SARKANAIS PUNDURIS: ATKLĀJUMS, ĪPAŠĪBAS, EVOLŪCIJA, SASTĀVS - ARTE - 2024

Sarkanais punduris ir mazs, foršs zvaigzne, kura masa ir starp 0,08 un 0,8 reizes masa Saules Tie ir visvairāk bagātīgs un visilgāk dzīvoja zvaigznes Visumā: līdz trim ceturtdaļām no visiem līdz šim zināmajiem. Neliela gaišuma dēļ tie nav novērojami ar neapbruņotu aci, neskatoties uz to, ka to ir daudz Saules tuvumā: no 30 tuvumā esošām zvaigznēm 20 ir sarkanie punduri.

Visievērojamākais tās tuvums mums ir Proxima Centauri, Centaurus zvaigznājā, 4,2 gaismas gadu attālumā. To 1915. gadā atklāja skotu astronoms Roberts Inness (1861–1933).

1. attēls. Sarkanais punduris Proxima Centauri ir daļa no Alpha Centauri zvaigžņu sistēmas Kentauri zvaigznājā. Avots: ESA / Habla un NASA, izmantojot Wikimedia Commons.

Tomēr pirms Proxima Kentauri atklāšanas franču astronoma Džozefa de Lalandes (1732-1802) teleskops Ursa Major zvaigznājā jau bija atradis sarkano punduri Lalande 21185.

Termins "sarkanais punduris" tiek izmantots, lai apzīmētu dažādas zvaigžņu klases, ieskaitot tās, kurām ir K un M spektrālie tipi, kā arī brūnos pundurus, zvaigznes, kas patiesībā nav tādas, jo tām nekad nebija pietiekami daudz masas, lai iedarbinātu reaktoru. iekšējais.

Spektrālie tipi atbilst zvaigznes virsmas temperatūrai, un tās gaisma sadalās ļoti raksturīgu līniju virknē.

Piemēram, K spektra tipam ir no 5000 līdz 3500 K temperatūra un tā atbilst dzelteni oranžām zvaigznēm, bet M tipa temperatūra ir mazāka par 3500 K un tās ir sarkanās zvaigznes.

Mūsu saule ir spektrāla G tipa, dzeltenā krāsā, un tās virsmas temperatūra ir no 5000 līdz 6000 K. Zvaigznēm ar noteiktu spektrālo tipu ir daudz kopīgu raksturlielumu, no kuriem visvairāk nosaka masa. Atbilstoši zvaigznes masai, tāpat kā tās evolūcijai.

Sarkano punduru raksturojums

Sarkanajiem punduriem ir noteiktas īpašības, kas tos atšķir. Daži jau ir minēti sākumā:

-Mazs izmērs.

-Zema virsmas temperatūra.

-Zemā materiāla sadegšanas pakāpe.

-Zems gaišums.

Mise

Masa, kā jau teicām, ir galvenais atribūts, kas nosaka kategoriju, kuru sasniedz zvaigzne. Sarkanie punduri ir tik bagātīgi, jo veidojas vairāk zemas masas zvaigžņu nekā masīvas zvaigznes.

Bet savādi, ka zema masas zvaigžņu veidošanās ir ilgāka nekā ļoti masīvām zvaigznēm. Tie aug daudz ātrāk, jo smaguma spēks, kas centrā sablīvē vielu, ir lielāks, jo lielāka ir masa.

Un mēs zinām, ka, lai temperatūra būtu piemērota, lai sāktu saplūšanas reakcijas, ir nepieciešams noteikts daudzums kritiskās masas. Tādā veidā zvaigzne sāk savu pieaugušo dzīvi.

Saules veidošanai vajadzēja desmitiem miljonu gadu, bet zvaigznei, kas ir piecas reizes lielāka, ir nepieciešams mazāk nekā miljons gadu, savukārt vismasīvākās var sākt spīdēt simtiem tūkstošu.

Temperatūra

Virsmas temperatūra ir, kā jau minēts, vēl viena svarīga īpašība, kas nosaka sarkanos pundurus. Tam vajadzētu būt mazākam par 5000K, bet ne mazākam par 2000K, pretējā gadījumā tas ir pārāk foršs, lai būtu īsta zvaigzne.

Zvaigžņu objektiem, kuru temperatūra ir zemāka par 2000 K, nevar būt saplūšanas kodola un ir pārtrauktas zvaigznes, kas nekad nav sasniegušas kritisko masu: brūnie punduri.

