SAO LÙN ĐỎ: KHÁM PHÁ, ĐẶC ĐIỂM, TIẾN HÓA, THÀNH PHẦN - ARTE - 2025

Một sao lùn đỏ là một nhỏ sao, mát mẻ mà khối lượng nằm trong khoảng 0,08 và 0,8 lần khối lượng của Mặt Trời Họ là những ngôi sao hầu hết các phong phú và lâu nhất sống trong vũ trụ: lên đến ba phần tư của tất cả được biết đến cho đến nay. Do độ sáng thấp, chúng không thể quan sát được bằng mắt thường, mặc dù có rất nhiều trong vùng lân cận của Mặt trời: trong số 30 ngôi sao gần đó, 20 ngôi sao là sao lùn đỏ.

Đáng chú ý nhất vì nó ở gần chúng ta là Proxima Centauri, trong chòm sao Centaurus, cách chúng ta 4,2 năm ánh sáng. Nó được phát hiện vào năm 1915 bởi nhà thiên văn học người Scotland Robert Innes (1861-1933).

Hình 1. Sao lùn đỏ Proxima Centauri là một phần của hệ sao Alpha Centauri trong chòm sao Centauri. Nguồn: ESA / Hubble & NASA qua Wikimedia Commons.

Tuy nhiên, trước khi Proxima Centauri được phát hiện, kính viễn vọng của nhà thiên văn học người Pháp Joseph de Lalande (1732-1802) đã tìm thấy sao lùn đỏ Lalande 21185, trong chòm sao Ursa Major.

Thuật ngữ "sao lùn đỏ" được sử dụng để chỉ các lớp sao khác nhau, bao gồm cả những ngôi sao có loại quang phổ K và M, cũng như sao lùn nâu, những ngôi sao không thực sự như vậy, bởi vì chúng không bao giờ có đủ khối lượng để khởi động lò phản ứng. nội bộ.

Các loại quang phổ tương ứng với nhiệt độ bề mặt của ngôi sao, và ánh sáng của nó chia thành một loạt các vạch rất đặc trưng.

Ví dụ, loại quang phổ K có nhiệt độ từ 5000 đến 3500 K và tương ứng với các ngôi sao màu vàng cam, trong khi nhiệt độ của loại M nhỏ hơn 3500 K và chúng là những ngôi sao màu đỏ.

Mặt Trời của chúng ta thuộc loại quang phổ G, có màu vàng và có nhiệt độ bề mặt từ 5000 đến 6000 K. Các ngôi sao có một loại quang phổ nhất định có nhiều đặc điểm chung, đặc điểm quyết định nhất của chúng là khối lượng. Theo khối lượng của một ngôi sao, sự tiến hóa của nó cũng vậy.

Đặc điểm của sao lùn đỏ

Sao lùn đỏ có một số đặc điểm phân biệt chúng. Chúng tôi đã đề cập một số ở phần đầu:

-Kích thước nhỏ.

-Nhiệt độ bề mặt thấp.

-Tốc độ đốt cháy nguyên liệu thấp.

- Độ sáng thấp.

Khối lượng

Khối lượng, như chúng ta đã nói, là thuộc tính chính xác định danh mục mà một ngôi sao đạt tới. Sao lùn đỏ rất nhiều vì nhiều sao khối lượng thấp được hình thành hơn các sao khối lượng lớn.

Nhưng thật kỳ lạ, thời gian để các ngôi sao có khối lượng thấp hình thành lâu hơn các ngôi sao rất lớn. Chúng phát triển nhanh hơn nhiều bởi vì lực hấp dẫn nén chặt vật chất ở trung tâm càng lớn thì càng có nhiều khối lượng.

Và chúng ta biết rằng cần một lượng khối lượng tới hạn nhất định để nhiệt độ thích hợp, để bắt đầu phản ứng nhiệt hạch. Bằng cách này, ngôi sao bắt đầu cuộc sống trưởng thành của nó.

Mặt trời mất hàng chục triệu năm để hình thành, nhưng một ngôi sao lớn gấp 5 lần cần ít hơn một triệu năm, trong khi những ngôi sao lớn nhất có thể bắt đầu tỏa sáng trong hàng trăm nghìn năm.

Nhiệt độ

Nhiệt độ của bề mặt, như đã đề cập, là một đặc tính quan trọng khác xác định sao lùn đỏ. Chắc là dưới 5000K, nhưng không dưới 2000K, nếu không thì quá hời để trở thành một ngôi sao thực thụ.

Các vật thể sao có nhiệt độ thấp hơn 2000 K không thể có hạt nhân nhiệt hạch và chúng là những ngôi sao bị hủy hoại chưa bao giờ đạt đến khối lượng tới hạn: sao lùn nâu.

