Sterrekunde

Watter kleur is 'n rooi dwergster?

Watter kleur is 'n rooi dwergster?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ek het onlangs gelees dat 'n rooi dwergster eintlik wit kan lyk. Ek besef dat daar 'n wye verskeidenheid temperatuur in die rooi dwergoppervlak is, 2 500 tot 3 500 grade K, vergeleke met 5 778 vir ons son. Metaal by 2 500 grade K is byna witwarm met net spore geel. Is dit waar ook vir 93% waterstof 7% helium? Sou die kleur van rooi dwergsterre nader aan geel / wit eerder as rooi wees op grond van ons visie, as ons naby genoeg sou wees om 'n mooi voorkoms te kry?


Die spektrum is natuurlik swaar geweeg aan rooi golflengtes, maar u antwoord het hoofsaaklik te make met die fisiologie van die oog, nie astrofisika nie.

Hierdie webwerf het sterre spektra gevou deur die toepaslike reaksie en 'oranje-is' vir M-dwerge bereik.

'N' Witwarm 'metaalstuk is nie regtig wit nie. Sonlig lyk wit - 'n swartliggaamspektrum rondom 5800 K. Die komposisie speel geen groot rol nie, hoewel die spektrum van verhitte suiwer metaal waarskynlik nader aan 'n swartliggaam is as 'n M-dwerg. Ek vermoed dat as mense oor 'witwarmmetaal' praat, die oog oorval word deur 'n groot stroom fotone. Die intrinsieke spektrum is duidelik nie die van 'n "wit" voorwerp (soos sonlig) nie. Dit kan egter wees dat die emissiwiteit 'n bietjie laer is in die rooi deel van die sigbare spektrum, sodat wanneer daar ten minste 'n groen / blou lig geproduseer word (onthou dat die Wien-stert 'n eksponensiële val op die kort golflengte kant is) dat die sensoriese kleursensoriese selle kan voldoende geaktiveer word om dit te mislei dat die lig wit is. Hoe dit ook al sy, dit is fisiologie, nie astrofisika nie.

Naskrif: Die meeste mense kan die oranje-kleur van M-sterre soos Betelgeuse en Antares uitmaak. Dit is (super) reuse, maar hul spektra verskil nie so van M-dwerge nie.


Die skynbare kleur van 'n swartliggaamstraler in 'n CIE-kleurdiagram word deur die Planckian-lokus gegee. 'N Suiwer swartliggaamspektrum vir 'n gegewe temperatuur, wat deur die gestandaardiseerde reaksie van die menslike oog loop, sal ooreenstem met 'n punt langs die Planckian-lokus.

Natuurlik is geen sterre of metaal perfekte swartliggaamstralers nie, dus kan die kleur 'n bietjie anders wees as u 'n regte spektrum gebruik, maar ek dink dit behoort u 'n antwoord te gee wat baie naby is.

Die volgende diagram (vanaf die wikipedia-bladsy oor Planckian locus) toon die Planckian-locus as die kromme van 1000 K tot oneindig. Soos u kan sien, is dit ongeveer 5800 K, die temperatuur van ons son, amper wit. Op 2500 K lyk dit vir my asof dit 'n oranje-geel kleur sal wees, met 3500 K wat 'n helder geel, amper wit kleur gee.

Die $ D_ {xx} $ punte verteenwoordig verskillende dagligstandaarde. Soos u kan sien, is hulle ordentlik naby die Planckian-lokus, al weet ek nie of 'n dwergster min of meer van die Planckian-lokus as ons son sou verskil nie.

Die reguit regmerkies langs die kurwe is nie regtig relevant vir u vraag nie, maar om die gekorreleerde kleurtemperatuur te bereken. In wese, as u 'n ligbron soos 'n LED het, kan u sien dat u koördinaat (u, v) is, en die lyn waarna dit lê, is die benaderde kleurtemperatuur van die ligbron wat u op die kassie sit om dit in 'n winkel te verkoop.


Rooi dwerge: die mees algemene en langlewende sterre

Rooi dwergsterre vorm die grootste populasie sterre in die sterrestelsel, maar hulle skuil in die skaduwee, te dof om met die blote oog van die Aarde gesien te word. Hulle beperkte straling help om hul lewens, wat langer is as die son, te verleng.

Wetenskaplikes dink dat 20 uit die 30 sterre naby die aarde rooi dwerge is. Die naaste ster aan die son, Proxima Centauri, is 'n rooi dwerg.

Die term "rooi dwerg" verwys nie na 'n enkele soort ster nie. Dit word gereeld toegepas op die coolste voorwerpe, insluitend K- en M-dwerge - wat ware sterre is - en bruin dwerge, wat dikwels 'mislukte sterre' genoem word omdat hulle nie waterstofversmelting in hul kern bevat nie.

"Daar is geen ware definisie van rooi dwerge nie," het sterrekundige Micha & eumll Gillon van die Universiteit van Li & egravege in België per e-pos aan Space.com gesê. Gillon, wat sterrevoorwerpe aan die koeler punt van die spektrum bestudeer, was deel van die span wat die ultra-koel ster TRAPPIST-1 geïdentifiseer het. Rooi dwerg "verwys gewoonlik na dwergsterre met 'n spektrale tipe wat wissel van K5V tot M5V," het Gillon gesê.


Wolf 359 & # 8211 'n Red Dwarf Star

Wolf 359 is 'n dowwe rooi dwerg wat net 7,86 ligjare weg in die sterrebeeld Leo is. Dit is 'n rooi dwergster in die sterrebeeld Leo, naby die ekliptika. Dit is een van die naaste sterre aan die son. Op 'n afstand van ongeveer 7,9 ligjaar vanaf die aarde, het dit 'n skynbare magnitude van 13,54 en kan dit slegs met 'n groot teleskoop gesien word. Soos rooi dwergsterre in die Aarde en die naghemel, is die ster heeltemal te dof om vir die blote menslike oog sigbaar te wees.

