En rød dverg er en liten, relativt kjølig hovedsekvensstjerne av enten sen K- eller M- spektraltype . Denne typen består av de fleste stjerner, og deres masse- og diameterverdier er mindre enn halvparten av den røde dvergen. Sol (under 0,08 solmasser kalles de brune dverger ) og en overflatetemperatur på mindre enn 4000 K.
Røde dverger er den vanligste typen stjerne i Melkeveien til dags dato , i det minste i nærheten av Solen , men på grunn av deres lave lysstyrke kan individuelle røde dverger ikke enkelt observeres. Fra jorden er ingen synlige for det blotte øye . Proxima Centauri , den nærmeste stjernen til solen, er en rød dverg (type M5 og tilsynelatende styrke 11,05), det samme er tjue av de tretti nærmeste stjernene . I følge noen estimater utgjør røde dverger tre fjerdedeler av stjernene i Melkeveien.
Stjernemodeller indikerer at røde dverger med mindre enn 0,35 solmasser er fullstendig konvektive . Derfor blir heliumet som produseres ved termonukleær fusjon konstant reblandet gjennom hele stjernen, og forhindrer en opphopning i kjernen. Derfor utvikler røde dverger seg veldig sakte, og har en konstant lysstyrke og spektraltype, slik at - i teorien - vil det ta noen milliarder år før drivstoffet deres går tom. På grunn av universets relativt unge alder , er det ingen røde dverger i avanserte evolusjonsstadier.
Røde dverger er stjerner med svært lav masse, mindre enn 40 % av solens masse . [ 1 ] Dens indre temperatur er relativt lav og energi genereres i lav hastighet ved kjernefysisk fusjon av hydrogen til helium gjennom proton-proton (pp) kjeden. Følgelig sender disse stjernene ut lite lys, med en lysstyrke som i noen tilfeller knapt når 1/10 000 av solenergiens lysstyrke . Selv den klareste røde dvergen har bare 10 % av sola. [ 2 ]
Generelt, hos røde dverger foregår transporten av energi fra det indre til overflaten ved konveksjon . Dette skjer fordi stråling er svært vanskelig på grunn av opasiteten i interiøret, som har en relativt høy tetthet sammenlignet med temperatur og det er vanskeligere for fotoner å reise til overflaten, så konveksjon viser seg å være en mer effektiv prosess for stråling. kraftoverføring. [ 3 ]
Fordi røde dverger er fullt konvektive, samler ikke helium seg opp i kjernen , og sammenlignet med større stjerner som Solen, kan de brenne en større andel av hydrogenet før de forlater hovedsekvensen . Resultatet er at den estimerte levetiden til røde dverger overstiger universets estimerte alder , muligens 200 milliarder til flere milliarder år, så stjerner med mindre enn 0,8 solmasser har ikke hatt tid til å forlate sekvensen. Røde dverger med lavere masse har enda lengre liv, noe som betyr at deres utvikling må studeres ved hjelp av matematiske modeller på grunn av utilstrekkelige observasjonsdata.
Slike modeller antyder at minimumsmassen til stjerner som kan bli røde kjemper er 0,25 solmasser ; de med lavere masse øker overflatetemperaturen – og dermed lysstyrken – uten å øke størrelsen, bli blå dverger og derfra til slutt hvite dverger . Denne prosessen er veldig langsom og desto mer jo mindre massen til stjernen er, og estimerer at for eksempel en av 0,25 solmasser forblir en milliard år i hovedsekvensen, og de mindre som for tiden eksisterer, på 0,08 solmasser. masser, 12 milliarder år. [ 4 ]
For en stjerne på 0,16 solmasser (tilfellet av den nærliggende Barnard-stjernen ), for eksempel, anslås det at den blå dvergfasen vil komme etter litt over 2,5 milliarder år på hovedsekvensen, og vil vare i omtrent 5000 millioner år, hvor stjernen vil ha 1/3 av solens lysstyrke og en overflatetemperatur som vil nå rundt 8500 kelvin ved slutten av denne fasen, så hvis det var planeter i bane rundt den og at de har hatt kalde temperaturer inntil da , kunne de tine og gi livet en sjanse til å blomstre igjen. [ 4 ]
Det faktum at røde dverger og andre lavmassestjerner forblir i hovedsekvensen mens mer massive stjerner har forlatt den, gjør at vi kan estimere alderen til stjernehoper ved å finne massen der stjerner har forlatt hovedsekvensen. Dette gir en nedre grense for universets alder og lar en også plassere formasjonstidsskalaer på eksisterende strukturer i Melkeveien , slik som den galaktiske haloen og den galaktiske skiven .
