ROTER ZWERG: ENTDECKUNG, EIGENSCHAFTEN, ENTWICKLUNG, ZUSAMMENSETZUNG - ARTE - 2025

Ein roter Zwerg ist ein kleiner, kühler Stern, dessen Masse zwischen dem 0,08- und 0,8-fachen der Sonnenmasse liegt. Sie sind die am häufigsten vorkommenden und langlebigsten Sterne im Universum: bis zu drei Viertel aller bisher bekannten. Aufgrund ihrer geringen Leuchtkraft sind sie mit bloßem Auge nicht zu beobachten, obwohl sie in der Nähe der Sonne zahlreich sind: Von 30 Sternen in der Nähe sind 20 rote Zwerge.

Das bemerkenswerteste für seine Nähe zu uns ist Proxima Centauri im Sternbild Centaurus, 4,2 Lichtjahre entfernt. Es wurde 1915 vom schottischen Astronomen Robert Innes (1861-1933) entdeckt.

Abbildung 1. Der Rote Zwerg Proxima Centauri ist Teil des Sternensystems Alpha Centauri im Sternbild Centauri. Quelle: ESA / Hubble & NASA über Wikimedia Commons.

Bevor jedoch Proxima Centauri entdeckt wurde, hatte das Teleskop des französischen Astronomen Joseph de Lalande (1732-1802) bereits den Roten Zwerg Lalande 21185 im Sternbild Ursa Major gefunden.

Der Begriff "roter Zwerg" bezieht sich auf verschiedene Klassen von Sternen, einschließlich solcher mit den Spektraltypen K und M, sowie auf braune Zwerge, Sterne, die nicht wirklich solche sind, weil sie nie genug Masse hatten, um ihren Reaktor zu starten intern.

Die Spektraltypen entsprechen der Oberflächentemperatur des Sterns und sein Licht zerfällt in eine Reihe sehr charakteristischer Linien.

Beispielsweise hat der Spektraltyp K eine Temperatur zwischen 5000 und 3500 K und entspricht gelb-orangefarbenen Sternen, während die Temperatur des Typs M weniger als 3500 K beträgt und es sich um rote Sterne handelt.

Unsere Sonne ist vom Spektraltyp G, hat eine gelbe Farbe und eine Oberflächentemperatur zwischen 5000 und 6000 K. Sterne mit einem bestimmten Spektraltyp haben viele Eigenschaften gemeinsam, von denen die Masse die bestimmendste ist. Entsprechend der Masse eines Sterns wird auch seine Entwicklung.

Eigenschaften von roten Zwergen

Rote Zwerge haben bestimmte Eigenschaften, die sie unterscheiden. Einige haben wir bereits am Anfang erwähnt:

- Kleine Größe.

-Niedrige Oberflächentemperatur.

-Niedrige Geschwindigkeit der Materialverbrennung.

-Niedrige Leuchtkraft.

Masse

Masse ist, wie gesagt, das Hauptattribut, das die Kategorie definiert, die ein Stern erreicht. Rote Zwerge sind so häufig anzutreffen, weil mehr massearme Sterne gebildet werden als massive Sterne.

Aber merkwürdigerweise ist die Zeit, die die Bildung massearmer Sterne benötigt, länger als die sehr massereicher Sterne. Diese wachsen viel schneller, weil die Schwerkraft, die die Materie im Zentrum verdichtet, umso größer ist, je mehr Masse vorhanden ist.

Und wir wissen, dass eine bestimmte Menge an kritischer Masse erforderlich ist, damit die Temperatur angemessen ist, um Fusionsreaktionen auszulösen. Auf diese Weise beginnt der Stern sein Erwachsenenleben.

Die Entstehung der Sonne dauerte zig Millionen Jahre, aber ein fünfmal größerer Stern benötigt weniger als eine Million Jahre, während die massereichsten in Hunderttausenden zu leuchten beginnen können.

Temperatur

Die Temperatur der Oberfläche ist, wie bereits erwähnt, ein weiteres wichtiges Merkmal, das rote Zwerge definiert. Es sollte weniger als 5000K sein, aber nicht weniger als 2000K, sonst ist es zu cool, um ein echter Star zu sein.

Stellare Objekte mit einer Temperatur unter 2000 K können keinen Fusionskern haben und sind abgebrochene Sterne, die nie eine kritische Masse erreicht haben: Braune Zwerge.