Wolf 359 is 'n uiters flou ster is die derde naaste aan Sol na Alpha Centauri 3 en Barnard & # 8217s Star. Dit is een van die naaste sterre aan die son, net die Alpha Centauri-stelsel (insluitend Proxima Centauri), Barnard & # 8217s Star en die bruin dwerge Luhman 16 en WISE 0855−0714 is bekend daarvoor. Dit is slegs ongeveer 7,8 ligjare weg in die oostelike sentrale deel van Constellation Leo, die Leeu en # 8211 suid van Chertan of Coxa (Theta Leonis). Sy nabyheid aan die aarde het daartoe gelei dat dit in verskeie fiksiewerke genoem word. Met 'n skynbare sterkte van 13,54 is dit onsigbaar met die blote oog en kan dit net in groter teleskope gesien word.

Wolf 359 was die primêre deel van die Wolf-stelsel. Hierdie stelsel, ongeveer agt ligjaar vanaf Sol, was in die Alpha-kwadrant.

Max (Maximilian Franz Joseph Cornelius) Wolf (1863-1932), 'n baanbreker van die astrofotografie wat honderde veranderlike sterre en asteroïdes ontdek het, sowel as ongeveer 5 000 newels, deur fotografiese plate te ontleed en die & # 8220dry plaat & # 8221 in 1880 te ontwikkel en die & # 8220blink-vergelyker & # 8221 in 1900 met die Carl Zeiss-optiese maatskappy in Jena, Duitsland, het sy hoë bewegingsbeweging fotografies ontdek.

Wolf 359 is een van die vaagste en lae massa sterre wat nog ooit ontdek is. Die fotosfeer, of die liguitstralende laag, het 'n temperatuur van ongeveer 2800 K, wat laag genoeg is om chemiese verbindings te vorm en te oorleef. In die spektrum is absorpsielyne van verbindings soos water en titaan (II) oksied waargeneem. As Wolf 359 ons Son, Sol sou vervang, het 'n waarnemer op Aarde 'n teleskoop nodig om sy ronde vorm duidelik te sien, en die daglig sou baie dowwe wees, net tien keer helderder as die volle maanlig met Sol.

Onlangs is die Hubble-ruimteteleskoop gebruik om na flou metgeselle vir Wolf 359 te soek. Die magnetiese veld op die oppervlak is sterker as die gemiddelde magnetiese veld op die son. Wolf 359 is 'n fakkelster wat 'n kort toename in helderheid kan ervaar as gevolg van magnetiese aktiwiteit wat veroorsaak word deur konveksie. Ruimteteleskope het sterk bars van X-straal- en gammastraling vanaf hierdie fakkels waargeneem. Wolf 359 is 'n jong ster wat al minder as 'n miljard jaar bestaan. Twee planetêre metgeselle word vermoed, maar daar is nog geen puinskywe ontdek nie.


Inhoud

In 2016 het die International Astronomical Union 'n werkgroep oor sterrename (WGSN) [19] gereël om eiename vir sterre te katalogiseer en te standaardiseer. Die WGSN het die naam goedgekeur Barnard's Star vir hierdie ster op 1 Februarie 2017 en dit is nou opgeneem in die lys met IAU-goedgekeurde stername. [20]

Barnard's Star is 'n rooi dwerg van die dowwe spektraal tipe M4, en dit is te flou om sonder 'n teleskoop te sien. Die skynbare grootte daarvan is 9,5.

Op 7–12 miljard jaar is Barnard's Star aansienlik ouer as die son, wat 4,5 miljard jaar oud is, en is dit miskien een van die oudste sterre in die Melkwegstelsel. [11] Barnard's Star het 'n groot mate van rotasie-energie verloor, en die periodieke effense veranderinge in sy helderheid dui daarop dat dit een keer in 130 dae [10] draai (die son draai in 25). Vanweë sy ouderdom, is Barnard's Star lankal aangeneem om rustig te wees wat die sterre-aktiwiteit betref. In 1998 het sterrekundiges 'n intense sterflits waargeneem, wat getoon het dat Barnard's Star 'n fakkelster is. [21] Barnard's Star het die veranderlike sterbenaming V2500 Ophiuchi. In 2003 het Barnard's Star die eerste waarneembare verandering in die radiale snelheid van 'n ster veroorsaak deur sy beweging. Verdere veranderlikes in die radiale snelheid van Barnard's Star word toegeskryf aan sy sterre-aktiwiteit. [22]

Die regte beweging van Barnard's Star stem ooreen met 'n relatiewe syspoed van 90 km / s. Die boog van 10,3 sekondes wat dit jaarliks ​​beweeg, beloop 'n kwart graad in 'n menslike leeftyd, ongeveer die helfte van die hoekdeursnee van die volmaan. [16]

Die radiale snelheid van Barnard se ster na die son word vanaf die blueshift tot -110 km / s gemeet. Gekombineer met sy regte beweging, gee dit 'n ruimtesnelheid (werklike snelheid relatief tot die son) van -142,6 ± 0,2 km / s. Barnard's Star sal sy naaste benadering tot die son maak teen ongeveer 11 800 CE, wanneer dit binne ongeveer 3,75 ligjare sal nader. [6]

Proxima Centauri is die naaste ster aan die son op 'n posisie wat tans 4,24 ligjare daarvandaan is. Ten spyte van Barnard's Star se nog nader deurloop na die son in 11.800, sal dit nog steeds nie die naaste ster wees nie, want teen daardie tyd sal Proxima Centauri na 'n nog nabye ligging van die son beweeg. [23] Teen die tyd dat die ster die naaste aan die son gaan, sal Barnard's Star nog te dof wees om met die blote oog gesien te word, aangesien sy skynbare grootte teen daardie tyd nog net met een magnitude sal toegeneem tot ongeveer 8,5, en nog steeds 2,5 is groottes kort met sig met die blote oog.

