ČERVENÝ TRPASLÍK: OBJEV, VLASTNOSTI, VÝVOJ, SLOŽENÍ - ARTE - 2025

Červený trpaslík je malá, chladná hvězda, jejíž hmotnost se pohybuje mezi 0,08 a 0,8 krát větší než hmotnost Slunce jsou nejhojnější a nejdelší-žil hvězdy ve vesmíru: až tři čtvrtiny všech dosud známých. Vzhledem k jejich nízké svítivosti nejsou pouhým okem pozorovatelné, přestože jsou četné v blízkosti Slunce: z 30 blízkých hvězd je 20 červených trpaslíků.

Nejvýznamnější pro svou blízkost k nám je Proxima Centauri, v souhvězdí Centaurus, vzdáleném 4,2 světelných let. Objevil jej v roce 1915 skotský astronom Robert Innes (1861-1933).

Obrázek 1. Červený trpaslík Proxima Centauri je součástí hvězdného systému Alpha Centauri v souhvězdí Centauri. Zdroj: ESA / Hubble & NASA prostřednictvím Wikimedia Commons.

Předtím, než byl objeven Proxima Centauri, však dalekohled francouzského astronoma Josepha de Lalande (1732 - 1802) již našel červený trpaslík Lalande 21185 v souhvězdí Ursa Major.

Termín „červený trpaslík“ se používá k označení různých tříd hvězd, včetně hvězd se spektrálními typy K a M, jakož i hnědých trpaslíků, hvězd, které ve skutečnosti takové nejsou, protože nikdy neměly dostatek hmoty k zahájení reaktoru vnitřní.

Spektrální typy odpovídají povrchové teplotě hvězdy a její světlo se rozpadá na řadu velmi charakteristických čar.

Například spektrální typ K má teplotu mezi 5000 a 3500 K a odpovídá žlutooranžovým hvězdám, zatímco teplota typu M je menší než 3500 K a jsou to červené hvězdy.

Naše Slunce je spektrální typ G, žluté barvy a má povrchovou teplotu mezi 5000 a 6000 K. Hvězdy s určitým spektrálním typem mají mnoho společných charakteristik, z nichž nejvíce určují hmotnost. Podle hmotnosti hvězdy bude také její vývoj.

Charakteristika červených trpaslíků

Červení trpaslíci mají určité vlastnosti, které je odlišují. Některé jsme již zmínili na začátku:

- Malá velikost.

- Nízká povrchová teplota.

- Nízká rychlost spalování materiálu.

- Nízká svítivost.

Hmotnost

Hmota, jak jsme řekli, je hlavním atributem, který definuje kategorii, ke které hvězda dosáhne. Červení trpaslíci jsou tak hojní, protože vzniklo více hvězd s nízkou hmotností než hmotných hvězd.

Zajímavé je, že čas potřebný k vytvoření hvězd s nízkou hmotností je delší než u velmi hmotných hvězd. Ty rostou mnohem rychleji, protože gravitační síla, která zhutňuje hmotu ve středu, je větší, čím větší je hmota.

A víme, že k tomu, aby byla teplota přiměřená, je zapotřebí určité množství kritické hmoty, aby bylo možno zahájit fúzní reakce. Hvězda tak začíná svůj dospělý život.

Vytvoření Slunce trvalo desítky milionů let, ale hvězda 5krát větší vyžaduje méně než milion let, zatímco ty nejhmotnější mohou začít svítit stovky tisíc.

Teplota

Teplota povrchu je, jak již bylo zmíněno, další důležitá vlastnost, která definuje červené trpaslíky. Mělo by to být méně než 5 000 K, ale ne méně než 2 000 K, jinak je příliš cool na to, aby byla skutečnou hvězdou.

Hvězdné objekty s teplotou pod 2 000 K nemohou mít fúzní jádro a jsou to přerušené hvězdy, které nikdy nedosáhly kritické hmotnosti: hnědé trpaslíky.

Hlubší analýza spektrálních čar může zajistit rozdíl mezi červeným trpaslíkem a hnědým trpaslíkem. Například důkaz o lithiu naznačuje, že je to červený trpaslík, ale pokud je to metan nebo amoniak, je to pravděpodobně hnědý trpaslík.

Spektrální typy a Hertzsprung-Russellův diagram

Hertzsprung-Russellův diagram (HR diagram) je graf, který ukazuje charakteristiky a vývoj hvězdy podle jejích spektrálních charakteristik. To zahrnuje teplotu povrchu, která, jak jsme již řekli, je určujícím faktorem, jakož i její svítivost.

Proměnné, které tvoří graf, jsou jas na vertikální ose a efektivní teplota na horizontální ose. Byl vytvořen nezávisle na počátku 20. století astronomy Ejnar Hertzsprung a Henry Russell.