Dziļāka spektrālo līniju analīze var nodrošināt atšķirību starp sarkano punduri un brūno punduri. Piemēram, pierādījumi par litiju liecina, ka tas ir sarkanais punduris, bet, ja tas ir metāns vai amonjaks, tas, iespējams, ir brūtais punduris.

Spektrālie tipi un Hertzsprunga-Rasela diagramma

Hertzsprunga-Rasela diagramma (HR diagramma) ir diagramma, kas parāda zvaigznes īpašības un evolūciju atbilstoši tās spektrālajām īpašībām. Tas ietver virsmas temperatūru, kas, kā mēs jau teicām, ir noteicošais faktors, kā arī tās spožumu.

Mainīgie, kas veido grafiku, ir spilgtums uz vertikālās ass un faktiskā temperatūra uz horizontālās ass. To patstāvīgi izveidoja 1900. gadu sākumā astronomi Ejnar Hertzsprung un Henry Russell.

2. attēls. HR diagramma, kurā parādīti sarkanie punduri galvenajā secībā apakšējā labajā stūrī. Avots: Wikimedia Commons. TAS.

Pēc to spektra zvaigznes ir sagrupētas pēc Hārvardas spektrālās klasifikācijas, norādot zvaigznes temperatūru šādā burtu secībā:

OBAFGKM

Mēs sākam ar karstākajām zvaigznēm, O tipa, bet aukstākās ir M veida. Attēlā spektrālie tipi atrodas diagrammas apakšā, zilā krāsā joslā pa kreisi, līdz tie sasniedz sarkans labajā pusē.

Katram tipam ir variācijas, jo spektrālajām līnijām ir atšķirīga intensitāte, tad katrs tips ir sadalīts 10 apakškategorijās, kuras apzīmē ar cipariem no 0 līdz 9. Jo zemāks skaitlis, jo karstāka ir zvaigzne. Piemēram, saule ir G2 tips, un Proxima Centauri ir M6.

Diagrammas centrālo reģionu, kas iet aptuveni pa diagonāli, sauc par galveno secību. Lielākā daļa zvaigžņu tur atrodas, taču to evolūcija var novest pie tā, ka viņi var pamest un ievietot sevi citās kategorijās, piemēram, sarkanajā milžā vai baltajā pundurī. Viss atkarīgs no zvaigznes masas.

Sarkano punduru dzīve vienmēr notiek galvenajā secībā, un, kas attiecas uz spektrālo tipu, ne visi M klases punduri ir sarkanie punduri, kaut arī vairums ir. Bet šajā klasē ir arī tādas supergālas zvaigznes kā Betelgeuse un Antares (HR diagrammas augšējā labajā stūrī).

Evolūcija

Jebkuras zvaigznes dzīve sākas ar starpzvaigžņu matērijas sabrukumu, pateicoties gravitācijas iedarbībai. Materiālam aglutinējot, tas griežas ātrāk un ātrāk un saplacinās diskā, pateicoties leņķiskā impulsa saglabāšanai. Centrā ir protostar, embrijs, tā sakot, par nākotnes zvaigzni.

Laikam ejot, temperatūra un blīvums palielinās, līdz tiek sasniegta kritiskā masa, kurā kodolsintēzes reaktors sāk savu darbību. Tas ir zvaigznes enerģijas avots tai tuvākajā laikā, un tai nepieciešama iekšējā temperatūra aptuveni 8 miljoni K.

Aizdegšanās kodolā stabilizē zvaigzni, jo tā kompensē gravitācijas spēku, radot hidrostatisko līdzsvaru. Tam nepieciešama masa, kas no 0,01 līdz 100 reizēm pārsniedz Saules masu. Ja masa ir lielāka, pārkaršana izraisītu katastrofu, kas iznīcinātu protostaru.

3. attēls. Sarkanajā pundurā ūdeņraža saplūšana kodolā līdzsvaro gravitācijas spēku. Avots: F. Zapata.

Kad kodolsintēzes reaktors ir iedarbināts un līdzsvars ir sasniegts, zvaigznes pāriet uz galveno HR diagrammas secību. Sarkanie punduri enerģiju izstaro ļoti lēni, tāpēc to ūdeņraža padeve ilgst ilgu laiku. Tas, kā sarkanais punduris izstaro enerģiju, ir caur konvekcijas mehānismu.