Barnard's Star het 'n massa van ongeveer 0,14 sonmassas (M ), [6] en 'n radius van 15% tot 20% van die son se. [9] [24] Alhoewel Barnard's Star ongeveer 150 keer die massa van Jupiter het (M J), is die radius slegs 1,5 tot 2,0 keer groter as gevolg van die veel hoër digtheid. Die effektiewe temperatuur daarvan is 3.100 kelvin en het 'n visuele helderheid van 0.0004 sonligsterkte. [9] Barnard's Star is so flou dat dit net 100 keer helderder as 'n volmaan op dieselfde afstand van die aarde as die son sou wees, vergelykbaar met die helderheid van die son by 80 sterrekundige eenhede. [25]

Barnard's Star het 10–32% van die sonmetaal. [3] Metallisiteit is die verhouding sterremassa wat bestaan ​​uit elemente wat swaarder is as helium en help om sterre te klassifiseer in verhouding tot die galaktiese bevolking. Barnard's Star blyk tipies te wees vir die ou, rooi dwergpopulasie II-sterre, maar dit is ook gewoonlik metaalarm halo-sterre. Terwyl dit nie sonkrag is nie, is Barnard's Star se metaalvermoë hoër as dié van 'n halo-ster en is dit in ooreenstemming met die lae punt van die metaalryke skyfsterreeks, plus sy groot ruimtebeweging, het gelei tot die benaming "intermediêre populasie II-ster ", tussen 'n stralekrans en 'n skyfster. [3] [22] Alhoewel sommige onlangs gepubliseerde wetenskaplike artikels baie hoër beramings gegee het vir die metallisiteit van die ster, baie naby aan die sonvlak, tussen 75 en 125% van die sonmetallisiteit. [26] [27]

The Barnard's Star planetêre stelsel [18]
Metgesel
(in volgorde van ster)
Massa Semimajor as
(AU)
Orbitale periode
(dae)
Eksentrisiteit Neiging Radius
b (betwis [28]) ≥ 3.23 ± 0.44 M 0.404 ± 0.018 232.80 +0.38
−0.41
0.32 +0.1
−0.15

In November 2018 het 'n internasionale span sterrekundiges aangekondig dat 'n kandidaat vir 'n super-aarde opspoor in 'n relatiewe nabyheid van Barnard's Star. Onder leiding van Ignasi Ribas van Spanje het hulle werk, wat oor twee dekades van waarneming gedoen is, sterk bewyse gelewer van die bestaan ​​van die planeet. [18] [29] Die bestaan ​​van 'n planeet is egter in 2021 bevraagteken, omdat radiale snelheidsein met 'n planetêre wentelbaan blykbaar in nuwer gegewens verdwyn het. [28]

Die planeet, wat Barnard se ster b genoem is, is naby die sneeustreek van die sterrestelsel gevind, wat 'n ideale plek is vir die ysige aanwas van voor-planetêre materiaal. Dit wentel om 233 AU elke 233 dae en het 'n voorgestelde massa van 3,2 M . Die planeet is heel waarskynlik ysig, met 'n geskatte oppervlaktemperatuur van ongeveer -170 ° C (-274 ° F) en lê buite Barnard Star se vermeende bewoonbare sone. Daar is egter meer werk aan die atmosfeer van die planeet nodig om die oppervlaktetoestande beter te verstaan. Direkte beelding van die planeet en sy handtekening-ligte handtekening is moontlik in die dekade na die ontdekking daarvan. Verdere flou en ongekende versteurings in die stelsel dui daarop dat daar 'n tweede planeetgenoot selfs verder buite kan wees. [30]

Vorige planetêre eise

Gedurende 'n dekade van 1963 tot ongeveer 1973 aanvaar 'n aansienlike aantal sterrekundiges die bewering van Peter van de Kamp dat hy met behulp van astrometrie 'n versteuring in die regte beweging van Barnard's Star ontdek het, wat ooreenstem met die feit dat dit een of meer planete het wat vergelykbaar is in massa saam met Jupiter. Van de Kamp het die ster van 1938 af waargeneem, en saam met kollegas aan die Sproul-sterrewag aan die Swarthmore College probeer om minuscule variasies van een mikrometer in sy posisie op fotografiese plate te vind wat ooreenstem met baanversteurings wat sou dui op 'n planetêre metgesel. aangesien tien mense hul resultate bereken om plate te kyk, om sistemiese individuele foute te vermy. [32] Van de Kamp se aanvanklike voorstel was 'n planeet met ongeveer 1,6 M J op 'n afstand van 4,4 AE in 'n effens eksentrieke baan, [33] en hierdie metings is blykbaar in 'n 1969-artikel verfyn. [34] Later die jaar het Van de Kamp voorgestel dat daar twee planete van 1,1 en 0,8 M was J. [35]

Daarna het ander sterrekundiges die metings van Van de Kamp herhaal, en twee artikels in 1973 het die aanspraak van 'n planeet of planete ondermyn. George Gatewood en Heinrich Eichhorn, by 'n ander sterrewag en met behulp van nuwer plaatmetingstegnieke, kon die planetêre metgesel nie verifieer nie. [36] 'n Ander artikel gepubliseer deur John L. Hershey vier maande vroeër, wat ook die Swarthmore-sterrewag gebruik het, het bevind dat veranderinge in die astrometriese veld van verskillende sterre gekorreleer het met die tydsberekening van aanpassings en modifikasies wat op die lens van die refraktorteleskoop uitgevoer is. [37] die beweerde planeet word toegeskryf aan 'n artefak van instandhoudings- en opgraderingswerk. Die saak is bespreek as deel van 'n breër wetenskaplike oorsig. [38]

Van de Kamp het nooit 'n fout erken nie en het 'n verdere bewering van die bestaan ​​van twee planete reeds in 1982 gepubliseer [39], toe hy in 1995 oorlede is. Wulff Heintz, die opvolger van Van de Kamp in Swarthmore en 'n kenner van dubbelsterre, bevraagteken sy bevindings en begin kritiek gepubliseer vanaf 1976. Na bewering het die twee mans vervreem geraak. [40]

Die verfyning van planetêre grense

Gedurende die meer as vier dekades tussen Van de Kamp se afgewysde eis en die uiteindelike aankondiging van 'n planeetkandidaat, is Barnard's Star noukeurig bestudeer en die massa- en baangrense vir moontlike planete stadig verskerp. M-dwerge soos Barnard's Star word in hierdie verband makliker bestudeer as groter sterre, omdat hul laer massa verstorings duideliker maak. [41]

