ЧЕРВЕНО ДЖУДЖЕ: ОТКРИТИЕ, ХАРАКТЕРИСТИКИ, ЕВОЛЮЦИЯ, СЪСТАВ - ARTE - 2025

А червено джудже е малка, хладна звезда, чиято маса е между 0,08 и 0,8 пъти масата на Слънцето Те са най-богатите и най-дълго са живели звездите във Вселената: до три четвърти от всички известни досега. Поради ниската си осветеност те не се наблюдават с просто око, въпреки че са многобройни в близост до Слънцето: от 30 близки звезди 20 са червени джуджета.

Най-забележителната с близостта си до нас е Проксима Кентавър, в съзвездието Кентавър, на разстояние 4,2 светлинни години. Открит е през 1915 г. от шотландския астроном Робърт Инес (1861-1933).

Фигура 1. Червеното джудже Проксима Кентавър е част от звездната система Алфа Кентавър в съзвездието Кентавър. Източник: ESA / Hubble & NASA чрез Wikimedia Commons.

Преди да бъде открит Проксима Кентавър обаче, телескопът на френския астроном Жозеф дьо Лаланд (1732-1802 г.) вече е намерил червеното джудже Лаланд 21185 в съзвездието Урса Майор.

Терминът "червено джудже" се използва за обозначаване на различни класове звезди, включително тези със спектрални типове К и М, както и кафяви джуджета, звезди, които всъщност не са такива, защото никога не са имали достатъчно маса, за да стартират своя реактор вътрешен.

Спектралните типове съответстват на повърхностната температура на звездата и нейната светлина се разпада на серия от много характерни линии.

Например спектралният тип К има температура между 5000 и 3500 К и съответства на жълто-оранжеви звезди, докато температурата на тип М е по-малка от 3500 К и те са червени звезди.

Нашето Слънце е спектрален тип G, жълт на цвят и има повърхностна температура между 5000 и 6000 К. Звездите с определен спектрален тип имат много общи характеристики, като най-определящата от тях е маса. Според масата на една звезда, такава ще е и нейната еволюция.

Характеристики на червените джуджета

Червените джуджета имат определени характеристики, които ги различават. Вече споменахме някои в началото:

-Малко размер.

-Ниска температура на повърхността.

-Ниска скорост на изгаряне на материал.

-Ниска осветеност.

маса

Както казахме, масата е основният атрибут, който определя категорията, до която достига звезда. Червените джуджета са толкова обилни, защото се образуват повече звезди с ниска маса, отколкото масивни звезди.

Любопитно е обаче, че времето, необходимо за формиране на звезди с ниска маса, е по-дълго, отколкото за много масивни звезди. Те растат много по-бързо, защото силата на гравитацията, която уплътнява материята в центъра, е по-голяма, толкова по-голяма е масата.

И знаем, че е необходимо определено количество критична маса, за да е подходяща температурата, за да се образуват реакции на синтез. По този начин звездата започва живота си в зряла възраст.

Слънцето отне десетки милиони години, но една звезда 5 пъти по-голяма изисква по-малко от милион години, докато най-масивните могат да започнат да светят в стотици хиляди.

температура

Както вече беше споменато, температурата на повърхността е друга важна характеристика, която определя червените джуджета. Трябва да е по-малко от 5000K, но не по-малко от 2000K, в противен случай е твърде готино, за да бъде истинска звезда.

Звездни обекти с температура под 2000 К не могат да имат слято ядро ​​и са абортирани звезди, които никога не достигат критична маса: кафяви джуджета.

По-задълбоченият анализ на спектралните линии може да гарантира разликата между червено джудже и кафяво джудже. Например, доказателства за литий предполагат, че става въпрос за червено джудже, но ако е метан или амоняк, то вероятно е кафяво джудже.

Спектрални типове и диаграма на Hertzsprung-Russell

Диаграмата Hertzsprung-Russell (HR диаграма) е графика, която показва характеристиките и еволюцията на една звезда според нейните спектрални характеристики. Това включва температурата на повърхността, която както казахме е определящ фактор, както и нейната светимост.

Променливите, които изграждат графиката, са светимостта на вертикалната ос и ефективната температура на хоризонталната ос. Той е създаден независимо в началото на 1900 г. от астрономите Ейнар Херцспрунг и Хенри Ръсел.

Фигура 2. HR схема, показваща червени джуджета в основната последователност, в долния десен ъгъл. Източник: Wikimedia Commons. ЧЕ.