Enerģētisko ūdeņraža pārvēršanu hēlijā sarkanās pundurās veic ar protonu-protonu ķēdēm, secībā, kurā viens ūdeņraža jons saplūst ar otru. Temperatūra lielā mērā ietekmē šīs saplūšanas procesu.

Kad ūdeņradis ir izsmelts, zvaigznes reaktors pārstāj darboties un sākas lēnas dzesēšanas process.

Protonu-protonu ķēde

Šī reakcija ir ļoti izplatīta zvaigznēs, kas tikko pievienojušās galvenajai secībai, kā arī sarkanajiem punduriem. Tas sākas šādi:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν

Kur e ⁺ ir pozitrons, identisks visam elektronam, izņemot to, ka tā lādiņš ir pozitīvs un ν ir neitrīno, viegla un nenotverama daļiņa. No savas puses ² ₁ H ir deitērijs vai smagais ūdeņradis.

Tad notiek:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

Pēdējā γ simbolizē fotonu. Abas reakcijas notiek divreiz, kā rezultātā:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 ( ¹ ₁ H)

Kā zvaigzne ģenerē enerģiju, to darot? Nu, ir neliela atšķirība reakciju masā, neliels masas zudums, kas tiek pārveidots enerģijā saskaņā ar Einšteina slaveno vienādojumu:

E = mc ²

Tā kā šī reakcija notiek neskaitāmas reizes, iesaistot milzīgu skaitu daļiņu, iegūtā enerģija ir milzīga. Bet tā nav vienīgā reakcija, kas notiek zvaigznes iekšienē, lai arī tā ir visizplatītākā sarkanos punduros.

Zvaigznes dzīves laiks

Cik ilgi zvaigzne dzīvo, ir atkarīgs arī no tās masas. Šāds vienādojums ir tā laika aprēķins:

T = M ^-2,5

Šeit T ir laiks un M ir masa. Lielo burtu lietošana ir piemērota laika un masas milzīguma dēļ.

Tāda zvaigzne kā Saule dzīvo apmēram 10 miljardus gadu, bet zvaigzne, kas ir vairāk nekā Saules masa, dzīvo 30 miljonus gadu, un vēl viena vēl masīvāka zvaigzne var dzīvot apmēram 2 miljonus gadu. Katrā ziņā cilvēkiem tā ir mūžība.

Sarkanie punduri dzīvo daudz ilgāk, pateicoties tam, ka viņi uzturas kodoldegvielai. Laikā, kad to piedzīvojam, sarkanais punduris ilgst mūžīgi, jo laiks, kas nepieciešams ūdeņraža novadīšanai no kodola, pārsniedz aprēķināto Visuma vecumu.

Neviens sarkanais punduris vēl nav nomiris, tāpēc viss, par ko var spekulēt par to, cik ilgi viņi dzīvos un kāds būs viņu gals, ir saistīts ar modeļu modelēšanu, kas izveidoti ar informāciju, kas mums ir par viņiem.

Saskaņā ar šiem modeļiem zinātnieki prognozē, ka tad, kad sarkanajam pundurim iztecēs ūdeņradis, tas pārveidosies par zilo punduri.

Neviens nekad nav redzējis šāda veida zvaigzni, bet, nodilstot ūdeņradim, sarkanais punduris neizplešas par sarkanu milzu zvaigzni, kā kādu dienu mūsu Saule. Tas vienkārši palielina tā radioaktivitāti un līdz ar to arī virsmas temperatūru, kļūst zils.

Sarkano punduru sastāvs

Zvaigžņu sastāvs ir ļoti līdzīgs, lielākoties tās ir milzīgas ūdeņraža un hēlija bumbiņas. Viņi saglabā dažus elementus, kas atradās gāzēs un putekļos, kas tos izraisīja, tāpēc tie satur arī to elementu pēdas, kurus iepriekšējās zvaigznes palīdzēja radīt.

Šī iemesla dēļ sarkano punduru sastāvs ir līdzīgs Saules sastāvam, lai gan temperatūras dēļ spektrālās līnijas ievērojami atšķiras. Tātad, ja zvaigznei ir vājas ūdeņraža līnijas, tas nenozīmē, ka tai trūkst šī elementa.

Sarkanajos punduros ir citu smagāku elementu pēdas, ko astronomi sauc par "metāliem".

Astronomijā šī definīcija nesakrīt ar to, ko parasti saprot kā metālu, jo šeit to izmanto, lai apzīmētu jebkuru elementu, izņemot ūdeņradi un hēliju.

