KIRMIZI CÜCE: KEŞIF, ÖZELLIKLER, EVRIM, KOMPOZISYON - ARTE - 2024

Bir kırmızı cüce şimdiye kadar bilinen tüm dörtte üçü kadar: kimin kitle Evrendeki en bol ve en uzun ömürlü yıldızlardır 0.08 arasında ve Güneş'in 0.8 katı kütlesi küçük, serin yıldızı. Düşük parlaklıkları nedeniyle, Güneş çevresinde çok sayıda bulunmalarına rağmen çıplak gözle görülmezler: yakınlardaki 30 yıldızdan 20'si kırmızı cücedir.

Bize olan yakınlığıyla en dikkat çekici olanı, 4,2 ışıkyılı uzaklıktaki Erboğa takımyıldızındaki Proxima Erboğa'dır. İskoç gökbilimci Robert Innes (1861-1933) tarafından 1915'te keşfedildi.

Şekil 1. Kırmızı cüce Proxima Centauri, Centauri takımyıldızındaki Alpha Centauri yıldız sisteminin bir parçasıdır. Kaynak: ESA / Hubble & NASA, Wikimedia Commons aracılığıyla.

Bununla birlikte, Proxima Centauri keşfedilmeden önce, Fransız gökbilimci Joseph de Lalande'nin (1732-1802) teleskopu, Ursa Major takımyıldızında kırmızı cüce Lalande 21185'i çoktan bulmuştu.

"Kırmızı cüce" ​​terimi, K ve M spektral tiplerine sahip olanlar ve kahverengi cüceler, gerçekte böyle olmayan yıldızlar da dahil olmak üzere çeşitli yıldız sınıflarına atıfta bulunmak için kullanılır, çünkü reaktörlerini başlatmak için hiçbir zaman yeterli kütleye sahip olmadılar. iç.

Tayf türleri, yıldızın yüzey sıcaklığına karşılık gelir ve ışığı, bir dizi çok karakteristik çizgiye bölünür.

Örneğin, spektral K tipi 5000 ile 3500 K arasında bir sıcaklığa sahiptir ve sarı-turuncu yıldızlara karşılık gelirken, M tipinin sıcaklığı 3500 K'den azdır ve kırmızı yıldızlardır.

Güneşimiz spektral tip G'dir, sarı renktedir ve 5000 ile 6000 K arasında yüzey sıcaklığına sahiptir. Belirli bir spektral tipteki yıldızların ortak birçok özelliği vardır, bunların en belirleyicisi kütle olmaktır. Bir yıldızın kütlesine göre evrimi de öyle.

Kırmızı cücelerin özellikleri

Kızıl cücelerin onları farklı kılan bazı özellikleri vardır. Başlangıçta bazılarından daha önce bahsetmiştik:

-Küçük boyut.

-Düşük yüzey sıcaklığı.

-Düşük malzeme yanma oranı.

-Düşük parlaklık.

kitle

Kütle, dediğimiz gibi, bir yıldızın ulaştığı kategoriyi tanımlayan ana özelliktir. Kırmızı cüceler çok fazladır çünkü büyük yıldızlardan daha düşük kütleli yıldızlar oluşur.

Ancak ilginçtir ki, düşük kütleli yıldızların oluşması için geçen süre çok büyük yıldızlardan daha uzundur. Bunlar çok daha hızlı büyür çünkü merkezdeki maddeyi sıkıştıran yerçekimi kuvveti daha büyüktür, daha fazla kütle vardır.

Ve füzyon reaksiyonlarını başlatmak için sıcaklığın uygun olabilmesi için belirli bir miktar kritik kütle gerektiğini biliyoruz. Bu şekilde yıldız yetişkin yaşamına başlar.

Güneş'in oluşması on milyonlarca yıl aldı, ancak 5 kat daha büyük bir yıldız bir milyon yıldan daha az bir süre gerektirirken, en büyük olanlar yüzbinlerce yıldır parlamaya başlayabilir.

Sıcaklık

Yüzeyin sıcaklığı, daha önce de belirtildiği gibi, kırmızı cüceleri tanımlayan bir diğer önemli özelliktir. 5000K'dan az olmalı, ancak 2000K'dan az olmamalıdır, aksi takdirde gerçek bir yıldız olamayacak kadar havalıdır.

2000 K'den daha düşük bir sıcaklığa sahip yıldız nesneleri, bir füzyon çekirdeğine sahip olamaz ve kritik kütleye asla ulaşmayan iptal edilmiş yıldızlardır: kahverengi cüceler.

