Tähtitiede

Mikä väri on punainen kääpiötähti?

Mikä väri on punainen kääpiötähti?

Luin äskettäin, että punainen kääpiötähti voi todella näyttää valkoiselta. Ymmärrän, että punaisen kääpiön pintalämpötilassa on laaja vaihteluväli, 2 500-3 3500 K, verrattuna Aurinkomme 5778: een. Metalli lämpötilassa 2 500 astetta K on melkein valkoista, vain keltaisia ​​jälkiä. Onko totta myös 93% vetyä ja 7% heliumia varten? Olisiko punaisten kääpiötähtien väri lähempänä keltaista / valkoista kuin punaista näkemyksemme perusteella, jos olisimme tarpeeksi lähellä saadaksemme hyvän ilmeen?


Spektri on tietysti painotettu voimakkaasti kohti punaisia ​​aallonpituuksia, mutta vastauksesi on lähinnä silmän fysiologiaan, ei astrofysiikkaan.

Tämä paikka on taittanut tähtispektrit sopivan vasteen kautta ja saapunut M-kääpiöiden "oranssi-ish" -kohtaan.

"Valkoinen-kuuma" metallipala ei ole oikeastaan ​​valkoinen. Auringonvalo näyttää valkoiselta - mustan rungon spektri on noin 5800 K. Koostumuksella ei ole suurta merkitystä, vaikka kuumennetun puhtaan metallin spektri on todennäköisesti lähempänä mustaa runkoa kuin M-kääpiö. Epäilen, että kun ihmiset puhuvat "valkoisesta kuumasta metallista", silmän valta on suuri fotonivirta. Sisäinen spektri ei selvästikään ole "valkoisen" kohteen (kuten auringonvalon) spektri. Voi kuitenkin olla, että emissiivisyys on hieman matalampi näkyvän spektrin punaisessa osassa, niin että kun syntyy ainakin vähän vihreää / sinistä valoa (muistakaa, että Wienin pyrstö on eksponentiaalinen putoaminen lyhyellä aallonpituudella), että silmän värin aistisolut voivat laukaista riittävän paljon huijata sitä, että valo on valkoinen. Kummassakin tapauksessa se on fysiologia, ei astrofysiikka.

Jälkikirjoitus: Useimmat ihmiset voivat selvittää M-tyyppisten tähtien, kuten Betelgeuse ja Antares, oranssinvärisen värin. Nämä ovat (super) jättiläisiä, mutta niiden spektrit eivät ole niin erilaisia ​​kuin M-kääpiöt.


Mustan rungon säteilijän näennäinen väri CIE-värikaaviossa on Planckian-paikan perusteella. Puhdas mustan kappaleen spektri tietylle lämpötilalle, joka kulkee ihmissilmän standardoidun vasteen läpi, vastaa pistettä Planckian lokuksen varrella.

Tietysti, tähdet tai metalli eivät ole täydellisiä mustarunkoisia pattereita, joten väri voi olla hieman erilainen, kun käytetään todellista spektriä, mutta mielestäni sen pitäisi antaa sinulle vastaus, joka on melko lähellä.

Seuraava kaavio (Planckian locuksen wikipedia-sivulta) näyttää Planckian lokuksen käyränä, joka kulkee 1000 K: sta äärettömään. Kuten näette, noin 5800 K, aurinkomme lämpötila, on melko lähellä valkoisuutta. 2500 K: n lämpötilassa näyttää siltä, ​​että se olisi oranssinkeltainen, ja 3500 K antaisi kirkkaan keltaisen, melkein valkoisen värin.

$ D_ {xx} $ pisteet edustavat erilaisia ​​päivänvalon standardeja. Kuten näette, he ovat kunnollisesti lähellä Planckian aluetta, vaikka en tiedä, eroaisiko kääpiötähti enemmän tai vähemmän Planckian sijainnista kuin aurinko.

Käyrän suorat rasti-merkit eivät ole oikeastaan ​​merkityksellisiä kysymyksellesi, mutta ne ovat vastaavan värilämpötilan laskemiseen. Pohjimmiltaan, jos sinulla on jokin valonlähde, kuten LED, löydät sen (u, v) koordinaatin, ja kumpi viiva sitä pitkin on, on sen valonlähteen likimääräinen värilämpötila, jonka laitat laatikkoon myydäksesi sitä kaupassa.


Punaiset kääpiöt: Yleisimmät ja pisimpään eläneet tähdet

Punaiset kääpiötähdet muodostavat galaksin suurimman tähtipopulaation, mutta ne piiloutuvat varjossa, liian himmeästi nähdäkseen paljaalla silmällä maasta. Niiden rajallinen säteily auttaa pidentämään heidän elinikäänsä, joka on paljon suurempi kuin auringon.