Nul resultate vir planetêre metgeselle het gedurende die 1980's en 1990's voortgeduur, insluitend interferometriese werk met die Hubble-ruimteteleskoop in 1999. [43] Gatewood kon in 1995 aantoon dat planete met 10 M J was onmoontlik rondom Barnard's Star, [38] in 'n artikel wat die negatiewe sekerheid rakende planetêre voorwerpe in die algemeen help verfyn het. [44] In 1999 het die Hubble-werk planetêre metgeselle van 0,8 M verder uitgesluit J met 'n wentelperiode van minder as 1000 dae (Jupiter se wentelperiode is 4.332 dae), [43] terwyl Kuerster in 2003 vasgestel het dat binne die bewoonbare gebied rondom Barnard's Star, planete nie moontlik is met 'n "M sonde iwaarde [noot 1] groter as 7,5 keer die massa van die Aarde (M ), of met 'n massa van meer as 3,1 keer die massa van Neptunus (baie laer as die kleinste voorgestelde waarde van Van de Kamp). [22]

In 2013 is 'n navorsingsartikel gepubliseer wat die massa-grense van die planeet vir die ster verder verfyn het. Met behulp van radiale snelheidsmetings, geneem oor 'n periode van 25 jaar, vanaf die Lick and Keck Observatories en die toepassing van Monte Carlo-analise vir sirkel- en eksentrieke wentelbane, is die boonste massas vir planete tot 1000-daebane bepaal. Planete bo twee aardmassas in wentelbane van minder as tien dae is uitgesluit, en planete van meer as tien aardmassas na 'n baan van twee jaar is ook met vertroue uitgesluit. Daar is ook ontdek dat die bewoonbare sone van die ster skynbaar geen aardmassaplanete of groter het nie, behalwe as dit om die baan gaan. [45] [46]

Alhoewel hierdie ondersoek die moontlike eienskappe van planete rondom Barnard's Star sterk beperk het, het dit hulle nie heeltemal uitgesluit nie, aangesien aardse planete altyd moeilik opgespoor sou word. Na verneem word, het NASA se Space Interferometry Mission, wat na die buitekolêre aardagtige planete moes begin soek, Barnard's Star as 'n vroeë soekteiken gekies. [25] Hierdie missie is in 2010 gestaak. [47] ESA se soortgelyke Darwin-interferometrie-missie het dieselfde doel gehad, maar is in 2007 van geld ontslae geraak. [48]

Die ontleding van radiale snelhede wat uiteindelik gelei het tot die ontdekking van die kandidaat-super-Aarde wat om Barnard's Star wentel, is ook gebruik om meer presiese boonste massalimiete op te stel vir moontlike planete, tot en binne die bewoonbare sone: 'n maksimum van 0,7 M tot by die binnekant en 1,2 M aan die buitenste rand van die optimistiese bewoonbare sone, wat ooreenstem met wentelperiodes van onderskeidelik tot 10 en 40 dae. Daarom blyk dit dat Barnard's Star inderdaad nie gasheer is vir aardmassaplanete, of groter, in warm en gematigde wentelbane nie, anders as ander M-dwergsterre wat gewoonlik hierdie soort planete in nabye wentelbane het. [18]

Projek Daedalus Edit

Barnard's Star is bestudeer as deel van Project Daedalus. Die studie is tussen 1973 en 1978 gedoen en het voorgestel dat vinnige, onbemande reis na 'n ander sterstelsel moontlik is met bestaande of nabye toekomstige tegnologie. [49] Barnard's Star is gekies as teiken, deels omdat daar glo planete was. [50]

Die teoretiese model het voorgestel dat 'n kernpulsvuurpyl met kernfusie (spesifiek elektronbombardement van deuterium en helium-3) en wat vier jaar versnel, 'n snelheid van 12% van die ligsnelheid kan behaal. Die ster kan dan binne 50 jaar binne 'n menslike leeftyd bereik word. [50] Saam met gedetailleerde ondersoek na die ster en enige metgeselle, sal die interstellêre medium ondersoek word en die basislyn-astrometriese lesings uitgevoer word. [49]

Die aanvanklike Project Daedalus-model het verdere teoretiese navorsing tot gevolg gehad. In 1980 het Robert Freitas 'n meer ambisieuse plan voorgestel: 'n selfrepliserende ruimtetuig wat bedoel was om buitenaardse lewe te soek en kontak te maak. [51] Gebou en gelanseer in Jupiter se wentelbaan, sou dit Barnard's Star binne 47 jaar bereik onder parameters soortgelyk aan dié van die oorspronklike Project Daedalus. Sodra hy by die ster was, sou dit met outomatiese selfreplikasie begin, 'n fabriek bou, aanvanklik om ondersoekende sondes te vervaardig en uiteindelik na 1000 jaar 'n kopie van die oorspronklike ruimtetuig te skep. [51]

In 1998 is 'n sterre fakkel op Barnard's Star opgespoor op grond van veranderinge in die spektraalemissies op 17 Julie tydens 'n onverwante soeke na variasies in die regte beweging. Vier jaar het verloop voordat die fakkel volledig ontleed is, en op daardie stadium is voorgestel dat die fakkeltemperatuur 8.000 K was, meer as twee keer die normale temperatuur van die ster. [52] Gegewe die wesenlike ewekansige aard van fakkels, het Diane Paulson, een van die skrywers van die studie, opgemerk dat 'die ster fantasties sou wees vir amateurs om waar te neem'. [21]

Die fakkel was verrassend omdat intense sterre-aktiwiteit nie by sterre van sulke ouderdomme verwag word nie. Fakkels word nie heeltemal verstaan ​​nie, maar word vermoedelik veroorsaak deur sterk magnetiese velde, wat plasmakonveksie onderdruk en tot skielike uitbarstings lei: sterk magnetiese velde kom voor in vinnig draaiende sterre, terwyl ou sterre geneig is om stadig te draai. Dit is dus 'n seldsaamheid dat Barnard's Star 'n gebeurtenis van so 'n omvang ondergaan. [52] Navorsing oor die ster se periodisiteit, of veranderinge in steraktiwiteit oor 'n gegewe tydskaal, dui ook daarop dat dit rustig moet wees. 1998 het navorsing swak bewyse getoon vir periodieke variasie in die helderheid van die ster, en het slegs een moontlike sterrepot gedurende 130 dae opgemerk. [10]