Et mysterium som ikke har blitt løst siden 2007 er fraværet av metallfrie røde dverger , noe som betyr at metall er et hvilket som helst grunnstoff som er tyngre enn hydrogen eller helium. Big Bang -modellen forutsier at den første generasjonen stjerner bare skal ha hydrogen, helium og spormengder av litium . Hvis røde dverger fantes blant disse stjernene, burde de fortsatt kunne observeres i dag, men ingen er ennå identifisert. Den foretrukne forklaringen er at uten tunge grunnstoffer kan bare store populasjon III -stjerner (ennå ikke oppdaget) dannes, som raskt smelter sammen tunge grunnstoffer som deretter blir inkorporert i dannelsen av røde dverger. Alternative forklaringer, slik som at røde dverger i null alder på hovedsekvensen er svake og svært sjeldne, anses som mye mindre sannsynlige, ettersom de ser ut til å komme i konflikt med modeller for stjerneutvikling .
Røde dverger er den vanligste klassen av stjerner i galaksen , i det minste i nærheten av solsystemet . Proxima Centauri , den nærmeste stjernen til Solen, er en rød dverg av spektraltype M5 og tilsynelatende magnitude 11,05; av de tretti nærmeste stjernene er tjue røde dverger ( * ). På grunn av deres lave lysstyrke kan røde dverger imidlertid ikke enkelt observeres på de interstellare avstandene som vi kan observere andre klasser av stjerner; faktisk ingen røde dverger er synlige for det blotte øye . [ 5 ]
Følgende tabell viser hovedtrekkene til noen røde dverger, ordnet etter deres spektraltype .
| Stjerne | Spektral type |
Masse ( M sol ) |
Radius ( R g ) |
Lysstyrke ( L sol ) |
Avstand ( lysår ) |
|---|---|---|---|---|---|
| Lalande 21185 | M2.0V | 0,46 | 0,46 | 0,06 | 8,29 |
| Ross 154 | M3.5Ve | 0,17 | 0,24 | 0,0005 | 9,69 |
| barnards stjerne | M4.0Ve | 0,15-0,17 | 0,15-0,20 | 0,0035 | 5,98 |
| Proxima Centauri | M5.5Ve | 0,123 | 0,145 | 0,000138 | 4.24 |
| Ulv 359 | M6.0V | 0,10 | 0,16 | 0,0002 | 7,78 |
| LHS 292 | M6.5Ve | 0,083 | ? | 0,00001 | 14,81 |
| LHS 2397a | M8Ve | 0,09 | 0,10 | 0,0000025 | 46,5 |
Selv om de fleste av de oppdagede ekstrasolare planetene går i bane rundt gule dverger som ligner på solen , er planetsystemer rundt røde dverger kjent. Siden de er så svake i det synlige spekteret , er røde dverger vanskelige mål for nøyaktige dopplerhastigheter; av denne grunn representerer de bare 5 % av de nåværende målene i søket etter planeter. Det spekuleres i at de kan være vert for færre planeter enn stjerner av G-type, eller at disse kan være mindre massive, som en konsekvens av den mindre størrelsen på deres protoplanetariske skiver . [ 6 ]
På grunn av deres lille masse og lave overflatetemperatur er imidlertid denne klassen av stjerner de mest lovende målene i letingen etter potensielt beboelige jordiske planeter . Som de minst massive stjernene opplever de de største akselerasjonene som svar på tilstedeværelsen av en planet som kretser rundt dem. Dette har ført til oppdagelsen av den første ekstrasolare planeten med en masse som kan sammenlignes med den til Neptun – Gliese 436 b – samt oppdagelsen av den første " superjorden ", rundt Gliese 876 . Den beboelige sonen rundt disse stjernene ligger i avstander mellom 0,1 og 0,2 AU , tilsvarende omløpsperioder mellom 20 og 50 dager. [ 7 ]
Følgende tabell viser de røde dvergene i nærheten av solsystemet der ekstrasolare planeter er blitt oppdaget .
| Stjerne | Spektral type |
Avstand ( lysår ) |
kjente planeter |
|---|---|---|---|
| Proxima Centauri | M5.5Ve | 4.24 | to |
| glise 674 | M2,5V | 14.8 | 1 |
| glise 876 | M3,5V | 15.3 | 3 |
| glise 832 | M3.0V | 16.1 | 1 |
| Gliese 581 | M3V | 19.9 | 6 |
| Gliese 667C | M1,5V | 22.7 | 3 |
| glise 849 | M3,5V | 28.6 | 1 |
| glise 317 | M3,5* | 29.9 | to |
| glise 176 | M2,5V | 30.7 | 1 |
| glise 357 | M2,5V | 30.8 | 3 |
| glise 436 | M2,5V | 33.4 | 3 |
| glise 649 | M1,5V | 33,7 | 1 |
| GJ 1148 | M4V | 35,9 | 1 |
| glise 179 | M3,5V | 40 | 1 |
* Gliese 317 kan være en underdvergstjerne med svært lav metallisitet .
Gliese 876 b , oppdaget i 1999 , var den første kjente ekstrasolare planeten som gikk i bane rundt en rød dverg. Gliese 581 er vert for minst fire planeter; to av dem, Gliese 581 g og Gliese 581 d , går i bane i stjernens beboelige sone og, blant de ekstrasolare planetene som er oppdaget så langt, er sannsynlige beboelige kandidater. [ 8 ]