Според спектъра си звездите са групирани според Харвардската спектрална класификация, като се посочва температурата на звездата в следната последователност от букви:

OBAFGKM

Започваме с най-горещите звезди, тип О, докато най-студените са тип М. На фигурата спектралните типове са в долната част на графиката, на синята цветна лента вляво, докато достигнем червено вдясно.

В рамките на всеки тип има вариации, тъй като спектралните линии имат различна интензивност, тогава всеки тип е разделен на 10 подкатегории, обозначени с числа от 0 до 9. Колкото по-ниско е числото, толкова по-гореща е звездата. Например Слънцето е тип G2, а Proxima Centauri е M6.

Централната област на графиката, която протича приблизително по диагонал, се нарича основна последователност. Повечето от звездите са там, но тяхната еволюция може да ги накара да напуснат и да се разположат в други категории, като червен гигант или бяло джудже. Всичко зависи от масата на звездата.

Животът на червените джуджета винаги протича в основната последователност, а що се отнася до спектралния тип, не всички джуджета от М клас са червени джуджета, въпреки че повечето са. Но в този клас има и супергигантски звезди като Бетелгейзе и Антарес (горе вдясно на HR диаграмата).

еволюция

Животът на всяка звезда започва с разпадането на междузвездната материя благодарение на действието на гравитацията. Тъй като материята аглутинира, тя се върти по-бързо и по-бързо и се сплесква в диск, благодарение на запазването на ъгловия импулс. В центъра е протостарът, ембрионът, така да се каже за бъдещата звезда.

С течение на времето температурата и плътността се увеличават, докато се достигне критична маса, в която термоядреният реактор започва своята дейност. Това е енергийният източник на звездата в нейното следващо време и изисква температура на сърцевината от около 8 милиона К.

Запалването в сърцевината стабилизира звездата, защото тя компенсира гравитационната сила, пораждайки хидростатичното равновесие. Това изисква маса между 0,01 и 100 пъти по-голяма от масата на Слънцето. Ако масата е по-голяма, прегряването би довело до катастрофа, която би унищожила протостар.

Фигура 3. В червено джудже, сливането на водород в ядрото балансира силата на гравитацията. Източник: Ф. Сапата.

След стартиране на термоядрения реактор и постигане на равновесие звездите се оказват в основната последователност на HR схемата. Червените джуджета излъчват енергия много бавно, така че снабдяването им с водород трае дълго време. Начинът, по който червено джудже излъчва енергия, е чрез механизма на конвекция.

Преобразуването на енергия от водород в хелий се осъществява в червени джуджета от протон-протонови вериги, последователност, в която един водороден йон се слива с друг. Температурата значително влияе върху начина, по който се извършва този синтез.

След като водородът се изчерпи, реакторът на звездата престава да работи и бавният процес на охлаждане започва.

Протон-протонна верига

Тази реакция е много честа при звезди, които току-що са се присъединили към основната последователност, както и при червени джуджета. Започва така:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν

Където e ⁺ е позитрон, идентичен във всичко с електрона, с изключение на това, че неговият заряд е положителен и ν е неутрино, лека и неуловима частица. От своя страна ² ₁ H е деутерий или тежък водород.

Тогава се случва:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

В последното γ символизира фотон. И двете реакции се появяват два пъти, което води до:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 (¹ ₁ H)

Как звездата генерира енергия, като прави това? Е, има малка разлика в масата на реакциите, малка загуба на маса, която се трансформира в енергия според известното уравнение на Айнщайн:

E = mc ²

Тъй като тази реакция протича безброй пъти, включваща огромен брой частици, получената енергия е огромна. Но това не е единствената реакция, която се провежда вътре в една звезда, въпреки че е най-честата при червените джуджета.

Време на живот на звезда

Колко дълго живее една звезда, зависи и от нейната маса. Следното уравнение е приблизителна оценка за това време:

Т = М ^-2.5

Тук Т е време, а М е маса. Използването на главни букви е подходящо, поради времето и огромността на масата.

Звезда като Слънцето живее около 10 милиарда години, но звезда 30 пъти по-голяма от масата на Слънцето живее 30 милиона години, а друга, още по-масивна, може да живее около 2 милиона години. Така или иначе, това е вечността за хората.

Червените джуджета живеят много по-дълго от това, благодарение на ухажването, с което харчат ядреното си гориво. По отношение на времето, когато го преживяваме, червено джудже трае вечно, защото времето, необходимо за изчерпване на водорода от ядрото, надвишава прогнозната възраст на Вселената.

Все още не са умрели червени джуджета, така че всичко, за което може да се спекулира колко дълго живеят и какъв ще бъде краят им, се дължи на компютърни симулации на модели, създадени с информацията, която имаме за тях.