Hierdie sterre-aktiwiteit het belangstelling geskep om Barnard's Star as 'n gevolmagtigde te gebruik om soortgelyke sterre te verstaan. Daar word gehoop dat fotometriese studies van die X-straal- en UV-uitstoot daarvan die groot bevolking van ou M-dwerge in die sterrestelsel sal werp. Sulke navorsing het astrobiologiese implikasies: aangesien die bewoonbare sones van M-dwerge naby die ster is, sal enige planete sterk beïnvloed word deur sonfakkels, winde en plasma-uitwerpingsgebeurtenisse. [11]

In 2019 is twee bykomende ultraviolet-sterfakkels opgespoor, elk met 'n ver-ultravioletenergie van 3 * 10 22 joule, tesame met een X-straal-sterre-fakkel met energie 1,6 * 10 22 joule. Die fakkel wat tot dusver waargeneem is, is genoeg om 87 aardatmosfeer per miljard jaar deur termiese prosesse en Earth3 aardatmosfeer per miljard jaar deur ioonverliesprosesse op Barnard's Star te veroorsaak. [53]

Barnard's Star deel baie dieselfde omgewing as die Sun. Die bure van Barnard's Star is oor die algemeen van rooi dwerggrootte, die kleinste en mees algemene stertipe. Sy naaste buurman is tans die rooi dwerg Ross 154, op 1,66 parsek (5,41 ligjaar) afstand. Die Son en Alpha Centauri is onderskeidelik die naaste stelsels. [25] Van Barnard's Star sou die son aan die diametraal teenoorgestelde kant van die hemel verskyn by koördinate RA = 5 uur 57 m 48,5 s, Des = -04 ° 41 ′ 36 ″, in die westelikste deel van die sterrebeeld Monoceros. Die absolute grootte van die son is 4,83, en op 'n afstand van 1,834 parsek sal dit 'n ster van die eerste grootte wees, aangesien Pollux van die aarde af kom. [noot 2]


Protostar:

'N Protostêr is wat jy het voordat 'n ster ontstaan. 'N Protostar is 'n versameling gas wat van 'n reuse-molekulêre wolk afgeval het.

Die protostarsfase van sterre-evolusie duur ongeveer 100 000 jaar. Met verloop van tyd neem swaartekrag en druk toe, wat die protostêr dwing om af te val.

Al die energie wat deur die protostar vrygestel word, kom slegs van die verwarming wat deur die gravitasie-energie veroorsaak word - kernfusiereaksies het nog nie begin nie.

The Birth of Star (video)


Temperatuur van sterre

[/ onderskrif]
U mag verbaas wees om te weet dat die kleur van sterre afhang van hul temperatuur. Die koelste sterre sal rooi lyk, terwyl die warmste sterre blou lyk. En wat definieer die temperatuur van 'n ster? Dit kom alles neer op massa.

Die mees algemene sterre in die heelal is die relatief klein rooi dwergsterre. Hierdie sterre kan so min as 7,5% van die massa van die son hê, en kan ongeveer 50% bo uitsteek. Rooi dwerge gebruik hul winkels waterstofbrandstof baie stadig, en dit het geglo dat 'n rooi dwergster met ongeveer 10% die massa van die son 10 triljoen jaar of langer kan leef. Ons eie Son sal net ongeveer 12 miljard jaar leef. Rooi dwergsterre het 'n oppervlaktemperatuur van minder as 3 500 Kelvin, en daarom lyk dit rooi vir ons oë.

Ons eie Son word geklassifiseer as 'n geel dwergster. Dit het 'n oppervlaktemperatuur van ongeveer 5800 Kelvin. As gevolg van hierdie temperatuur is die grootste deel van die lig wat ons van die son af sien stroom geel / wit. Our Sun is al 4,5 miljard jaar in die hoofreeksfase van sy lewe, en dit sal na verwagting nog ongeveer 7 miljard jaar duur.

Die warmste sterre is die blou sterre. Dit begin by temperature van ongeveer 10 000 Kelvin, en die grootste, warmste blou reuse kan meer as 40 000 Kelvin wees. In werklikheid kom daar soveel energie van die oppervlak van 'n blou ster af dat baie eintlik as ultraviolet sterre geklassifiseer kan word, dit is net dat ons oë nie so hoog in die spektrum kan sien nie.

Ons het baie artikels oor sterre hier op Universe Today geskryf. Hier is 'n artikel oor hoe rooi dwergsterre bewoonbare sones kan hê, en hier is 'n artikel oor hoe rooi dwerge hul stowwerige skywe kan skoonmaak.

Ons het verskeie episodes van Astronomy Cast oor sterre opgeneem. Hier is twee wat u nuttig kan vind: Episode 12: Waar kom babastertjies vandaan, en episode 13: Waarheen gaan sterre as hulle sterf?


10 interessante feite oor Red Dwarf Stars

Beeldkrediet: Chandra en XMM-Newton-beeld van die rooi dwergster Proxima Centauri

In teenstelling met die meeste ander klasse sterre wat duidelike en ondubbelsinnige klassifikasiestandaarde het, val rooi dwergsterre in 'n wye verskeidenheid massas, helderhede en spektra wat tot dusver behoorlik geklassifiseer is. In werklikheid kan die term "rooi dwerg" die meeste, indien nie alle K-tipe en vroeëre sterre insluit nie, met die klas gewoonlik na dwergsterre waarvan die spektraaltipe wissel van K5V tot M5V.

Nietemin het rooi dwerge, die algemeenste soort ster in die heelal, massas wat wissel tussen 7,5 en 50 persent van die son, met die sterre wat minder massief genoem word as bruin dwerge, en die volgende massiewer verskeidenheid sterre insluitend geel dwerge, soos ons son. Die verminderde grootte van rooi dwerge beteken dat hulle redelik dof is en verbrand by relatief lae temperature van minder as 6.380 ° F (vergeleke met die son, byvoorbeeld, wat 'n effektiewe temperatuur van 9.500 ° F) het. Hieronder is nog tien interessante feite oor rooi dwergsterre wat u miskien nie geken het nie.

