RODE DWERG: ONTDEKKING, KENMERKEN, EVOLUTIE, SAMENSTELLING - ARTE - 2025

Een rode dwerg is een kleine, koele ster met een massa tussen 0,08 en 0,8 keer de massa van de zon. Ze zijn de meest voorkomende en langstlevende sterren in het universum: tot driekwart van alle tot dusver bekende sterren. Vanwege hun lage helderheid zijn ze niet waarneembaar met het blote oog, ondanks dat ze talrijk zijn in de buurt van de zon: van de 30 nabije sterren zijn er 20 rode dwergen.

Het meest opmerkelijk vanwege zijn nabijheid is Proxima Centauri, in het sterrenbeeld Centaurus, 4,2 lichtjaar verwijderd. Het werd in 1915 ontdekt door de Schotse astronoom Robert Innes (1861-1933).

Figuur 1. De rode dwerg Proxima Centauri maakt deel uit van het Alpha Centauri-sterrenstelsel in het sterrenbeeld Centauri. Bron: ESA / Hubble & NASA via Wikimedia Commons.

Voordat Proxima Centauri werd ontdekt, had de telescoop van de Franse astronoom Joseph de Lalande (1732-1802) echter al de rode dwerg Lalande 21185 gevonden in het sterrenbeeld Grote Beer.

De term 'rode dwerg' wordt gebruikt om te verwijzen naar verschillende klassen van sterren, inclusief die met spectraaltype K en M, evenals bruine dwergen, sterren die niet echt zo zijn, omdat ze nooit genoeg massa hadden om hun reactor te starten. intern.

De spectraaltypen komen overeen met de oppervlaktetemperatuur van de ster en het licht valt uiteen in een reeks zeer karakteristieke lijnen.

Het spectraaltype K heeft bijvoorbeeld een temperatuur tussen 5000 en 3500 K en komt overeen met geeloranje sterren, terwijl de temperatuur van het type M minder is dan 3500 K en het zijn rode sterren.

Onze zon is spectraaltype G, geel van kleur en heeft een oppervlaktetemperatuur tussen 5000 en 6000 K. Sterren met een bepaald spectraaltype hebben veel gemeenschappelijke kenmerken, waarvan de meest bepalende massa is. Volgens de massa van een ster, zal zijn evolutie dat ook doen.

Kenmerken van rode dwergen

Rode dwergen hebben bepaalde kenmerken die hen onderscheiden. We hebben er in het begin al een paar genoemd:

-Klein formaat.

-Lage oppervlaktetemperatuur.

-Lage snelheid van materiaalverbranding.

-Lage helderheid.

Massa

Massa, zoals we al zeiden, is het belangrijkste kenmerk dat de categorie definieert die een ster bereikt. Rode dwergen zijn zo overvloedig omdat er meer sterren met een lage massa worden gevormd dan zware sterren.

Maar merkwaardig genoeg is de tijd die het kost om sterren met een lage massa te vormen langer dan voor zeer zware sterren. Deze groeien veel sneller omdat de zwaartekracht die de materie in het centrum comprimeert groter is naarmate er meer massa is.

En we weten dat er een bepaalde hoeveelheid kritische massa nodig is om de temperatuur geschikt te maken om fusiereacties op gang te brengen. Op deze manier begint de ster zijn volwassen leven.

Het kostte de zon tientallen miljoenen jaren om zich te vormen, maar een ster die vijf keer zo groot is, heeft minder dan een miljoen jaar nodig, terwijl de meest massieve sterren in honderdduizenden kunnen gaan schijnen.

Temperatuur

De temperatuur van het oppervlak is, zoals eerder vermeld, een ander belangrijk kenmerk dat rode dwergen definieert. Het moet minder zijn dan 5000K, maar niet minder dan 2000K, anders is het te cool om een ​​echte ster te zijn.

Stellaire objecten met een temperatuur lager dan 2000 K kunnen geen fusiekern hebben en zijn afgebroken sterren, die nooit een kritische massa hebben bereikt: bruine dwergen.

