прожити близько 2 мільйонів років. Так чи інакше, це вічність для людей.

Червоні карлики живуть набагато довше, завдяки парситу, з яким вони витрачають ядерне паливо. У той час, коли ми його переживаємо, червоний карлик триває вічно, оскільки час, необхідний для виснаження водню з ядра, перевищує передбачуваний вік Всесвіту.

Жодного червоного карлика ще не загинуло, тому все, що можна здогадуватися про те, як довго вони живуть, і яким буде їх кінець, відбувається завдяки комп’ютерному моделюванню моделей, створених з інформацією, яку ми маємо про них.

Відповідно до цих моделей, вчені прогнозують, що коли у червоного карлика вичерпається водень, він перетвориться в синього карлика.

Ніхто ще не бачив такої зірки, але, коли водень зношується, червоний карлик не переростає в червону зірку-гіганта, як колись наше Сонце. Він просто збільшує свою радіоактивність, а разом з нею і температуру поверхні, синіючи.

Склад червоних карликів

Склад зірок дуже схожий, здебільшого це величезні кульки водню та гелію. Вони зберігають деякі елементи, які були присутні у газі та пилу, що їх породили, тому вони також містять сліди елементів, які попередні зірки допомогли створити.

З цієї причини склад червоних карликів подібний до складу Сонця, хоча спектральні лінії суттєво відрізняються через температуру. Тож якщо зірка має слабкі водневі лінії, це не означає, що їй не вистачає цього елемента.

У червоних карликах є сліди інших важчих елементів, які астрономи називають «металами».

В астрономії це визначення не збігається з тим, що прийнято розуміти як метал, оскільки воно тут використовується для позначення будь-якого елемента, крім водню та гелію.

Навчання

Процес утворення зірок складний і на нього впливають численні змінні. Про цей процес ще багато невідомо, але, як вважається, він однаковий для всіх зірок, як описано в попередніх сегментах.

Коефіцієнт, який визначає розмір і колір зірки, пов'язаний з її температурою, - це кількість речовини, яку їй вдається додати завдяки силі тяжіння.

Проблема, яка хвилює астрономів і яку ще потрібно з’ясувати, - той факт, що червоні карлики містять елементи важчі за водень, гелій та літій.

З одного боку, теорія Великого вибуху передбачає, що перші сформовані зірки повинні складатися лише з трьох найлегших елементів. Однак важкі елементи були виявлені у червоних карликів.

І якщо ще не померли червоні гноми, це означає, що перші червоні гноми, що утворилися, все-таки повинні бути десь там, всі складені з легких елементів.

Тоді червоні карлики можуть сформуватися пізніше, тому що при їх створенні необхідна наявність важких елементів. Або що є червоні карлики першого покоління, але вони такі маленькі і з такою низькою світністю, що їх ще не виявили.

Приклади червоних карликів

Наступний Кентавр

Він знаходиться в 4,2 світлових років і має масу, еквівалентну одній восьмій від Сонця, але в 40 разів щільніше. Проксима має сильне магнітне поле, завдяки чому вона схильна до спалаху.

У Proxima також є принаймні одна відома планета: Proxima Centauri b, представлена ​​в 2016 році. Але, як вважають, її змітали спалахи, які зірка часто випромінює, тому навряд чи буде жити життя, принаймні не так що ми знаємо, оскільки викиди зірки містять рентгенівські промені.

Зірка Барнард

Малюнок 4. Порівняння розмірів між Сонцем, зіркою Барнарда та планетою Юпітер. Джерело: Wikimedia Commons.

Це дуже близький червоний карлик, відстань 5,9 світлових років, головною характеристикою якого є його велика швидкість, близько 90 км / с у напрямку Сонця.

Це видно через телескопи і як Proxima, він також схильний до спалахів і спалахів. Нещодавно на планеті була виявлена ​​орбітальна зірка.

Teegarden Star

Цей червоний карлик, який становить лише 8% маси Сонця, знаходиться в сузір'ї Овна і його можна побачити лише за допомогою потужних телескопів. Він знаходиться серед найближчих зірок, на відстані близько 12 світлових років.

Він був відкритий у 2002 році, і крім того, що він мав неабиякий власний рух, він, мабуть, має планети в так званій житловій зоні.

Вовк 359

Він є змінним червоним карликом у сузір'ї Лева і майже за 8 світлових років віддалений від нашого Сонця. Будучи змінною зіркою, її світність періодично збільшується, хоча спалахи не такі інтенсивні, як у Проксима Центавра.

Список літератури

1. Адамс, Ф. Червоні карлики і кінець основної послідовності. Відновлено з: astroscu.unam.mx.
2. Керролл, Б. Вступ до сучасної астрофізики. 2-й. Видання. Пірсон.
3. Космос. Червоні гноми. Відновлено з: astronomy.swin.edu.au.
4. Мартинес, Д. Зоряна еволюція. Відновлено з: Книги Google.
5. Тейлор, Н. Червоні гноми: найпоширеніші та найдовші зірки. Відновлено з: space.com.
6. Фракной, А. Спектри зірок (та коричневі гноми). Відновлено з: phys.libretexts.org.