Според тези модели учените прогнозират, че когато червено джудже изтича от водород, то ще се трансформира в синьо джудже.

Никой никога не е виждал звезда от този вид, но докато водородът изтича, червено джудже не се разраства в червена гигантска звезда, както нашето Слънце един ден. Той просто увеличава своята радиоактивност и с нея температурата на повърхността, превръщайки в син.

Състав на червени джуджета

Съставът на звездите е много подобен, в по-голямата си част те са огромни топки от водород и хелий. Те запазват някои от елементите, които са присъствали в газа и праха, които са ги породили, така че те също съдържат следи от елементите, които предишните звезди са помогнали да създадат.

Поради тази причина съставът на червените джуджета е подобен на този на Слънцето, въпреки че спектралните линии се различават значително поради температурата. Така че, ако една звезда има слаби водородни линии, това не означава, че й липсва този елемент.

В червените джуджета има следи от други по-тежки елементи, които астрономите наричат ​​„метали“.

В астрономията това определение не съвпада с онова, което обикновено се разбира като метал, тъй като тук се използва за обозначаване на всеки елемент, с изключение на водород и хелий.

обучение

Процесът на образуване на звезди е сложен и повлиян от множество променливи. Все още не е известно за този процес, но се смята, че той е един и същ за всички звезди, както е описано в предишните сегменти.

Факторът, определящ размера и цвета на една звезда, свързан с нейната температура, е количеството материя, което успява да добави благодарение на силата на гравитацията.

Проблем, който тревожи астрономите и остава да бъде изяснен, е фактът, че червените джуджета съдържат елементи, по-тежки от водорода, хелия и лития.

От една страна, теорията за Големия взрив прогнозира, че първите формирани звезди трябва да бъдат съставени само от трите най-леки елемента. Тежки елементи обаче са открити в червените джуджета.

И ако все още не са умрели червени джуджета, това означава, че първите червени джуджета, които са се образували, все още трябва да са някъде там, всички съставени от леки елементи.

Тогава червените джуджета може да са се образували по-късно, защото при създаването им е необходимо присъствието на тежки елементи. Или че има червени джуджета от първо поколение, но тъй като са толкова малки и с такава ниска осветеност, все още не са открити.

Примери за червени джуджета

Следващ Кентавър

На разстояние е 4,2 светлинни години и има маса, еквивалентна на една осма от тази на Слънцето, но 40 пъти по-плътна. Proxima има силно магнитно поле, което го прави склонен към пламъци.

Proxima също има поне една известна планета: Proxima Centauri b, разкрита през 2016 г. Но се смята, че е била пометена от пламъци, които звездата често излъчва, така че е малко вероятно да приюти живота, поне не както това знаем, тъй като емисиите на звездата съдържат рентгенови лъчи.

Звездата на Барнард

Фигура 4. Сравнение на размерите между Слънцето, звездата на Барнард и планетата Юпитер. Източник: Wikimedia Commons.

Това е много близко червено джудже, на разстояние 5,9 светлинни години, чиято основна характеристика е голямата му скорост, около 90 км / с в посока на Слънцето.

Тя се вижда чрез телескопи и подобно на Proxima, също е предразположена към пламъци и пламъци. Наскоро беше открита планета, обикаляща около звездата на Барнард.

Teegarden Star

Това червено джудже от само 8% от масата на Слънцето е в съзвездието Овен и може да се види само с мощни телескопи. Той е сред най-близките звезди, на разстояние около 12 светлинни години.

Той е открит през 2002 г. и освен че има забележително собствено движение, изглежда, че има планети в така наречената обитаема зона.

Вълк 359

Това е променливо червено джудже в съзвездието Лъв и е на почти 8 светлинни години отдалечено от нашето Слънце. Като променлива звезда светимостта му периодично се увеличава, въпреки че изблиците му не са толкова интензивни, колкото тези на Проксима Центавър.

Препратки

1. Адамс, Ф. Червени джуджета и края на основната последователност. Възстановено от: astroscu.unam.mx.
2. Карол, Б. Въведение в съвременната астрофизика. 2-ри. Edition. Пиърсън.
3. Cosmos. Червени джуджета. Възстановено от: astronomy.swin.edu.au.
4. Мартинес, Д. Звездната еволюция. Възстановени от: Google Книги.
5. Тейлър, Н. Червени джуджета: най-често срещаните и най-дълго живи звезди. Възстановена от: space.com.
6. Фракной, А. Спектрите на звездите (и кафявите джуджета). Възстановено от: phys.libretexts.org.