赤い矮星は、これまでに知られている全ての四分の三まで：その質量彼らは宇宙で最も豊富で最も長く住んでいた星がある0.08の間と日曜の0.8倍の質量が小さい、クールなスターです。それらは光度が低いため、太陽の近くに多数あるにもかかわらず、肉眼では観察できません。近くにある30個の星のうち、20個は赤い矮星です。
私たちに最も近いのは、4.2光年離れたケンタウルス座のプロキシマケンタウリです。それはスコットランドの天文学者ロバート・イネス（1861-1933）によって1915年に発見されました。
図1.赤色矮星のプロキシマケンタウリは、星座ケンタウリのアルファケンタウリスターシステムの一部です。出典：ESA / Wikimedia Commons経由のハッブルとNASA
しかし、プロキシマケンタウリが発見される前に、フランスの天文学者ジョセフドラランド（1732-1802）の望遠鏡は、星座おおぐま座で赤い小人ラランド21185をすでに発見していました。
「赤い矮星」という用語は、スペクトル型がKとMの星を含むさまざまなクラスの星や、原子炉を起動するのに十分な質量がないため実際にはそうではない茶色の矮星を指すために使用されます。内部。
スペクトルのタイプは星の表面温度に対応し、その光は一連の非常に特徴的なラインに分解されます。
たとえば、スペクトルタイプKの温度は5000〜3500 Kで、黄橙色の星に対応しますが、タイプMの温度は3500 K未満で、赤い星です。
私たちの太陽のスペクトルタイプはGで、色は黄色で、表面温度は5000 Kから6000 Kです。特定のスペクトルタイプの星には、多くの共通の特性があり、それらを決定するのは質量です。星の質量によると、星の進化もそうです。
赤い小人の特徴
赤い小人には、それらを区別する特定の特性があります。冒頭ですでにいくつか触れました。
-小さなサイズ。
-表面温度が低い。
-材料の燃焼率が低い。
-低明度。
質量
私たちが言ったように、質量は星が到達するカテゴリを定義する主要な属性です。赤い矮星は、大量の星よりも低質量の星が形成されるため、非常に豊富です。
しかし、不思議なことに、低質量の星が形成されるのにかかる時間は、非常に重い星よりも長くなります。中心にある物質を圧縮する重力が大きいほど、質量は大きくなるため、これらはより速く成長します。
また、核融合反応を開始するために、温度が適切であるためには、ある程度の臨界質量が必要であることがわかっています。このようにして、星はその成人生活を始めます。
太陽が形成されるまでには数千万年かかりましたが、5倍の大きさの星は100万年未満で済みますが、最も巨大な星は数十万年で輝き始めます。
温度
すでに述べたように、表面の温度は赤い矮星を定義するもう1つの重要な特性です。5000K未満である必要がありますが、2000K以上である必要があります。
温度が2000 K未満の恒星天体は、核融合を持つことができず、臨界質量に達したことのない流星である茶色の矮星です。
スペクトル線のより深い分析は、赤い小人と茶色の小人の違いを確実にすることができます。たとえば、リチウムの証拠は、それが赤い矮星であることを示唆していますが、それがメタンまたはアンモニアである場合、それはおそらく褐色の矮星です。
スペクトル型とヘルツスプルングラッセル線図
ヘルツスプルングラッセル線図（HR線図）は、スペクトル特性に応じた星の特性と進化を示すグラフです。これには、表面の温度が含まれます。これは、前述したように、決定的な要素であり、その明度です。
グラフを構成する変数は、縦軸に明度、横軸に有効温度です。1900年代初頭に天文学者のEjnar HertzsprungとHenry Russellによって独自に作成されました。
図2.右下隅にあるメインシーケンスの赤い小人を示すHRダイアグラム。出典：ウィキメディア・コモンズ。それ 。
それらのスペクトルによれば、星はハーバードスペクトル分類に従ってグループ化され、次の文字列で星の温度を示します。
OBAFGKM
最も熱い星であるタイプOから始め、最も冷たい星はタイプMです。図では、スペクトルタイプはグラフの下部にあり、左側にある青色のバーで、右側は赤。