Een diepere analyse van spectraallijnen kan het verschil tussen rode dwerg en bruine dwerg verzekeren. Bewijs van lithium suggereert bijvoorbeeld dat het een rode dwerg is, maar als het methaan of ammoniak is, is het waarschijnlijk een bruine dwerg.

Spectraaltypen en Hertzsprung-Russell-diagram

Het Hertzsprung-Russell-diagram (HR-diagram) is een grafiek die de kenmerken en evolutie van een ster laat zien volgens zijn spectrale kenmerken. Dit omvat de temperatuur van het oppervlak, die, zoals we al zeiden, een bepalende factor is, evenals de helderheid ervan.

De variabelen waaruit de grafiek bestaat, zijn helderheid op de verticale as en effectieve temperatuur op de horizontale as. Het werd begin 1900 onafhankelijk gemaakt door astronomen Ejnar Hertzsprung en Henry Russell.

Figuur 2. HR-diagram met rode dwergen in de hoofdreeks, in de rechter benedenhoek. Bron: Wikimedia Commons. DAT.

Volgens hun spectrum zijn de sterren gegroepeerd volgens de spectrale classificatie van Harvard, waarbij de temperatuur van de ster in de volgende reeks letters wordt aangegeven:

OBAFGKM

We beginnen met de heetste sterren, type O, terwijl de koudste type M zijn. In de figuur staan ​​de spectraaltypen onderaan de grafiek, op de blauw gekleurde balk aan de linkerkant totdat ze de rood aan de rechterkant.

Binnen elk type zijn er variaties, aangezien de spectraallijnen een verschillende intensiteit hebben, is elk type onderverdeeld in 10 subcategorieën, aangegeven met nummers van 0 tot 9. Hoe lager het nummer, hoe heter de ster. De zon is bijvoorbeeld type G2 en Proxima Centauri is M6.

Het middengebied van de grafiek, dat ongeveer diagonaal verloopt, wordt de hoofdreeks genoemd. De meeste sterren zijn er, maar hun evolutie kan ertoe leiden dat ze tevoorschijn komen en zichzelf in andere categorieën plaatsen, zoals een rode reus of een witte dwerg. Het hangt allemaal af van de massa van de ster.

Het leven van rode dwergen vindt altijd plaats in de hoofdreeks, en in termen van spectraaltype zijn niet alle M-klasse dwergen rode dwergen, hoewel de meeste dat wel zijn. Maar in deze klasse zijn er ook superreussterren zoals Betelgeuze en Antares (rechtsboven in het HR-diagram).

Evolutie

Het leven van elke ster begint met de ineenstorting van interstellaire materie dankzij de werking van de zwaartekracht. Terwijl materie agglutineert, roteert het steeds sneller en vlakt het af tot een schijf, dankzij het behoud van het impulsmoment. In het midden staat de protoster, het embryo om zo te zeggen van de toekomstige ster.

Naarmate de tijd verstrijkt, nemen de temperatuur en de dichtheid toe, totdat een kritische massa is bereikt, waarin de fusiereactor zijn activiteit begint. Dit is de energiebron van de ster in zijn tijd en vereist een kerntemperatuur van ongeveer 8 miljoen K.

De ontsteking in de kern stabiliseert de ster, omdat deze de zwaartekracht compenseert, waardoor het hydrostatische evenwicht ontstaat. Dit vereist een massa tussen 0,01 en 100 keer de massa van de zon. Als de massa groter is, zou oververhitting een catastrofe veroorzaken die de protoster zou vernietigen.

Figuur 3. Bij een rode dwerg houdt de fusie van waterstof in de kern de zwaartekracht in evenwicht. Bron: F. Zapata.

Zodra de fusiereactor is gestart en het evenwicht is bereikt, gaan de sterren naar de hoofdreeks van het HR-diagram. Rode dwergen zenden heel langzaam energie uit, dus hun waterstoftoevoer duurt lang. De manier waarop een rode dwerg energie uitzendt, is via het mechanisme van convectie.