Obrázek 2. HR diagram ukazující červené trpaslíky v hlavní sekvenci, v pravém dolním rohu. Zdroj: Wikimedia Commons. ŽE.

Podle jejich spektra jsou hvězdy seskupeny podle Harvardovy spektrální klasifikace, přičemž teplotu hvězdy uvádějí v následujícím pořadí písmen:

OBAFGKM

Začínáme s nejžhavějšími hvězdami typu O, zatímco nejchladnější jsou typu M. Na obrázku jsou spektrální typy v dolní části grafu, na modrém barevném pruhu vlevo, dokud nedosáhneme červená vpravo.

V každém 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 je hvězda teplejší. Například Slunce je typu G2 a Proxima Centauri je M6.

Střední oblast grafu, která běží zhruba diagonálně, se nazývá hlavní sekvence. Většina hvězd je tam, ale jejich vývoj je může vést k tomu, aby odešli a umístili se do jiných kategorií, jako je červený obr nebo bílý trpaslík. Vše záleží na hmotnosti hvězdy.

Život červených trpaslíků se vždy odehrává v hlavní posloupnosti, a co se týče spektrálního typu, ne všichni trpaslíci třídy M jsou červení trpaslíci, i když většina z nich je. Ale v této třídě jsou také supergiantní hvězdy jako Betelgeuse a Antares (vpravo nahoře v HR diagramu).

Vývoj

Život jakékoli hvězdy začíná kolapsem mezihvězdné hmoty díky působení gravitace. Jak se hmota aglutinuje, díky zachování úhlové hybnosti se otáčí rychleji a rychleji a zplošťuje se na disk. Ve středu je protostar, embryo, abych tak řekl o budoucí hvězdě.

Postupem času se teplota a hustota zvyšují, dokud není dosaženo kritické hmotnosti, ve které fúzní reaktor začíná svou aktivitu. Toto je energetický zdroj hvězdy v nadcházející době a vyžaduje teplotu jádra asi 8 milionů K.

Zapalování v jádru stabilizuje hvězdu, protože kompenzuje gravitační sílu, což vede k hydrostatické rovnováze. To vyžaduje hmotnost mezi 0,01 a 100 násobkem hmotnosti Slunce. Pokud je hmota větší, přehřátí by způsobilo katastrofu, která by zničila protostar.

Obrázek 3. U červeného trpaslíka fúze vodíku v jádru vyrovnává gravitační sílu. Zdroj: F. Zapata.

Jakmile je fúzní reaktor spuštěn a je dosaženo rovnováhy, hvězdy končí v hlavní sekvenci HR diagramu. Červení trpaslíci emitují energii velmi pomalu, takže jejich zásobování vodíkem trvá dlouho. Způsob, jakým červený trpaslík vyzařuje energii, je mechanismem konvekce.

Energetická přeměna vodíku na helium se provádí v červených trpaslících proton-protonovými řetězci, což je sekvence, ve které jeden vodíkový ion fúzuje s druhým. Teplota velmi ovlivňuje způsob, jakým k této fúzi dochází.

Jakmile je vodík vyčerpán, hvězdný reaktor přestane fungovat a začíná proces pomalého chlazení.

Proton-protonový řetězec

Tato reakce je velmi běžná u hvězd, které se právě připojily k hlavní sekvenci, stejně jako u červených trpaslíků. Začíná to takto:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + v

Kde e ⁺ je pozitron, ve všem identický s elektronem, až na to, že jeho náboj je kladný a ν je neutrino, lehká a nepolapitelná částice. Pro jeho část ² ₁ H je deuterium nebo těžký vodík.

Pak se to stane:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + y

V posledním případě symbolizuje y foton. Obě reakce se vyskytují dvakrát, což má za následek:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 (¹ ₁ H)

Jak hvězda tím vytváří energii? Existuje nepatrný rozdíl v hmotnosti reakcí, malá ztráta hmoty, která se podle Einsteinovy ​​slavné rovnice mění na energii:

E = mc ²

Vzhledem k tomu, že k této reakci dochází bezpočet časů a zahrnuje obrovské množství částic, získaná energie je obrovská. Není to však jediná reakce, která se odehrává uvnitř hvězdy, i když je to nejčastější u červených trpaslíků.

Životní doba hvězdy

Jak dlouho hvězda žije, také závisí na její hmotnosti. Následující rovnice je odhadem této doby:

T = M ^-2,5

T je čas a M je hmotnost. Použití velkých písmen je vhodné vzhledem k času a enormitě masy.

Hvězda jako Slunce žije asi 10 miliard let, ale hvězda 30krát větší než hmotnost Slunce žije 30 milionů let a další ještě mohutnější může žít asi 2 miliony let. V každém případě je to pro lidi věčnost.

Červení trpaslíci žijí mnohem déle než to díky parsimonii, s níž utratí své jaderné palivo. Pro účely času, jak jej prožíváme, trvá červený trpaslík věčně, protože doba, kterou potřebuje k vyčerpání vodíku z jádra, přesahuje odhadovaný věk vesmíru.