スペクトル線の強度が異なるため、各タイプにはバリエーションがあり、各タイプは10のサブカテゴリに分割され、0〜9の番号で示されます。数値が小さいほど、星はホットになります。たとえば、SunはG2タイプで、Proxima CentauriはM6タイプです。
ほぼ斜めに走るグラフの中央領域は、メインシーケンスと呼ばれます。ほとんどの星はそこにありますが、それらの進化はそれらを離れて、赤い巨人や白い矮星などの他のカテゴリーに身を置くように導く可能性があります。それはすべて星の質量に依存します。
赤い矮星の寿命は常にメインシーケンスで発生します。スペクトルタイプについては、ほとんどの場合、すべてのMクラスの矮星が赤い矮星であるとは限りません。しかし、このクラスにはベテルギウスやアンタレス（HRダイアグラムの右上）などの巨大な星もあります。
進化
どんな星の生命も、重力の作用による星間物質の崩壊から始まります。物質が凝集すると、角運動量が保存されるため、回転速度が速くなり、ディスクに平らになります。中心には原始星、いわば未来の星と呼ばれる胚があります。
時間が経過すると、臨界質量に到達するまで温度と密度が上昇し、核融合炉がその活動を開始します。これは今のところ星のエネルギー源であり、約800万Kの中心温度が必要です。
コアの点火は星を安定させます。これは重力を補償し、静水圧平衡を生じさせるためです。これには、太陽の質量の0.01〜100倍の質量が必要です。質量がこれよりも大きい場合、過熱により、プロトスターが破壊される大災害が発生します。
図3.赤色矮星では、核内での水素の融合が重力と釣り合っています。出典：F. Zapata
核融合炉が始動して平衡が達成されると、星はHRダイアグラムのメインシーケンスになります。赤い小人は非常にゆっくりとエネルギーを放出するので、彼らの水素供給は長期間続きます。赤い小人がエネルギーを放出する方法は、対流のメカニズムによるものです。
水素からヘリウムへのエネルギー生成変換は、1つの水素イオンが別の水素イオンと融合するシーケンスである陽子-陽子鎖によって赤い矮星で実行されます。温度は、この融合が行われる方法に大きく影響します。
水素が使い果たされると、スターのリアクターは動作を停止し、徐冷プロセスが始まります。
陽子-陽子鎖
この反応は、メインシーケンスに加わったばかりの星や、赤い矮星でよく見られます。それはこのように始まります：
1 1 H + 1 1 H→ 2 1 H + e + +ν
ここで、e +は陽電子であり、その電荷が正であり、νがニュートリノ、軽くて捉えにくい粒子であることを除いて、すべて電子と同じです。その部分2の1 Hは重水素または重水素です。
次にそれが起こります：
1 1 H + 2 1 H→ 3 2 He +γ
後者では、γは光子を表します。両方の反応が2回発生し、次の結果になります。
3 2 He + 3 2 He→ 4 2 He + 2（1 1 H）
これを行うことにより、星はどのようにしてエネルギーを生成しますか？まあ、反応の質量にはわずかな違いがあり、アインシュタインの有名な方程式に従ってエネルギーに変換される小さな質量の損失：
E = mc 2
この反応は莫大な数の粒子を含んで無数に発生するので、得られるエネルギーは莫大です。しかし、それは星の中で起こる唯一の反応ではありませんが、それは赤い矮星で最も頻繁です。
星の一生
星の寿命は質量にも依存します。次の方程式は、その時間の推定です。
T = M -2.5
ここでTは時間、Mは質量です。時間とミサの巨大さのため、大文字の使用が適切です。
太陽のような星は約100億年生きますが、太陽の質量の30倍の星は3000万年生き、さらに大きな星は約200万年生きることができます。いずれにせよ、それは人間にとって永遠です。
赤い矮星は、核燃料を費やす節約のおかげで、それよりずっと長く生きます。私たちが経験する時間の目的のために、核から水素を使い果たすのにかかる時間が宇宙の推定年齢を超えているため、赤い矮星は永遠に続きます。
赤い小人はまだ死んでいないので、彼らがどのくらいの長さで、どのように終わるかについて推測できるのは、私たちが持っている情報で作成されたモデルのコンピューターシミュレーションによるものです。