Rooi dwerge sal die heelal oorleef

Alle rooi dwergsterre is volledig konvektief, wat beteken dat die helium in hierdie sterre voortdurend deur die ster gemeng word in plaas van helium in die kern van die sterre. As gevolg hiervan word die kernsintese deur middel van die proton-proton-kettingreaksie vertraag, wat weer beteken dat rooi dwerge 'n buitengewone lang lewensduur het. Trouens, studies toon dat rooi dwerge met 'n lae massa die son sal oorleef met ten minste die derde of vierde krag van die verhouding tussen hul massa en die van die son, wat beteken dat die meeste rooi dwerge ten minste 10 biljoen jaar sal leef, hulle is die langste van al die ster-soorte.

Hoe ligter 'n rooi dwerg, hoe langer leef dit

Oorweeg die volgende as 'n voorbeeld van hoe lank daar verwag word om rooi dwergsterre te leef: 'n Tipiese rooi dwerg van 0,16 sonmassa, wat ongeveer die massa van Barnard's Star is, sal gewoonlik ongeveer 2,5 biljoen jaar aan die hoofreeks spandeer voordat dit ontwikkel in 'n blou dwerg. Aangesien die heelal na raming net 13,8 miljard jaar oud is, is blou dwergsterre dus gebaseer op teoretiese modelle, en daar word voorspel dat dit vir nog minstens 5 miljard jaar sal lewe, gedurende welke tyd dit ongeveer 30% van die son se helderheid sal hê, en 'n effektiewe temperatuur tussen 6.500 K en 8.500 K.

Alle rooi dwergsterre bevat metale

Alle bekende rooi dwerge bevat metale, wat in astronomiese jargon beteken dat hulle elemente bevat wat swaarder is as waterstof en helium. Dit is nogal vreemd as 'n mens in ag neem hoe lank hierdie rooi dwerge geleef het, veral omdat die huidige teorie beweer dat rooi dwerge wat tydens die eerste uitbarsting van stervorming (Population III-sterre) gevorm het, metaalarm sou wees, maar steeds lewendig sou wees. Tog is daar tot dusver geen metaalarm rooi dwerge gevind nie, en 'n lewensvatbare verklaring waarom dit so is, bly steeds ondersoekers ontwyk.

Daar is geen "standaard" rooi dwergsterre nie

Ondanks die feit dat rooi dwergsterre as 'n klas die grootste deel van die melkpopulasie van die Melkweg uitmaak, is daar geen eenvormige standaard om die klas te beskryf nie, soos die geval is met alle ander sterreklasse. Alhoewel daar baie pogings was om 'n standaardklassifikasiemodel op te stel, blyk daar weinig ooreenstemming te wees tussen die verskillende klassifikasieskemas wat tans gebruik word. Desondanks is daar ten minste 'n ooreenkoms oor die primêre spektrale klasse vir rooi dwerge. Enkele ster-voorbeelde word hier gelys, met hul ster-klassifikasie tussen hakies: GJ 270 (M0 V), GJ 229A (M1 V), Lalande 21185 (M2 V), Gliese 581 (M3 V), GJ 402 (M4 V), GJ 51 (M5 V), Wolf 359 (M6 V), Van Biesbroeck 8 (M7 V), VB 10 (M8 V), LHS 2924 (M9 V).

Die meeste sterre in die Melkweg is rooi dwerge

Gebaseer op studies van die sterre in die omgewing van die Son, blyk dit dat rooi dwergsterre tot 75% van die totale sterrepopulasie van die Melkwegstelsel kan uitmaak, alhoewel sonder een optiese hulpmiddel geen enkele rooi dwerg vanaf die aarde sigbaar is nie . Nietemin, uit sestig van die sterre wat die naaste aan Son is, is vyftig rooi dwerge, met die naaste Proxima Centauri, 'n M5-tipe rooi dwerg met 'n skynbare magnitude van 11.05.

Alle rooi dwergsterre is lae-massa-sterre met 'n lae helderheid

Die massas en helderheid van rooi dwerge wissel baie, met M9V-tipe sterre wat ongeveer 7,5% van die son se massa weeg en 'n helderheid van 0,015% dié van die son, terwyl sterre van die M0V-klas die grootste en massiefste rooi dwerge is, al weeg hulle net 60% van die son se massa en skyn dit net ongeveer 7,2% so helder.

Rooi dwerge word gebruik om die ouderdom van sterretrosse te bereken

Aangesien rooi dwerge so lank is en so lank as wat hulle in die hoofreeks bly, kan hulle massas gebruik word om die massa te skat waarteen massiewe sterre van die hoofreeks af ontwikkel, en die punt word gebruik om die ouderdom van sterretrosse van alle soorte, asook die bepaling van die onderste limiet op die ouderdom van ander strukture soos die Galaktiese skyf en die Galaktiese stralekrans.

Ongeveer 40% van die rooi dwergsterre is gasheer vir 'super-aarde' planete

Gedetailleerde ondersoeke en studies het getoon dat tot 40% van die rooi dwerge 'super-aarde' planete huisves, en veral in die bewoonbare sones rondom die sterre, waar daar na verwagting vloeibare water sal bestaan. Daarbenewens het rekenaarmodelle aan die lig gebring dat minstens 90% van die 'super-aarde' planete wat om rooi dwergsterre wentel minstens 10% water (volgens massa) bevat, wat daarop dui dat planete van hierdie klas rondom rooi dwerge deur diep vloeibare water bedek word. oseane.