Tutkijoiden mielestä 20 maapallon lähellä olevasta 30 tähdestä on punaisia ​​kääpiöitä. Auringon lähin tähti, Proxima Centauri, on punainen kääpiö.

Termi "punainen kääpiö" ei tarkoita yhtä tähtiä. Sitä käytetään usein tyylikkäimpiin esineisiin, mukaan lukien K- ja M-kääpiöt - jotka ovat todellisia tähtiä - ja ruskeat kääpiöt, joita kutsutaan usein "epäonnistuneiksi tähdiksi", koska ne eivät yllä ydinfuusiota.

"Punaisille kääpiöille ei ole olemassa todellista määritelmää", tähtitieteilijä Micha & eumll Gillon Belgian Li & egravegen yliopistosta Belgiassa kertoivat Space.comille sähköpostitse. Gillon, joka tutkii tähtikohteita spektrin viileämmässä päässä, oli osa ryhmää, joka tunnisti ultrakylmä tähti TRAPPIST-1. Punainen kääpiö "viittaa yleensä kääpiötähtiin, joiden spektrityyppi vaihtelee välillä K5V - M5V", Gillon sanoi.


Susi 359 ja # 8211 punainen kääpiötähti

Susi 359 on heikko punainen kääpiö, joka sijaitsee vain 7,86 valovuoden päässä Leo-tähdistöstä. Se on punainen kääpiötähti, joka sijaitsee Leo-tähdistössä lähellä ekliptikkaa. Se on yksi aurinkoa lähinnä olevista tähdistä. Noin 7,9 valovuoden etäisyydellä maasta sen näennäinen voimakkuus on 13,54 ja se voidaan nähdä vain suurella teleskoopilla. Kuten punaiset kääpiötähdet Maan yötaivaalla, tähti on aivan liian himmeä ollakseen näkyvissä paljaalla ihmissilmällä.

Wolf 359 on erittäin heikko tähti, joka on kolmanneksi lähinnä Solia Alpha Centauri 3: n ja Barnard & # 8217s Starin jälkeen. Se on yksi Auringon lähimmistä tähdistä, ja vain Alpha Centauri -järjestelmä (mukaan lukien Proxima Centauri), Barnard & # 8217s Star ja ruskeat kääpiöt Luhman 16 ja WISE 0855−0714 ovat tiedossa olevan lähempänä. Se sijaitsee vain noin 7,8 valovuoden päässä Constellation Leon itäosassa, Lion & # 8211 Chertanista tai Coxasta etelään (Theta Leonis). Sen läheisyys maapalloon on johtanut sen mainitsemiseen useissa fiktioteoksissa. Sen näennäinen suuruus on 13,54, ja se on paljaalla silmällä näkymätön ja se näkyy vain suuremmissa teleskoopeissa.

Wolf 359 oli Wolf-järjestelmän ensisijainen osa. Tämä järjestelmä, joka sijaitsee noin kahdeksan valovuoden päässä Solista, oli Alfa-kvadrantissa.

Max (Maximilian Franz Joseph Cornelius) Wolf (1863-1932), astrofotografian edelläkävijä, joka löysi satoja vaihtelevia tähtiä ja asteroideja sekä noin 5000 sumua analysoimalla valokuvalevyjä ja kehittämällä & # 8220kuivalevy & # 8221 vuonna 1880 ja & # 8220blink-vertailija & # 8221 vuonna 1900 Carl Zeiss -optiikkayrityksen kanssa Jenassa, Saksassa, löysi korkean ja oikean liikkeensa valokuvauksellisesti.

Susi 359 on yksi heikoimmista ja pienimassaisimmista tähdistä, mitä koskaan on löydetty. Valosfäärin eli valoa säteilevän kerroksen lämpötila on noin 2800 K, mikä on riittävän matala kemiallisten yhdisteiden muodostumiseen ja eloonjäämiseen. Spektrissä on havaittu yhdisteiden, kuten veden ja titaani (II) oksidin, absorptioviivoja. Jos Susi 359 korvaisi aurinkomme, Sol, maapallon tarkkailija tarvitsisi kaukoputken nähdäksesi sen pyöreän muodon selkeästi, ja päivänvalo olisi hyvin himmeä, vain kymmenen kertaa kirkkaampi kuin täysikuu Solilla.

Äskettäin Hubble-avaruusteleskooppia käytettiin etsimään Wolf 359: n heikkoja kumppaneita. Pinnan magneettikenttä on voimakkaampi kuin Auringon keskimääräinen magneettikenttä. Wolf 359 on leimahdustähti, joka voi kokea hetkellisesti kirkkauden lisääntymisen konvektion aiheuttaman magneettisen toiminnan vuoksi. Avaruusteleskoopit ovat havainneet voimakkaita röntgensäde- ja gammasäteilypurkauksia näistä soihdoista. Wolf 359 on nuori tähti, joka on ollut olemassa alle miljardi vuotta. Kahta planeettatoveria epäillään, mutta roskakoria ei ole vielä löydetty.