Spektral çizgilerin daha derin analizi, kırmızı cüce ile kahverengi cüce arasındaki farkı sağlayabilir. Örneğin, lityum kanıtı onun bir kırmızı cüce olduğunu öne sürüyor, ancak metan veya amonyak ise muhtemelen kahverengi bir cüce.

Spektral tipler ve Hertzsprung-Russell diyagramı

Hertzsprung-Russell diyagramı (HR diyagramı), bir yıldızın özelliklerini ve spektral özelliklerine göre evrimini gösteren bir grafiktir. Bu, belirleyici bir faktör olduğunu söylediğimiz gibi yüzeyin sıcaklığının yanı sıra parlaklığını da içerir.

Grafiği oluşturan değişkenler dikey eksende parlaklık ve yatay eksende etkili sıcaklıktır. Gökbilimciler Ejnar Hertzsprung ve Henry Russell tarafından 1900'lerin başında bağımsız olarak oluşturuldu.

Şekil 2. Sağ alt köşede ana dizideki kırmızı cüceleri gösteren HR diyagramı. Kaynak: Wikimedia Commons. ŞU.

Yıldızlar, spektrumlarına göre Harvard spektral sınıflandırmasına göre gruplandırılır ve yıldızın sıcaklığını aşağıdaki harf dizisiyle gösterir:

OBAFGKM

En sıcak yıldızlarla başlıyoruz, O tipi, en soğukları M tipidir. Şekilde, spektral tipler grafiğin altında, solda mavi renkli çubukta, sağda kırmızı.

Her tür içinde varyasyonlar vardır, çünkü spektral çizgiler farklı yoğunluğa sahiptir, bu durumda her tür, 0'dan 9'a kadar sayılarla gösterilen 10 alt kategoriye bölünür. Sayı ne kadar düşükse, yıldız o kadar sıcak olur. Örneğin Güneş G2 tipidir ve Proxima Centauri M6'dır.

Grafiğin kabaca çapraz olarak uzanan merkezi bölgesi ana sekans olarak adlandırılır. Yıldızların çoğu oradadır, ancak evrimleri onları bir kırmızı dev veya beyaz cüce gibi başka kategorilere bırakıp başka kategorilere yerleştirmelerine neden olabilir. Hepsi yıldızın kütlesine bağlı.

Kırmızı cücelerin yaşamı her zaman ana dizide gerçekleşir ve spektral tipe gelince, çoğu M-sınıfı cüceler kırmızı cüceler değildir, ancak çoğu öyledir. Ancak bu sınıfta Betelgeuse ve Antares gibi süperdev yıldızlar da vardır (İK diyagramının sağ üst kısmı).

Evrim

Herhangi bir yıldızın yaşamı, yerçekiminin etkisi sayesinde yıldızlararası maddenin çökmesiyle başlar. Madde kümeleştikçe, açısal momentumun korunması sayesinde daha hızlı ve daha hızlı döner ve bir disk şeklinde düzleşir. Merkezde protostar, yani gelecekteki yıldızdan söz edecek olursak embriyo vardır.

Zaman geçtikçe, sıcaklık ve yoğunluk, füzyon reaktörünün faaliyete başladığı kritik bir kütleye ulaşılana kadar artar. Bu, yıldızın zamanındaki enerji kaynağıdır ve yaklaşık 8 milyon K'lik bir çekirdek sıcaklığı gerektirir.

Çekirdekteki ateşleme yıldızı stabilize eder, çünkü hidrostatik dengeye yol açarak yerçekimi kuvvetini telafi eder. Bu, Güneş'in kütlesinin 0.01 ila 100 katı arasında bir kütle gerektirir. Kütle daha büyükse, aşırı ısınma, protoyıldızı yok edecek bir felakete neden olur.

Şekil 3. Kırmızı bir cücede, çekirdekteki hidrojen füzyonu, yerçekimi kuvvetini dengeler. Kaynak: F. Zapata.

Füzyon reaktörü başlatıldığında ve denge sağlandığında, yıldızlar HR diyagramının ana dizisinde yer alırlar. Kırmızı cüceler enerjiyi çok yavaş yayarlar, bu nedenle hidrojen tedarikleri uzun süre dayanır. Bir kızıl cücenin enerji yayma şekli, konveksiyon mekanizmasından geçer.