De energieproducerende omzetting van waterstof in helium wordt in rode dwergen uitgevoerd door proton-protonketens, een opeenvolging waarin het ene waterstofion met het andere versmelt. De temperatuur heeft grote invloed op de manier waarop deze versmelting plaatsvindt.

Zodra de waterstof is uitgeput, stopt de reactor van de ster met werken en begint het langzame afkoelproces.

Proton-proton-keten

Deze reactie is heel gebruikelijk bij sterren die net zijn toegetreden tot de hoofdreeks, evenals bij rode dwergen. Het begint als volgt:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν

Waar e ⁺ een positron is, in alles identiek aan het elektron, behalve dat zijn lading positief is en ν een neutrino is, een licht en ongrijpbaar deeltje. Op zijn beurt is ² ₁ H deuterium of zware waterstof.

Dan gebeurt het:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ Hij + γ

In het laatste symboliseert γ een foton. Beide reacties komen twee keer voor, wat resulteert in:

³ ₂ Hij + ³ ₂ Hij → ⁴ ₂ Hij + 2 ( ¹ ₁ H)

Hoe wekt de ster energie op door dit te doen? Welnu, er is een klein verschil in de massa van de reacties, een klein verlies aan massa dat wordt omgezet in energie volgens de beroemde vergelijking van Einstein:

E = mc ²

Omdat deze reactie talloze keren plaatsvindt met een immens aantal deeltjes, is de energie die wordt verkregen enorm. Maar het is niet de enige reactie die plaatsvindt in een ster, hoewel het het meest voorkomt bij rode dwergen.

Levensduur van een ster

Hoe lang een ster leeft, hangt ook af van zijn massa. De volgende vergelijking is een schatting van die tijd:

T = M ^-2,5

Hier is T tijd en M is massa. Het gebruik van hoofdletters is gepast, vanwege de tijd en de enorme omvang van de massa.

Een ster als de zon leeft ongeveer 10 miljard jaar, maar een ster die 30 keer zo zwaar is als de zon, leeft 30 miljoen jaar en een andere, nog zwaarder, kan ongeveer 2 miljoen jaar leven. Hoe dan ook, het is een eeuwigheid voor mensen.

Rode dwergen leven veel langer dan dat, dankzij de spaarzaamheid waarmee ze hun nucleaire brandstof besteden. In termen van tijd zoals we die ervaren, duurt een rode dwerg eeuwig, omdat de tijd die nodig is om de waterstof uit de kern te verwijderen, de geschatte leeftijd van het heelal overschrijdt.

Er zijn nog geen rode dwergen gestorven, dus alles wat kan worden gespeculeerd over hoe lang ze leven en wat hun einde zal zijn, is te danken aan computersimulaties van modellen die zijn gemaakt met de informatie die we over hen hebben.

Volgens deze modellen voorspellen wetenschappers dat wanneer een rode dwerg geen waterstof meer heeft, hij zal veranderen in een blauwe dwerg.

Niemand heeft ooit zo'n ster gezien, maar als waterstof afneemt, breidt een rode dwerg zich niet uit tot een rode reuzenster, zoals onze zon dat ooit zal doen. Het verhoogt gewoon zijn radioactiviteit en daarmee zijn oppervlaktetemperatuur, die blauw wordt.

Samenstelling van rode dwergen

De samenstelling van de sterren lijkt erg op elkaar, voor het grootste deel zijn het enorme ballen van waterstof en helium. Ze houden enkele elementen vast die aanwezig waren in het gas en stof waaruit ze voortkwamen, dus bevatten ze ook sporen van de elementen die de voorgaande sterren hebben helpen creëren.

Om deze reden is de samenstelling van rode dwergen vergelijkbaar met die van de zon, hoewel de spectraallijnen aanzienlijk verschillen vanwege de temperatuur. Dus als een ster vage waterstoflijnen heeft, betekent dit niet dat hij dit element mist.

In rode dwergen zijn er sporen van andere zwaardere elementen, die astronomen 'metalen' noemen.

In de astronomie valt deze definitie niet samen met wat algemeen wordt begrepen als metaal, aangezien het hier wordt gebruikt om naar elk element te verwijzen, behalve waterstof en helium.