Eine genauere Analyse der Spektrallinien kann den Unterschied zwischen Rotem Zwerg und Braunem Zwerg sicherstellen. Zum Beispiel deuten Hinweise auf Lithium darauf hin, dass es sich um einen roten Zwerg handelt, aber wenn es sich um Methan oder Ammoniak handelt, handelt es sich wahrscheinlich um einen braunen Zwerg.

Spektraltypen und Hertzsprung-Russell-Diagramm

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HR-Diagramm) ist ein Diagramm, das die Eigenschaften und die Entwicklung eines Sterns gemäß seinen spektralen Eigenschaften zeigt. Dies schließt die Temperatur der Oberfläche, die, wie gesagt, ein bestimmender Faktor ist, sowie ihre Leuchtkraft ein.

Die Variablen, aus denen das Diagramm besteht, sind die Leuchtkraft auf der vertikalen Achse und die effektive Temperatur auf der horizontalen Achse. Es wurde in den frühen 1900er Jahren unabhängig von den Astronomen Ejnar Hertzsprung und Henry Russell erstellt.

Abbildung 2. HR-Diagramm mit roten Zwergen in der Hauptsequenz in der unteren rechten Ecke. Quelle: Wikimedia Commons. DAS .

Entsprechend ihrem Spektrum werden die Sterne gemäß der Harvard-Spektralklassifikation gruppiert, wobei die Temperatur des Sterns in der folgenden Buchstabenfolge angegeben wird:

OBAFGKM

Wir beginnen mit den heißesten Sternen vom Typ O, während die kältesten vom Typ M sind. In der Abbildung befinden sich die Spektraltypen im unteren Teil des Diagramms auf dem blau gefärbten Balken links bis zum Erreichen des rechts rot.

Innerhalb jedes Typs gibt es Variationen, da die Spektrallinien unterschiedliche Intensität haben, dann wird jeder Typ in 10 Unterkategorien unterteilt, die durch Zahlen von 0 bis 9 gekennzeichnet sind. Je niedriger die Zahl, desto heißer der Stern. Zum Beispiel ist die Sonne vom Typ G2 und Proxima Centauri ist M6.

Der zentrale Bereich des Graphen, der ungefähr diagonal verläuft, wird als Hauptsequenz bezeichnet. Die meisten Sterne sind dort, aber ihre Entwicklung kann dazu führen, dass sie gehen und sich in andere Kategorien wie einen roten Riesen oder einen weißen Zwerg einordnen. Es hängt alles von der Masse des Sterns ab.

Das Leben der Roten Zwerge findet immer in der Hauptsequenz statt, und was den Spektraltyp betrifft, sind nicht alle Zwerge der M-Klasse rote Zwerge, obwohl die meisten es sind. In dieser Klasse gibt es aber auch Überriesensterne wie Betelgeuse und Antares (oben rechts im HR-Diagramm).

Evolution

Das Leben eines Sterns beginnt mit dem Zusammenbruch der interstellaren Materie dank der Wirkung der Schwerkraft. Wenn Materie agglutiniert, dreht sie sich immer schneller und flacht dank der Erhaltung des Drehimpulses zu einer Scheibe ab. Im Zentrum steht der Protostern, der Embryo sozusagen vom zukünftigen Stern.

Mit der Zeit nehmen Temperatur und Dichte zu, bis eine kritische Masse erreicht ist, in der der Fusionsreaktor seine Aktivität beginnt. Dies ist die Energiequelle des Sterns in seiner kommenden Zeit und erfordert eine Kerntemperatur von etwa 8 Millionen K.

Die Zündung im Kern stabilisiert den Stern, weil sie die Gravitationskraft kompensiert und das hydrostatische Gleichgewicht erzeugt. Dies erfordert eine Masse zwischen dem 0,01- und 100-fachen der Sonnenmasse. Wenn die Masse größer ist, würde eine Überhitzung eine Katastrophe verursachen, die den Protostern zerstören würde.

Abbildung 3. Bei einem Roten Zwerg gleicht die Fusion von Wasserstoff im Kern die Schwerkraft aus. Quelle: F. Zapata.