Hidrojenin helyuma enerji üreten dönüşümü, kırmızı cücelerde, bir hidrojen iyonunun diğeriyle birleştiği bir dizi olan proton-proton zincirleri tarafından gerçekleştirilir. Sıcaklık, bu füzyonun meydana gelme şeklini büyük ölçüde etkiler.

Hidrojen tükendiğinde, yıldızın reaktörü çalışmayı durdurur ve yavaş soğutma süreci başlar.

Proton-proton zinciri

Bu reaksiyon, ana diziye yeni katılan yıldızlarda ve kırmızı cücelerde çok yaygındır. Şöyle başlar:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν

E ⁺ bir pozitron olduğunda, elektronla her şeyde aynıdır, tek fark, yükünün pozitif olması ve ν'nin bir nötrino, hafif ve bulunması zor bir parçacık olmasıdır. ² ₁ H bölümü için döteryum veya ağır hidrojendir.

Sonra olur:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

İkincisinde, γ bir fotonu sembolize eder. Her iki reaksiyon iki kez meydana gelir ve sonuçta:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 ( ¹ ₁ H)

Yıldız bunu yaparak nasıl enerji üretir? Einstein'ın ünlü denklemine göre, reaksiyonların kütlesinde ufak bir fark var, küçük bir kütle kaybı enerjiye dönüşüyor:

E = mc ²

Bu reaksiyon, çok sayıda parçacığı içeren sayısız kez gerçekleştiğinden, elde edilen enerji muazzamdır. Kırmızı cücelerde en sık görülse de, yıldızın içinde meydana gelen tek tepki bu değildir.

Bir yıldızın yaşam süresi

Bir yıldızın ne kadar yaşayacağı da kütlesine bağlıdır. Aşağıdaki denklem, bu sürenin bir tahminidir:

T = M ^-2,5

Burada T zamandır ve M kütledir. Zaman ve kütlenin büyüklüğü nedeniyle büyük harf kullanımı uygundur.

Güneş gibi bir yıldız yaklaşık 10 milyar yıl yaşar, ancak Güneş'in kütlesinin 30 katı olan bir yıldız 30 milyon yıl yaşar ve daha büyük bir yıldız da yaklaşık 2 milyon yıl yaşayabilir. Her iki durumda da insanlar için sonsuzluk.

Kızıl cüceler, nükleer yakıtlarını harcadıkları cimrilik sayesinde bundan çok daha uzun yaşarlar. Yaşadığımız zaman açısından, kırmızı bir cüce sonsuza kadar sürer, çünkü çekirdekten hidrojeni tüketmek için gereken süre Evrenin tahmini yaşını aşar.

Henüz hiçbir kırmızı cüce ölmedi, bu yüzden ne kadar yaşadıkları ve sonlarının ne olacağı hakkında tahmin edilebilecek tek şey, onlar hakkında sahip olduğumuz bilgilerle oluşturulan modellerin bilgisayar simülasyonlarından kaynaklanıyor.

Bu modellere göre bilim adamları, bir kırmızı cücenin hidrojeni bittiğinde mavi bir cüceye dönüşeceğini tahmin ediyor.

Hiç kimse bu tür bir yıldız görmemiştir, ancak hidrojen zamanla azalırken, bir kırmızı cüce, Güneşimizin bir gün yapacağı gibi kırmızı dev bir yıldıza dönüşmez. Sadece radyoaktivitesini arttırır ve bununla birlikte yüzey sıcaklığını maviye çevirir.

Kırmızı cücelerin bileşimi

Yıldızların bileşimi çok benzer, çünkü çoğunlukla devasa hidrojen ve helyum toplarıdır. Onlara neden olan gaz ve tozda bulunan bazı elementleri koruyorlar, bu nedenle önceki yıldızların yaratmasına yardımcı olan elementlerin izlerini de içeriyorlar.

Bu nedenle, kırmızı cücelerin bileşimi Güneş'inkine benzer, ancak spektral çizgiler sıcaklık nedeniyle önemli ölçüde farklılık gösterir. Yani bir yıldızın zayıf hidrojen çizgileri varsa, bu elementten yoksun olduğu anlamına gelmez.

Kırmızı cücelerde, gökbilimcilerin "metaller" olarak adlandırdıkları diğer ağır elementlerin izleri vardır.

Astronomide bu tanım, burada hidrojen ve helyum dışında herhangi bir elementi ifade etmek için kullanıldığından, genel olarak metal olarak anlaşılanla örtüşmez.