Superaarde planete wat om rooi dwerge wentel, is waarskynlik nie bewoonbaar nie

Ongelukkig is aardse planete rondom rooi dwerge byna seker getyd toegesluit vir hul sterre wat hulle wentel, aangesien hulle naby hul gasheersterre is. In sommige gevalle wentel planete slegs op 6 miljoen km afstand, wat beteken dat die een kant van die planeet gebraai sal word, terwyl die ander kant waarskynlik permanent gevries sal word. Nuwe studies dui egter daarop dat die teenwoordigheid van 'n vloeibare oseaan in ten minste enkele gevalle hitte en ander klimaatstrekke na die koue, donker kant van sulke planete kan dryf.

Een rooi dwerg het sewe aardgrootte planete

Terwyl rekenaarmodellering daarop dui dat aarde-planete baie meer geneig is om rooi dwergsterre te vorm as enige ander soort planeet, is dit bekend dat een rooi dwerg, aangewys as TRAPPIST-1, sewe aardgrootte planete huisves, met twee planete wat om die ster in die bewoonbare sone. Die stelsel is ongeveer 39 ligjaar weg, in die sterrebeeld Waterman.


Geboorte van 'n rooi dwerg

Rooi dwergsterre vorm soos alle ander sterre: out of a great stellar nebula, which is essentially a “space cloud” comprised of gas and dust, maybe even some ice. These clouds are drawn inwards towards the highest density and concentration of particles within the cloud due to the mutual gravitational attraction of all the atoms together. As the atoms of the cloud fall inwards toward the clouds highest density and gravitational center, the cloud begins to rotate more and more quickly as the elements get closer to the proto-stellar-core. (The technical reason is because the falling mass must conserve angular momentum, which is a fancy way of saying that objects orbit a gravitational body faster the closer they are to it, and slower the further they are from the object.)

The material clumps together at the center, where there is the highest density, essentially forming a giant blob of gas that whose matter becomes more tightly packed and concentrated (dense) at the geometric center. Due to the nature of gravity as well as the spin of masses in space this forms astronomical objects into roughly spherical shape.

As more and more atoms accumulate into the giant ball of gas, the density and pressure of this predominantly hydrogen ball increase. Consider it like a large pile of people. If you have one person on top of you, then you feel that reasonable weight, which is bearable. Yet with each person added onto the pile that weight quickly becomes crushing, so that even after 4 average-sized individuals (

600 lbs) you can literally die from both suffocation and, well, flattening, because the mass on top of you is so great. This occurs with stars too, though atoms possess superior structural integrity than people so it takes a great deal more mass to significantly alter their dynamics and transition them into new phases of matter (in this case plasma).

Every atom that accumulates onto the proto-star as the nebula collapses increases the mass that is pushing on the atoms at the center of the star. This increase in mass increases the pressure in the core, which further drives the temperature upwards. The center of the proto-star is where the stellar core will eventually be. Though as the nebula collapses, we do not yet have a true stellar core because this spheroid blob of hot matter has not yet reached temperatures, pressures, and densities in the core to ignite nuclear fusion – to produce light – thus, it is a proto-star, not a star.

The greater the mass at the center, the greater the pressure these atoms are under, which means they are bouncing around and colliding at a prodigious rate because the core of the proto-star is getting more and more dense, and also getting hotter and hotter. The matter is tightly packed so the atoms are essentially vibrating and colliding with one another more and more frequently, this increase of kinetic energy (motion) of atoms and its transfer in collisions is what we measure as heat. As the density, pressure, and temperature of the stellar core increases eventually, if the proto-star is at least

7.5% nuclear fusion will reach a sustainable rate.

Only once nuclear fusion begins does this ball of gas become a star. As stated above, if the nebula was not massive enough to form a gas ball at least about 7.5% the mass of the Sun (which is still a staggering 1.5e30 kg) then core density, pressure, and temperature will not be great enough to ignite nuclear fusion, thus it will not become a star.

This ball of gas will still be hot. It will shine in infrared (heat), though it won’t shine in the Visible Light wavelength and will be little different from a large gas giant planet such as Jupiter. These are called brown dwarfs, which can be quite challenging to distinguish from small red dwarfs at the interstellar distances that we must observe from. Without thermonuclear fusion a brown dwarf will not shine in the Visible Light range of the Electromagnetic Spectrum, so it will not be a star.

Also, as the gas falls inwards during the proto-star phase, the rotation of the gradually forming ball of hot gas results in an accretion disc forming around this slowly forming ball of hot gas, just like the rings of Saturn. An accretion disc, called a proto-planetary disc when they are around young stars (or a proplyd for short) are what provide the material that planets are born out of. This is how all the planets in our solar system were born, as a fundamental extension of the very process of the formation of stars. So if there are 200 billion stars in our Milky Way Galaxy alone (compared to about 1 trillion for our neighboring Andromeda galaxy) and if our Sun’s system has 9 planets, then there are easily over a trillion planets in the Milky Way. That is a conservative estimate. So how much life is there in the Milky Way?

This is essentially the same process that describes the birth of all stars. However, red dwarfs are the least massive class of stars, containing about 7.5% – 50% the atomic material (by mass) as the Sun. So perhaps the greatest distinction between the formation of a red dwarf and some other type of more massive star can be generally summed up as: smaller stars form from smaller nebula. A nebula will collapse once it reaches the Jean’s Mass, though the classification (and size) of star(s) that are formed, if a star is formed at all, depends on how much mass ultimately makes it onto the proto-star.


10 Interesting Facts about Yellow Dwarf Stars

Image of the Sun by NASA's STEREO space-based observatories

Yellow dwarf stars are not true dwarf stars, at least not in the sense that red or white dwarf stars are dwarfs. Often used imprecisely, if not erroneously, the term “yellow dwarf” refers to stars of the “G” spectral class on the main sequence, with such stars usually having a mass of about 0.8 to 1.2 times that of the Sun, and surface temperatures of between 5,300K, and 6,000K. Below are 10 more interesting fact about yellow dwarf stars you may not have known, but bear in mind that since the Sun is a prime example of a G-type star, some of the items on this list will refer to the Sun.