Phân tích sâu hơn các vạch quang phổ có thể đảm bảo sự khác biệt giữa sao lùn đỏ và sao lùn nâu. Ví dụ, bằng chứng về liti cho thấy nó là một ngôi sao lùn đỏ, nhưng nếu nó là mêtan hoặc amoniac thì có lẽ nó là một ngôi sao lùn nâu.

Các loại quang phổ và biểu đồ Hertzsprung-Russell

Biểu đồ Hertzsprung-Russell (biểu đồ HR) là một biểu đồ thể hiện các đặc điểm và sự tiến hóa của một ngôi sao theo các đặc điểm quang phổ của nó. Điều này bao gồm nhiệt độ của bề mặt, như chúng tôi đã nói là một yếu tố quyết định, cũng như độ sáng của nó.

Các biến tạo nên đồ thị là độ sáng trên trục tung và nhiệt độ hiệu dụng trên trục hoành. Nó được tạo ra một cách độc lập vào đầu những năm 1900 bởi các nhà thiên văn học Ejnar Hertzsprung và Henry Russell.

Hình 2. Biểu đồ HR cho thấy các sao lùn đỏ trong chuỗi chính, ở góc dưới bên phải. Nguồn: Wikimedia Commons. CÁI ĐÓ .

Theo quang phổ của chúng, các ngôi sao được nhóm lại theo phân loại quang phổ của Harvard, cho biết nhiệt độ của ngôi sao theo dãy chữ cái sau:

OBAFGKM

Chúng tôi bắt đầu với các ngôi sao nóng nhất, loại O, trong khi lạnh nhất là loại M. Trong hình, các loại quang phổ nằm ở dưới cùng của biểu đồ, trên thanh màu xanh lam bên trái cho đến khi đạt đến màu đỏ ở bên phải.

Trong mỗi loại có các biến thể, vì các vạch quang phổ có cường độ khác nhau, nên mỗi loại được chia thành 10 tiểu loại, được biểu thị bằng các số từ 0 đến 9. Số càng thấp, ngôi sao càng nóng. Ví dụ Mặt trời là loại G2 và Proxima Centauri là M6.

Vùng trung tâm của biểu đồ, chạy gần như theo đường chéo, được gọi là dãy chính. Hầu hết các ngôi sao đều ở đó, nhưng quá trình tiến hóa của chúng có thể khiến chúng rời đi và xếp mình vào các loại khác, chẳng hạn như sao khổng lồ đỏ hoặc sao lùn trắng. Tất cả phụ thuộc vào khối lượng của ngôi sao.

Sự sống của các sao lùn đỏ luôn diễn ra theo chuỗi chính, và đối với loại quang phổ, không phải tất cả các sao lùn cấp M đều là sao lùn đỏ, mặc dù hầu hết đều vậy. Nhưng trong lớp này cũng có những ngôi sao siêu khổng lồ như Betelgeuse và Antares (phía trên bên phải của sơ đồ nhân sự).

Sự phát triển

Sự sống của bất kỳ ngôi sao nào bắt đầu bằng sự sụp đổ của vật chất giữa các vì sao nhờ tác động của lực hấp dẫn. Khi vật chất ngưng kết, nó quay ngày càng nhanh hơn và phẳng thành một cái đĩa, nhờ vào sự bảo toàn mômen động lượng. Ở trung tâm là tiền sao, phôi thai để nói về ngôi sao tương lai.

Khi thời gian trôi qua, nhiệt độ và mật độ tăng lên, cho đến khi đạt đến khối lượng tới hạn, trong đó lò phản ứng nhiệt hạch bắt đầu hoạt động. Đây là nguồn năng lượng của ngôi sao trong thời gian sắp tới và yêu cầu nhiệt độ lõi khoảng 8 triệu K.

Sự bốc cháy trong lõi làm ổn định ngôi sao, vì nó bù đắp cho lực hấp dẫn, tạo ra trạng thái cân bằng thủy tĩnh. Điều này đòi hỏi khối lượng từ 0,01 đến 100 lần khối lượng của Mặt trời. Nếu khối lượng lớn hơn, quá nhiệt sẽ gây ra thảm họa phá hủy tiền sao.

Hình 3. Trong sao lùn đỏ, phản ứng tổng hợp của hydro trong hạt nhân cân bằng với lực hấp dẫn. Nguồn: F. Zapata.

Khi lò phản ứng nhiệt hạch được khởi động và đạt được trạng thái cân bằng, các ngôi sao sẽ kết thúc trong chuỗi chính của biểu đồ HR. Sao lùn đỏ phát ra năng lượng rất chậm, vì vậy nguồn cung cấp hydro của chúng kéo dài rất lâu. Cách một ngôi sao lùn đỏ phát ra năng lượng là thông qua cơ chế đối lưu.