Eğitim

Yıldız oluşum süreci karmaşıktır ve çok sayıda değişkenden etkilenir. Bu süreç hakkında hala bilinmeyen çok şey var, ancak önceki bölümlerde anlatıldığı gibi tüm yıldızlar için aynı olduğuna inanılıyor.

Bir yıldızın büyüklüğünü ve rengini belirleyen, sıcaklığı ile ilişkili olan faktör, yerçekimi kuvveti sayesinde eklemeyi başardığı madde miktarıdır.

Gökbilimcileri endişelendiren ve açıklanmayı bekleyen bir soru, kırmızı cücelerin hidrojen, helyum ve lityumdan daha ağır elementler içerdiği gerçeğidir.

Bir yandan, Big Bang teorisi, oluşan ilk yıldızların yalnızca en hafif üç elementten oluşması gerektiğini öngörür. Ancak kırmızı cücelerde ağır elementler tespit edilmiştir.

Ve henüz hiçbir kırmızı cüce ölmediyse, bu, oluşan ilk kırmızı cücelerin hala bir yerlerde, hepsi hafif elementlerden oluşması gerektiği anlamına gelir.

O zaman kırmızı cüceler daha sonra oluşmuş olabilir, çünkü yaratılmalarında ağır elementlerin varlığı gereklidir. Ya da birinci nesil kırmızı cüceler var, ancak çok küçük ve bu kadar düşük parlaklığa sahip oldukları için henüz keşfedilmemişler.

Kırmızı cücelerin örnekleri

Sonraki Centauri

4,2 ışıkyılı uzaklıkta ve Güneş'in sekizde birine eşit, ancak 40 kat daha yoğun bir kütleye sahip. Proxima, parlamaya yatkın hale getiren güçlü bir manyetik alana sahiptir.

Proxima'nın ayrıca bilinen en az bir gezegeni vardır: 2016'da ortaya çıkarılan Proxima Centauri b. Ancak yıldızın sık sık yaydığı parıltılarla yıkandığına inanılıyor, bu nedenle en azından yaşamı barındırması pek olası değil. yıldızın emisyonları X ışınları içerdiğinden bildiğimiz kadarıyla.

Barnard Yıldızı

Şekil 4. Güneş, Barnard yıldızı ve Jüpiter gezegeni arasındaki boyutların karşılaştırılması. Kaynak: Wikimedia Commons.

Çok yakın bir kızıl cücedir, 5,9 ışıkyılı uzaklıkta, ana özelliği büyük hızı olan Güneş yönünde yaklaşık 90 km / sn'dir.

Teleskoplarla görülebiliyor ve Proxima gibi, işaret fişeklerine de eğilimli. Son zamanlarda, Barnard'ın yıldızının etrafında dönen bir gezegen keşfedildi.

Teegarden Yıldızı

Güneş kütlesinin yalnızca% 8'ini oluşturan bu kırmızı cüce Koç takımyıldızındadır ve ancak güçlü teleskoplarla görülebilir. Yaklaşık 12 ışıkyılı uzaklıkta, en yakın yıldızlar arasındadır.

2002 yılında keşfedildi ve kendine ait olağanüstü bir harekete sahip olmasının yanı sıra sözde yaşanabilir bölgede gezegenleri var gibi görünüyor.

Kurt 359

Aslan takımyıldızında yer alan değişken bir kırmızı cücedir ve Güneşimizden neredeyse 8 ışıkyılı uzaklıktadır. Değişken bir yıldız olan parlaklığı periyodik olarak artar, ancak parlamaları Proxima Centauri'ninki kadar yoğun değildir.

Referanslar

1. Adams, F.Kırmızı cüceler ve ana sekansın sonu. Kurtarıldı: astroscu.unam.mx.
2. Carroll, B. Modern Astrofiziğe Giriş. 2. Baskı. Pearson.
3. Evren. Kızıl Cüceler. Alındı: astronomy.swin.edu.au.
4. Martínez, D. Yıldızların evrimi. Kurtarıldığı yer: Google Kitaplar.
5. Taylor, N.Kırmızı Cüceler: En Yaygın ve En Uzun Ömürlü Yıldızlar. Space.com'dan kurtarıldı.
6. Fraknoi, A. Yıldızların Tayfı (ve Kahverengi Cüceler). Kurtarıldı: phys.libretexts.org.