Sobald der Fusionsreaktor gestartet und das Gleichgewicht erreicht ist, landen die Sterne in der Hauptsequenz des HR-Diagramms. Rote Zwerge geben sehr langsam Energie ab, so dass ihre Wasserstoffversorgung lange anhält. Die Art und Weise, wie ein Roter Zwerg Energie abgibt, geschieht durch den Konvektionsmechanismus.

Die Energie erzeugende Umwandlung von Wasserstoff zu Helium erfolgt in roten Zwergen durch Proton-Proton-Ketten, eine Sequenz, in der ein Wasserstoffion mit einem anderen fusioniert. Die Temperatur hat großen Einfluss auf die Art und Weise, wie diese Fusion stattfindet.

Sobald der Wasserstoff erschöpft ist, funktioniert der Reaktor des Sterns nicht mehr und der langsame Abkühlungsprozess beginnt.

Proton-Proton-Kette

Diese Reaktion ist sehr häufig bei Sternen, die sich gerade der Hauptsequenz angeschlossen haben, sowie bei roten Zwergen. Es beginnt so:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν

Wobei e ⁺ ein Positron ist, das in allem mit dem Elektron identisch ist, außer dass seine Ladung positiv ist und ν ein Neutrino ist, ein leichtes und schwer fassbares Teilchen. Für seinen Teil ² ₁ H ist Deuterium oder schwerer Wasserstoff.

Dann passiert es:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

In letzterem symbolisiert γ ein Photon. Beide Reaktionen treten zweimal auf und führen zu:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 ( ¹ ₁ H)

Wie erzeugt der Stern auf diese Weise Energie? Nun, es gibt einen kleinen Unterschied in der Masse der Reaktionen, einen kleinen Massenverlust, der nach Einsteins berühmter Gleichung in Energie umgewandelt wird:

E = mc ²

Da diese Reaktion unzählige Male mit einer immensen Anzahl von Partikeln abläuft, ist die Energie, die erhalten wird, enorm. Aber es ist nicht die einzige Reaktion, die innerhalb eines Sterns stattfindet, obwohl sie bei roten Zwergen am häufigsten auftritt.

Lebenszeit eines Sterns

Wie lange ein Stern lebt, hängt auch von seiner Masse ab. Die folgende Gleichung ist eine Schätzung dieser Zeit:

T = M ^-2,5

Hier ist T Zeit und M Masse. Die Verwendung von Großbuchstaben ist aufgrund der Zeit und der Größe der Masse angemessen.

Ein Stern wie die Sonne lebt ungefähr 10 Milliarden Jahre, aber ein Stern, der 30-mal so groß ist wie die Masse der Sonne, lebt 30 Millionen Jahre und ein anderer, noch massereicherer Stern kann ungefähr 2 Millionen Jahre leben. In jedem Fall ist es eine Ewigkeit für den Menschen.

Rote Zwerge leben viel länger als das, dank der Sparsamkeit, mit der sie ihren Kernbrennstoff ausgeben. In Bezug auf die Zeit, wie wir sie erleben, hält ein Roter Zwerg für immer, weil die Zeit, die benötigt wird, um den Wasserstoff aus dem Kern abzubauen, das geschätzte Alter des Universums überschreitet.

Es sind noch keine roten Zwerge gestorben. Alles, was darüber spekuliert werden kann, wie lange sie leben und wie ihr Ende aussehen wird, ist auf Computersimulationen von Modellen zurückzuführen, die mit den Informationen erstellt wurden, die wir über sie haben.

Nach diesen Modellen sagen Wissenschaftler voraus, dass sich ein roter Zwerg in einen blauen Zwerg verwandeln wird, wenn ihm der Wasserstoff ausgeht.

Niemand hat jemals einen Stern dieser Art gesehen, aber wenn der Wasserstoff nachlässt, dehnt sich ein roter Zwerg nicht zu einem roten Riesenstern aus, wie es unsere Sonne eines Tages tun wird. Es erhöht einfach seine Radioaktivität und damit seine Oberflächentemperatur und wird blau.

Zusammensetzung der roten Zwerge

Die Zusammensetzung der Sterne ist sehr ähnlich, zum größten Teil handelt es sich um riesige Kugeln aus Wasserstoff und Helium. Sie behalten einige der Elemente bei, die in dem Gas und Staub enthalten waren, aus denen sie entstanden sind, und enthalten daher auch Spuren der Elemente, die die vorhergehenden Sterne mitgestaltet haben.