Quá trình chuyển đổi tạo ra năng lượng từ hydro thành heli được thực hiện trong sao lùn đỏ bởi chuỗi proton-proton, một chuỗi trong đó một ion hydro hợp nhất với một ion khác. Nhiệt độ ảnh hưởng lớn đến cách quá trình tổng hợp này diễn ra.

Một khi hydro cạn kiệt, lò phản ứng của ngôi sao ngừng hoạt động và quá trình làm lạnh chậm bắt đầu.

Chuỗi proton

Phản ứng này rất phổ biến ở các ngôi sao mới tham gia vào dãy chính, cũng như ở các sao lùn đỏ. Nó bắt đầu như thế này:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν

Trong đó e ⁺ là một positron, giống hệt về mọi thứ với electron, ngoại trừ điện tích của nó là dương và ν là neutrino, một hạt nhẹ và khó nắm bắt. Đối với phần ² ₁ H của nó là đơteri hoặc hydro nặng.

Sau đó, nó xảy ra:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

Ở phần sau, γ tượng trưng cho một photon. Cả hai phản ứng xảy ra hai lần, dẫn đến:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 ( ¹ ₁ H)

Làm thế nào để ngôi sao tạo ra năng lượng bằng cách làm điều này? Chà, có một sự khác biệt nhỏ về khối lượng của các phản ứng, một khối lượng nhỏ mất đi được chuyển hóa thành năng lượng theo phương trình nổi tiếng của Einstein:

E = mc ²

Khi phản ứng này xảy ra vô số lần liên quan đến vô số hạt, năng lượng thu được là rất lớn. Nhưng nó không phải là phản ứng duy nhất diễn ra bên trong một ngôi sao, mặc dù nó là phản ứng thường xuyên nhất trong các sao lùn đỏ.

Thời gian sống của một ngôi sao

Một ngôi sao sống được bao lâu cũng phụ thuộc vào khối lượng của nó. Phương trình sau đây là ước tính của thời gian đó:

T = M ^-2,5

Ở đây T là thời gian và M là khối lượng. Việc sử dụng các chữ in hoa là phù hợp, do thời gian và số lượng lớn.

Một ngôi sao giống như Mặt trời tồn tại khoảng 10 tỷ năm, nhưng một ngôi sao có khối lượng gấp 30 lần Mặt trời thì sống được 30 triệu năm và một ngôi sao khác thậm chí còn lớn hơn có thể sống trong khoảng 2 triệu năm. Dù thế nào, đó là sự vĩnh hằng đối với con người.

Sao lùn đỏ sống lâu hơn thế nhiều, nhờ vào chất parsimony mà chúng sử dụng để làm nhiên liệu hạt nhân. Theo mục đích của thời gian như chúng ta trải nghiệm, một ngôi sao lùn đỏ tồn tại vĩnh viễn, vì thời gian nó làm cạn kiệt hydro từ hạt nhân vượt quá tuổi ước tính của Vũ trụ.

Chưa có sao lùn đỏ nào chết, vì vậy, tất cả những gì có thể suy đoán về việc chúng sống được bao lâu và kết cục của chúng sẽ như thế nào là do mô phỏng máy tính của các mô hình được tạo ra với thông tin chúng ta có về chúng.

Theo các mô hình này, các nhà khoa học dự đoán rằng khi một ngôi sao lùn đỏ hết hydro, nó sẽ biến đổi thành một ngôi sao lùn xanh.

Chưa ai từng nhìn thấy một ngôi sao loại này, nhưng khi hydro cạn kiệt, một ngôi sao lùn đỏ không thể mở rộng thành một ngôi sao khổng lồ đỏ, như Mặt trời của chúng ta một ngày nào đó. Nó chỉ đơn giản là tăng hoạt độ phóng xạ và cùng với nhiệt độ bề mặt của nó, chuyển sang màu xanh lam.

Thành phần của sao lùn đỏ

Thành phần của các ngôi sao rất giống nhau, phần lớn chúng là những quả cầu khổng lồ gồm hydro và heli. Chúng giữ lại một số nguyên tố có trong khí và bụi đã tạo ra chúng, vì vậy chúng cũng chứa dấu vết của các nguyên tố mà các ngôi sao trước đó đã giúp tạo ra.

Vì lý do này, thành phần của sao lùn đỏ tương tự như thành phần của Mặt trời, mặc dù các vạch quang phổ khác nhau đáng kể do nhiệt độ. Vì vậy, nếu một ngôi sao có các vạch hyđrô yếu, điều đó không có nghĩa là nó thiếu nguyên tố này.

Trong sao lùn đỏ có dấu vết của các nguyên tố khác nặng hơn, mà các nhà thiên văn học gọi là "kim loại".