The term “yellow dwarf” is a misnomer

Unlike the terms “red dwarf stars” or “white dwarf stars” that describe a class of star, the term yellow dwarf refers to a spectral class, in this case G-type main sequence stars, of which our Sun in an example, having a G2V classification. In reality though, the Sun is a white star, and only appears to be yellow because of the way Earths’ atmosphere scatters some of the Sun’s light. Nevertheless, the color of yellow dwarf stars range from white to yellow depending upon their age, and so the Sun being relatively young at 4.6 billion years is just under halfway through its life cycle and so is white.

Yellow dwarfs outshine most other stars

The most useful application of the term “yellow dwarf” is to distinguish G-type Sun-like stars from yellow giant stars. In fact, Sun-like stars outshine more than 90% of the stars in our Milky Way galaxy, which consists primarily of dimmer orange, red, and white dwarf stars that are themselves often the remains or remnants of G-type yellow dwarf stars.

G-type yellow dwarfs are mega-power generators

Being a main-sequence star, the Sun is converting hydrogen into helium at the rate of about 600 tons per second, which means that in practice, the Sun is converting about 4 million tons of matter into energy every second. To put this into perspective, we can think of the Sun as a generator that creates 30 billion times more energy per second than all the power generators on Earth combined. Other G-type yellow dwarfs that produce similar amounts of energy include the stars Alpha Centauri A, Tau Ceti, and 51 Pegasi.

The Sun is really “lazy”

While the Sun and other G-type stars produce prodigious quantities of energy, they only do so because they are as big as they are. The fact is that on small scales, the Sun and similar stars produce only about 276 or so Watts of energy per square meter, which is typically about the energy levels produced by reptiles or compost piles.

G-type stars live for only about 10 billion years

G type stars like the Sun will convert hydrogen into helium only for about 10 billion years or so, after which they will evolve into red giants, such as Aldebaran in Taurus is now. In this state, the Sun will engulf the planets Mercury, Venus, and quite possibly Earth as well. At the end of its red giant phase, the Sun will then blow off its outer layers to become a planetary nebula, while the core will contract into an Earth-sized remnant that will likely outlive the Milky Way.

By rights, Sun-like G-type stars should be green

The wavelength of light emitted by objects depend on the temperature of that object, so since the light emitted by the Sun and some similar stars peaks in the blue-green part of the visible spectrum because of its temperature, we should see it as green, right? Well, no, since the Sun also emits a large amount of red and yellow light (among others), which means that the green portion of the spectrum is drowned out. What we do see is all the light emitted by the Sun all mixed together, which produces white, that is stronger than the blue-green portion of the Sun’s emitted light. While the above is an oversimplification of a complex issue, this is the basis for the reason why we do not see green stars. Images of the Sun that are colored green are either the result of enhancement, or views of the Sun through filters that only admit green light.

The Sun is a near-perfect sphere

The Sun and other slowly rotating G-type stars are nearly perfectly spherical, since their rotational velocity is not high enough to deform them. In fact, the difference between the polar and equatorial diameters of the Sun is only 10 km (6.2 miles), which given the 695,700 km radius of the Sun, means that Sun is one of the most spherical structures ever observed in space.

G-type stars have extremely active cores

Generally speaking, G-type stars produce around 99% of the energy they create in their cores. In the case of the Sun, for example, the core comprises only 24% of its radius, and by 30% of its radius, almost no nuclear fusion takes place at all.

G-type stars are self-correcting

G-type stars are in almost perfect hydrostatic equilibrium, but not quite. As the core heats up, it expands slightly, which has the effect of cooling the core down. This reduces the rate at which fusion reactions take place, which reduces the pressure as the upper layers exert increased pressure against the core, the core heats up again, increasing the fusion rate, which increases the pressure against the overlaying layers, thereby correcting the initial expansion.

Light can take up to 1 million years to escape from a G-type star

While G-type stars like the Sun create enormous numbers of photons, those that we see as optical light can take up to 1 million years to escape through the “surface” of the star, as is the case with the Sun. The reason for this is that photons interact with billions of particles on their outward travels, and each collision deflects the light photon into a different direction. In essence, a light photon only escapes from the Sun by sheer chance, but once it does, it can travel unimpeded to reach Earth in about eight minutes and twenty seconds.


Learn about the different types of stars categorized according to their mass and temperature - red dwarfs, red giants, supergiants, white, and brown dwarf stars

When you look up at the sky, you'd be forgiven for thinking that all stars are the same, but that's far from the case. In fact, there are lots of different types of stars, from brown dwarfs to white supergiants that can be categorized according to their mass and temperature, as in this Hertzsprung-Russell diagram.

Red dwarfs are small stars with temperatures cooler than that of the sun. They are the most common stars in our galaxy and are less than half of the mass of the sun. They burn slowly and so live for a long time relative to other star types. They are positioned below the main sequence on the Hertzsprung-Russell diagram.

Red giants are cooler than the sun, so they have a red-orange tinge to the visible light they emit. Living up to their names, the largest red giants may be over 100 times the size of the sun. Red giants are stars near the end of their life. They come above the main sequence on the Hertzsprung-Russell diagram.

Stretching across the upper regions of the Hertzsprung-Russell diagram are the supergiants that cover a wide range of temperatures. These stars are truly enormous. Placed in the center of our solar system, the largest of these, such as the red supergiant Betelgeuse in Orion, would engulf all the planets out to the orbit of Saturn. Like Betelgeuse, Rigel in the Orion constellation is also a supergiant, but it has a blue-white supergiant.

Supergiants are high mass stars near the end of their life. When a supergiant dies, it explodes as a supernova then shrinks to become a black hole.

There is a group of very faint but hot stars in the bottom left of the Hertzsprung-Russell diagram. These are called white dwarfs and are so faint that none is visible to the naked eye. They are very small and dense, formed when a main sequence star reaches the end of its life. White dwarf stars gradually cool over time until they no longer emit light.

The smallest, dimmest, and coolest stars are brown dwarfs. They are at the bottom end of the Hertzsprung-Russell diagram, at the lowest part of the main sequence. They are also known as failed stars and are very difficult to detect, as they do not have sufficient mass for nuclear fusion to occur.

The main variables in star formation are mass and temperature, it is these which produce the wide variety of stars we see and many we can't.


Kyk die video: Црвена Звезда Спартак. Как это было. (Februarie 2023).