Aus diesem Grund ähnelt die Zusammensetzung der Roten Zwerge der der Sonne, obwohl sich die Spektrallinien aufgrund der Temperatur erheblich unterscheiden. Wenn ein Stern also schwache Wasserstofflinien hat, bedeutet dies nicht, dass ihm dieses Element fehlt.

In roten Zwergen gibt es Spuren anderer schwererer Elemente, die Astronomen "Metalle" nennen.

In der Astronomie stimmt diese Definition nicht mit dem überein, was allgemein als Metall verstanden wird, da sie hier verwendet wird, um sich auf ein beliebiges Element außer Wasserstoff und Helium zu beziehen.

Ausbildung

Der Sternentstehungsprozess ist komplex und wird von zahlreichen Variablen beeinflusst. Es gibt vieles, was über diesen Prozess noch unbekannt ist, aber es wird angenommen, dass es für alle Sterne gleich ist, wie in den vorherigen Segmenten beschrieben.

Der Faktor, der die Größe und Farbe eines Sterns in Verbindung mit seiner Temperatur bestimmt, ist die Menge an Materie, die er dank der Schwerkraft hinzufügen kann.

Ein Problem, das Astronomen beunruhigt und noch geklärt werden muss, ist die Tatsache, dass rote Zwerge Elemente enthalten, die schwerer als Wasserstoff, Helium und Lithium sind.

Einerseits sagt die Urknalltheorie voraus, dass die ersten gebildeten Sterne nur aus den drei leichtesten Elementen bestehen müssen. Bei roten Zwergen wurden jedoch schwere Elemente festgestellt.

Und wenn noch keine roten Zwerge gestorben sind, bedeutet dies, dass die ersten roten Zwerge, die sich gebildet haben, noch irgendwo da draußen sein müssen, alle aus leichten Elementen.

Dann können sich die roten Zwerge später gebildet haben, weil das Vorhandensein schwerer Elemente bei ihrer Schaffung erforderlich ist. Oder dass es rote Zwerge der ersten Generation gibt, die aber so klein und mit so geringer Leuchtkraft sind, dass sie noch nicht entdeckt wurden.

Beispiele für rote Zwerge

Nächste Centauri

Es ist 4,2 Lichtjahre entfernt und hat eine Masse, die einem Achtel der Sonne entspricht, aber 40-mal dichter ist. Proxima hat ein starkes Magnetfeld, wodurch es leicht aufflackert.

Proxima hat auch mindestens einen bekannten Planeten: Proxima Centauri b, der 2016 enthüllt wurde. Es wird jedoch angenommen, dass er von den Fackeln weggespült wurde, die der Stern häufig ausstrahlt, so dass es unwahrscheinlich ist, dass er Leben beherbergt, zumindest nicht so das wissen wir, da die Emissionen des Sterns Röntgenstrahlen enthalten.

Barnards Stern

Abbildung 4. Größenvergleich zwischen der Sonne, Barnards Stern und dem Planeten Jupiter. Quelle: Wikimedia Commons.

Es ist ein sehr enger roter Zwerg, 5,9 Lichtjahre entfernt, dessen Hauptmerkmal seine hohe Geschwindigkeit von etwa 90 km / s in Richtung der Sonne ist.

Es ist durch Teleskope sichtbar und wie Proxima auch anfällig für Fackeln und Fackeln. Kürzlich wurde ein Planet entdeckt, der Barnards Stern umkreist.

Teegarden Star

Dieser rote Zwerg mit nur 8% der Sonnenmasse befindet sich im Sternbild Widder und kann nur mit leistungsstarken Teleskopen gesehen werden. Es gehört zu den nächsten Sternen in einer Entfernung von etwa 12 Lichtjahren.

Es wurde 2002 entdeckt und scheint nicht nur eine bemerkenswerte eigene Bewegung zu haben, sondern auch Planeten in der sogenannten bewohnbaren Zone zu haben.

Wolf 359

Es ist ein variabler roter Zwerg im Sternbild Löwe und fast 8 Lichtjahre von unserer Sonne entfernt. Als variabler Stern nimmt seine Leuchtkraft periodisch zu, obwohl seine Fackeln nicht so intensiv sind wie die von Proxima Centauri.

Verweise

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