Apmācība

Zvaigžņu veidošanās process ir sarežģīts, un to ietekmē daudzi mainīgie. Par šo procesu vēl daudz kas nav zināms, taču tiek uzskatīts, ka tas ir vienāds visām zvaigznēm, kā aprakstīts iepriekšējos segmentos.

Faktors, kas nosaka zvaigznes lielumu un krāsu, kas saistīta ar tās temperatūru, ir matērijas daudzums, ko tai izdodas pievienot, pateicoties gravitācijas spēkam.

Jautājums, kas uztrauc astronomus un kas vēl nav noskaidrots, ir fakts, ka sarkanajos punduros ir elementi, kas ir smagāki par ūdeņradi, hēliju un litiju.

No vienas puses, Lielā sprādziena teorija paredz, ka pirmajām veidotajām zvaigznēm jāsastāv tikai no trim vieglākajiem elementiem. Tomēr sarkanajos punduros ir atklāti smagi elementi.

Un, ja vēl nav miris neviens sarkanais punduris, tas nozīmē, ka pirmajiem izveidojušajiem sarkanajiem punduriem kaut kur joprojām jābūt ārā, un tos visus veido gaismas elementi.

Tad sarkanie punduri, iespējams, izveidojās vēlāk, jo to veidošanā ir nepieciešama smago elementu klātbūtne. Vai arī, ka ir pirmās paaudzes sarkanie punduri, bet, būdami tik mazi un ar tik mazu spožumu, tie vēl nav atklāti.

Sarkano punduru piemēri

Nākamais Kentauri

Tas atrodas 4,2 gaismas gadus tālu, un tā masa ir līdzvērtīga vienai astotajai saules daļai, bet ir 40 reizes blīvāka. Proxima ir spēcīgs magnētiskais lauks, kas padara to tendētu uz uzliesmošanu.

Proximā ir arī vismaz viena zināma planēta: Proxima Centauri b, kas tika atklāta 2016. gadā. Bet tiek uzskatīts, ka to ir iznīcinājuši signāli, ko zvaigzne bieži izstaro, tāpēc ir maz ticams, ka tas apdzīvos dzīvību, vismaz ne tā, kā ka mēs zinām, jo ​​zvaigznes izstarojumos ir rentgenstari.

Barnarda zvaigzne

4. attēls. Saules, Barnarda zvaigznes un planētas Jupitera izmēru salīdzinājums. Avots: Wikimedia Commons.

Tas ir ļoti tuvs sarkanais punduris, kas atrodas 5,9 gaismas gadu attālumā, kura galvenā īpašība ir lielais ātrums, aptuveni 90 km / s Saules virzienā.

Tas ir redzams caur teleskopiem, un tāpat kā Proxima, tas ir pakļauts arī signālraķešu un signālraķešu uzliesmojumiem. Nesen tika atklāta planēta, kas riņķo ap Barnarda zvaigzni.

Teegarden zvaigzne

Šis sarkanais punduris, kas sastāda tikai 8% no Saules masas, atrodas Auns zvaigznājā un to var redzēt tikai ar jaudīgiem teleskopiem. Tas atrodas starp tuvākajām zvaigznēm aptuveni 12 gaismas gadu attālumā.

Tas tika atklāts 2002. gadā, un šķiet, ka papildus ievērojamām pārvietošanās spējām planētas atrodas tā dēvētajā apdzīvojamā zonā.

Vilks 359

Tas ir mainīgs sarkanais punduris Leo zvaigznājā un atrodas gandrīz 8 gaismas gadu attālumā no mūsu Saules. Tā kā tā ir mainīga zvaigzne, tā spožums periodiski palielinās, lai gan tā uzliesmojumi nav tik intensīvi kā Proxima Centauri.

Atsauces

1. Adams, F. Sarkanie punduri un galvenās secības beigas. Atgūts no: astroscu.unam.mx.
2. Carroll, B. Ievads mūsdienu astrofizikā. 2. Izdevums. Pīrsons.
3. Kosmoss. Sarkanie punduri. Atgūts no: astronomy.swin.edu.au.
4. Martínez, D. Zvaigžņu evolūcija. Atgūts no: Google grāmatas.
5. Teilors, N. Sarkanie punduri: visizplatītākās un visilgāk dzīvojušās zvaigznes. Atgūts no: space.com.
6. Fraknoi, A. Zvaigžņu spektrs (un brūnie punduri). Atgūts no: phys.libretexts.org.