Žádní červení trpaslíci ještě nezemřeli, takže vše, co lze spekulovat o tom, jak dlouho žijí a jaký bude jejich konec, je díky počítačové simulaci modelů vytvořených s informacemi, které o nich máme.

Podle těchto modelů vědci předpovídají, že když dojde červený vodík, dojde k jeho přeměně na modrý trpaslík.

Nikdo nikdy neviděl hvězdu tohoto druhu, ale jak se vodík vytrácí, červený trpaslík se nerozšíří na červenou obří hvězdu, jak naše Slunce jednoho dne. Jednoduše zvyšuje jeho radioaktivitu a tím i jeho povrchovou teplotu, která se změní na modrou.

Složení červených trpaslíků

Složení hvězd je velmi podobné, z velké části jsou to obrovské koule vodíku a helia. Zachovávají si některé z prvků, které byly přítomny v plynu a prachu, který jim dal vznik, takže obsahují také stopy prvků, které předchozí hvězdy pomohly vytvořit.

Z tohoto důvodu je složení červených trpaslíků podobné složení Slunce, i když spektrální linie se v důsledku teploty výrazně liší. Pokud má hvězda slabé vodíkové čáry, neznamená to, že jí tento prvek chybí.

V červených trpaslících jsou stopy dalších těžších prvků, které astronomové nazývají „kovy“.

V astronomii se tato definice neshoduje s tím, co se běžně chápe jako kov, protože se zde používá k označení jakéhokoli prvku, s výjimkou vodíku a helia.

Výcvik

Proces vytváření hvězd je složitý a ovlivňován četnými proměnnými. O tomto procesu je toho stále mnoho, ale věří 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 dokáže díky gravitační síle přidat.

Otázka, která znepokojuje astronomy a která zbývá 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 ještě nezemřeli žádní červení trpaslíci, znamená to, že první červení trpaslíci, kteří se utvořili, musí být někde někde venku, všichni tvoření světelných prvků.

Potom se červení trpaslíci mohli utvořit později, protože pro jejich vytvoření je nutná přítomnost těžkých prvků. Nebo že existují červení trpaslíci první generace, ale jsou tak malí a s tak nízkou svítivostí, dosud nebyli objeveni.

Příklady červených trpaslíků

Další Centauri

Je vzdálená 4,2 světelných let a má hmotnost ekvivalentní jedné osmé hmotnosti Slunce, ale 40krát hustší. Proxima má silné magnetické pole, díky kterému je náchylné ke vzplanutí.

Proxima má také alespoň jednu známou planetu: Proxima Centauri b, představená v roce 2016. Předpokládá se však, že byla odplavena světlicemi, které hvězda často vysílá, takže je nepravděpodobné, že udrží život, alespoň ne tak že víme, protože emise hvězdy obsahují rentgenové paprsky.

Barnardova hvězda

Obrázek 4. Porovnání velikostí mezi Sluncem, Barnardovou hvězdou a planetou Jupiter. Zdroj: Wikimedia Commons.

Je to velmi blízký červený trpaslík vzdálený 5,9 světelných let, jehož hlavní charakteristikou je jeho velká rychlost, asi 90 km / s ve směru na Slunce.

Je viditelný dalekohledy a stejně jako Proxima je náchylný k vzplanutí a vzplanutí. Nedávno byla objevena planeta obíhající kolem Barnardovy hvězdy.

Teegardenská hvězda

Tento červený trpaslík jen 8% hmoty Slunce je v souhvězdí Berana a lze jej vidět pouze u výkonných dalekohledů. Patří mezi nejbližší hvězdy ve vzdálenosti asi 12 světelných let.

Byl objeven v roce 2002 a kromě toho, že má vlastní pozoruhodný pohyb, má planety v tzv. Obyvatelné zóně.

Wolf 359

Je to proměnný červený trpaslík v souhvězdí Leo a je téměř 8 světelných let od našeho Slunce. Jelikož je proměnlivou hvězdou, její svítivost se periodicky zvyšuje, i když její světlice nejsou tak intenzivní jako světlice Proxima Centauri.

Reference

1. Adams, F. Red trpaslíci a konec hlavní sekvence. Obnoveno z: astroscu.unam.mx.
2. Carroll, B. Úvod do moderní astrofyziky. 2. Edice. Pearson.
3. Kosmos. Červení trpaslíci. Obnoveno z: astronomy.swin.edu.au.
4. Martínez, D. Hvězdná evoluce. Obnoveno z: Knihy Google.
5. Taylor, N. Red Dwarfs: Nejčastější a nejdéle živé hvězdy. Obnoveno z: space.com.
6. Fraknoi, A. Spectra of Stars (a Brown Dwarfs). Obnoveno z: phys.libretexts.org.