Trong thiên văn học, định nghĩa này không trùng với những gì thường được hiểu là kim loại, vì nó được dùng ở đây để chỉ bất kỳ nguyên tố nào, ngoại trừ hydro và heli.

Đào tạo

Quá trình hình thành sao rất phức tạp và bị ảnh hưởng bởi nhiều biến số. Vẫn còn nhiều điều chưa biết về quá trình này, nhưng nó được cho là giống nhau đối với tất cả các ngôi sao, như đã mô tả trong các phân đoạn trước.

Yếu tố quyết định kích thước và màu sắc của một ngôi sao, liên quan đến nhiệt độ của nó, là lượng vật chất mà nó có thể thêm vào nhờ lực hấp dẫn.

Một câu hỏi khiến các nhà thiên văn học lo lắng và vẫn chưa được làm sáng tỏ là thực tế sao lùn đỏ chứa các nguyên tố nặng hơn hydro, heli và lithium.

Một mặt, lý thuyết Vụ nổ lớn dự đoán rằng những ngôi sao đầu tiên hình thành chỉ được cấu tạo từ ba nguyên tố nhẹ nhất. Tuy nhiên, các nguyên tố nặng đã được phát hiện trong sao lùn đỏ.

Và nếu chưa có sao lùn đỏ nào chết, điều đó có nghĩa là những sao lùn đỏ đầu tiên hình thành vẫn phải ở ngoài đó ở đâu đó, tất cả đều được tạo thành từ các nguyên tố nhẹ.

Sau đó, các sao lùn đỏ có thể đã hình thành sau đó, vì sự hiện diện của các nguyên tố nặng là cần thiết trong quá trình tạo ra chúng. Hoặc rằng có những sao lùn đỏ thế hệ thứ nhất, nhưng quá nhỏ và có độ sáng thấp như vậy, chúng vẫn chưa được phát hiện.

Ví dụ về sao lùn đỏ

Centauri tiếp theo

Nó cách xa 4,2 năm ánh sáng và có khối lượng tương đương 1/8 khối lượng của Mặt trời, nhưng đặc hơn 40 lần. Proxima có từ trường mạnh nên dễ bị lóa.

Proxima cũng có ít nhất một hành tinh được biết đến: Proxima Centauri b, được công bố vào năm 2016. Nhưng nó được cho là đã bị cuốn trôi bởi các tia sáng mà ngôi sao thường xuyên phát ra, vì vậy nó không có khả năng tồn tại sự sống, ít nhất là không mà chúng ta biết, vì phát xạ của ngôi sao có chứa tia X.

Ngôi sao của Barnard

Hình 4. So sánh kích thước giữa Mặt trời, ngôi sao Barnard và hành tinh Sao Mộc. Nguồn: Wikimedia Commons.

Nó là một sao lùn đỏ rất gần, cách chúng ta 5,9 năm ánh sáng, có đặc điểm chính là vận tốc lớn, khoảng 90 km / s theo hướng của Mặt trời.

Nó có thể nhìn thấy được qua kính thiên văn và giống như Proxima, nó cũng dễ bị lóa. Gần đây, một hành tinh đã được phát hiện quay quanh ngôi sao của Barnard.

Ngôi sao Teegarden

Sao lùn đỏ chỉ có 8% khối lượng Mặt trời này nằm trong chòm sao Bạch Dương và chỉ có thể được nhìn thấy bằng kính thiên văn mạnh mẽ. Nó nằm trong số những ngôi sao gần nhất, ở khoảng cách khoảng 12 năm ánh sáng.

Nó được phát hiện vào năm 2002 và ngoài việc có một chuyển động đáng chú ý của riêng nó, nó dường như có các hành tinh trong cái gọi là vùng có thể sinh sống.

Sói 359

Nó là một sao lùn đỏ có thể thay đổi được trong chòm sao Leo và cách Mặt trời của chúng ta gần 8 năm ánh sáng. Là một ngôi sao biến thiên, độ sáng của nó tăng lên theo chu kỳ, mặc dù các tia sáng của nó không mạnh bằng Proxima Centauri.

Người giới thiệu

1. Adams, F. Những ngôi sao lùn đỏ và phần cuối của chuỗi chính. Đã khôi phục từ: astroscu.unam.mx.
2. Carroll, B. Giới thiệu về Vật lý Thiên văn Hiện đại. lần 2. Phiên bản. Lề.
3. Cosmos. Những chú lùn đỏ. Được khôi phục từ: astroy.swin.edu.au.
4. Martínez, D. Sự tiến hóa sao. Được khôi phục từ: Google Sách.
5. Taylor, N. Red Dwarfs: Những ngôi sao phổ biến nhất và sống lâu nhất. Được khôi phục từ: space.com.
6. Fraknoi, A. Quang phổ của các vì sao (và Những chú lùn nâu). Đã khôi phục từ: Phys.libretexts.org.