Opleiding

Het stervormingsproces is complex en wordt beïnvloed door talrijke variabelen. Er is nog veel onbekend over dit proces, maar er wordt aangenomen dat het voor alle sterren hetzelfde is, zoals beschreven in voorgaande segmenten.

De factor die de grootte en kleur van een ster bepaalt, in verband met zijn temperatuur, is de hoeveelheid materie die hij dankzij de zwaartekracht weet toe te voegen.

Een vraag die astronomen zorgen baart en die nog moet worden opgehelderd, is het feit dat rode dwergen elementen bevatten die zwaarder zijn dan waterstof, helium en lithium.

Enerzijds voorspelt de oerknaltheorie dat de eerste gevormde sterren alleen uit de drie lichtste elementen moeten bestaan. Bij rode dwergen zijn echter zware elementen aangetroffen.

En als er nog geen rode dwergen zijn gestorven, betekent dit dat de eerste rode dwergen die zich hebben gevormd daar nog steeds ergens moeten zijn, allemaal gemaakt van lichte elementen.

Dan kunnen de rode dwergen zich later hebben gevormd, omdat de aanwezigheid van zware elementen vereist is bij het maken ervan. Of dat er eerste generatie rode dwergen zijn, maar omdat ze zo klein zijn en zo weinig licht hebben, zijn ze nog niet ontdekt.

Voorbeelden van rode dwergen

Volgende Centauri

Het is 4,2 lichtjaar verwijderd en heeft een massa die gelijk is aan een achtste van die van de zon, maar 40 keer dichter. Proxima heeft een sterk magnetisch veld, waardoor het vatbaar is voor overstraling.

Proxima heeft ook minstens één bekende planeet: Proxima Centauri b, onthuld in 2016. Maar er wordt aangenomen dat deze is weggespoeld door de fakkels die de ster vaak afgeeft, dus het is onwaarschijnlijk dat er leven zal zijn, althans niet zoals dat weten we, aangezien de emissies van de ster röntgenstralen bevatten.

Barnard's ster

Figuur 4. Vergelijking van afmetingen tussen de zon, de ster van Barnard en de planeet Jupiter. Bron: Wikimedia Commons.

Het is een zeer nabije rode dwerg, 5,9 lichtjaar verwijderd, waarvan het belangrijkste kenmerk zijn grote snelheid is, ongeveer 90 km / s in de richting van de zon.

Het is zichtbaar door telescopen en net als Proxima is het ook vatbaar voor fakkels en fakkels. Onlangs werd een planeet ontdekt in een baan om de ster van Barnard.

Teegarden Star

Deze rode dwerg van slechts 8% van de massa van de zon staat in het sterrenbeeld Ram en is alleen te zien met krachtige telescopen. Het is een van de dichtstbijzijnde sterren, op een afstand van ongeveer 12 lichtjaar.

Het werd ontdekt in 2002 en naast een opmerkelijke eigen beweging, lijkt het planeten te hebben in de zogenaamde bewoonbare zone.

Wolf 359

Het is een variabele rode dwerg in het sterrenbeeld Leeuw en staat op bijna 8 lichtjaar afstand van onze zon. Omdat het een variabele ster is, neemt zijn helderheid periodiek toe, hoewel zijn fakkels niet zo intens zijn als die van Proxima Centauri.

Referenties

1. Adams, F. Rode dwergen en het einde van de hoofdreeks. Hersteld van: astroscu.unam.mx.
2. Carroll, B. An Introduction to Modern Astrophysics. 2e. Editie. Pearson.
3. Kosmos. Rode dwergen. Hersteld van: astronomy.swin.edu.au.
4. Martínez, D. De stellaire evolutie. Hersteld van: Google Books.
5. Taylor, N. Red Dwarfs: de meest voorkomende en langstlevende sterren. Hersteld van: space.com.
6. Fraknoi, A. The Spectra of Stars (en Brown Dwarfs). Hersteld van: phys.libretexts.org.