これらのモデルによると、科学者は、赤い矮星が水素を使い果たすと、青い矮星に変形すると予測しています。
誰もこの種の星を見たことがありませんが、水素が消耗すると、私たちの太陽がいつかするように、赤い矮星は赤い巨大な星に拡大しません。それは単にその放射能を増加させ、それに伴ってその表面温度を青色に変えます。
赤い小人の構成
星の組成は非常によく似ており、ほとんどの場合、それらは水素とヘリウムの巨大な球体です。それらはそれらを生じさせたガスとダストに存在した元素のいくつかを保持しているので、それらは先行する星が作り出すのを助けた元素の痕跡も含んでいます。
このため、温度によってスペクトル線は大きく異なりますが、赤い矮星の組成は太陽の組成と似ています。したがって、星の水素線が弱い場合でも、この元素が不足しているわけではありません。
赤い矮星には、天文学者が「金属」と呼ぶ他のより重い元素の痕跡があります。
天文学では、この定義は、ここでは水素とヘリウム以外の任意の元素を指すために使用されているため、金属として一般に理解されているものと一致しません。
トレーニング
星の形成プロセスは複雑で、多数の変数の影響を受けます。このプロセスについてはまだ不明な点がたくさんありますが、前のセグメントで説明したように、すべての星で同じであると考えられています。
星のサイズと色を決定する要素は、その温度に関連付けられており、重力のおかげで星がなんとか加えた物質の量です。
天文学者を心配し、解明されていない問題は、赤い矮星が水素、ヘリウム、リチウムよりも重い元素を含んでいるという事実です。
一方、ビッグバン理論では、形成された最初の星は最も軽い3つの要素のみで構成されている必要があると予測されています。ただし、赤色矮星では重元素が検出されています。
そしてまだ赤い小人が死んでいない場合、それは形成された最初の赤い小人がまだどこかに存在しているに違いないことを意味し、すべて軽元素で構成されています。
その後、重い小元素の存在がそれらの作成に必要とされるため、赤い小人が後で形成された可能性があります。あるいは、第一世代の赤い小人がいるが、とても小さく光度が低いため、まだ発見されていません。
赤い小人の例
次のケンタウリ
距離は4.2光年で、質量は太陽の1/8に相当しますが、密度は40倍です。プロキシマには強い磁場があるため、フレアが発生しやすくなります。
プロキシマにも少なくとも1つの既知の惑星があります：プロキシマケンタウリb、2016年に発表されました。星の放射にはX線が含まれているため、
バーナードの星
図4.太陽、バーナードの星、および木星のサイズの比較。出典：ウィキメディア・コモンズ。
それは5.9光年離れた非常に近い赤い矮星であり、その主な特徴は、太陽の方向に約90 km / sの高速であることです。
望遠鏡を通して見ることができ、Proximaと同様に、フレアが発生しやすくなります。最近、バーナードの星を周回する惑星が発見されました。
ティーガーデンスター
太陽の質量のわずか8％のこの赤い小人は、牡羊座の星座にあり、強力な望遠鏡でしか見ることができません。それは、最も近い星の中にあり、約12光年の距離にあります。
それは2002年に発見され、それ自身の顕著な動きを持っていることに加えて、それはいわゆる居住可能ゾーンに惑星を持っているように見えます。
ウルフ359
レオ星座の変光赤い矮星で、太陽から約8光年離れています。変光星なので、その明るさは周期的に増加しますが、そのフレアはプロキシマケンタウリほどは強くありません。
参考文献
- アダムス、F。レッドドワーフとメインシーケンスの終わり。回復元：astroscu.unam.mx。
- キャロル、B。現代天体物理学入門。2番目。版。ピアソン。
- 宇宙。赤い小人。回復：astronomy.swin.edu.au。
- マルティネス、D。恒星の進化。回収元：Googleブックス。
- テイラー、N。レッドドワーフ：最も一般的で長命のスター。から回復：space.com。
- Fraknoi、A。星のスペクトル（および茶色の小人）。回収元：phys.libretexts.org。