Sisällys

Vuonna 2016 Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni järjesti tähtien nimityöryhmän (WGSN) [19] tähtien omien nimien luetteloimiseksi ja standardoimiseksi. WGSN hyväksyi nimen Barnardin tähti tälle tähdelle 1. helmikuuta 2017, ja se on nyt sisällytetty IAU: n hyväksymiin tähtinimien luetteloon. [20]

Barnardin tähti on himmeän spektrityypin M4 punainen kääpiö, ja se on liian heikko nähdä ilman teleskooppia. Sen näennäinen suuruus on 9,5.

7–12 miljardin vuoden iässä Barnardin tähti on huomattavasti vanhempi kuin 4,5 miljardia vuotta vanha Aurinko, ja se saattaa kuulua Linnunradan galaksin vanhimpiin tähtiin. [11] Barnardin tähti on menettänyt paljon pyörimisenergiaa, ja ajoittaiset pienet muutokset sen kirkkaudessa osoittavat, että se pyörii kerran 130 päivässä [10] (aurinko pyörii 25: ssä). Iänsä vuoksi Barnardin tähden oletettiin pitkään olevan lepotilassa tähtien aktiivisuuden suhteen. Vuonna 1998 tähtitieteilijät havaitsivat voimakkaan tähtisuihkun, mikä osoittaa, että Barnardin tähti on leimahdustähti. [21] Barnardin tähdellä on vaihteleva tähtimerkintä V2500 Ophiuchi. Vuonna 2003 Barnardin tähti esitteli ensimmäisen havaittavan muutoksen tähden radiaalinopeudessa, joka johtui sen liikkumisesta. Barnardin tähden säteittäisen nopeuden vaihtelu johtui sen tähtien aktiivisuudesta. [22]

Barnardin tähden oikea liike vastaa suhteellista sivunopeutta 90 km / s. Vuosittain kulkemansa 10,3 sekunnin kaarisekvenssi on neljännes aste ihmisen elinaikana, mikä on suunnilleen puolet täysikuun kulmahalkaisijasta. [16]

Barnardin tähden säteittäinen nopeus kohti aurinkoa mitataan sen bluessiirtymästä −110 km / s. Yhdessä sen oikean liikkeen kanssa avaruusnopeus (todellinen nopeus suhteessa aurinkoon) on −142,6 ± 0,2 km / s. Barnard's Star lähestyy aurinkoa lähinnä noin 11 800 CE, kun se lähestyy noin 3,75 valovuoden sisällä. [6]

Proxima Centauri on aurinkoa lähinnä oleva tähti, joka on tällä hetkellä 4,24 valovuoden päässä siitä. Huolimatta Barnardin tähden vielä lähemmästä aurinkoa 11 800 jKr: ssä, se ei silti ole lähin tähti, koska siihen mennessä Proxima Centauri on siirtynyt vielä lähemmäksi aurinkoa. [23] Kun tähti kulkee lähinnä Auringon ohitse, Barnardin tähti on edelleen liian himmeä paljaalla silmällä nähdäkseen, koska sen näennäinen suuruus on siihen mennessä kasvanut vain yhdellä suuruudella noin 8,5: een, silti se on 2,5 suuruudet, jotka eivät ole paljaalla silmällä näkyviä.

Barnard's Starin massa on noin 0,14 aurinkomassaa (M ), [6] ja säde 15-20% Auringon säteestä. [9] [24] Vaikka Barnardin tähdellä onkin noin 150 kertaa Jupiterin massa (M J), sen säde on vain 1,5 - 2,0 kertaa suurempi, koska sen tiheys on paljon suurempi. Sen tehollinen lämpötila on 3100 kelviiniä, ja sen visuaalinen kirkkaus on 0,0004 auringonvaloa. [9] Barnardin tähti on niin heikko, että jos se olisi samalla etäisyydellä maasta kuin aurinko, se näyttäisi olevan vain 100 kertaa kirkkaampi kuin täysikuu, joka on verrattavissa Auringon kirkkauteen 80 tähtitieteellisessä yksikössä. [25]

Barnard's Starilla on 10–32% aurinkometallisuudesta. [3] Metallisuus on tähtimassan osuus, joka koostuu heliumia raskaammista alkuaineista ja auttaa luokittelemaan tähdet suhteessa galaktiseen populaatioon. Barnardin tähti näyttää olevan tyypillistä vanhoille, punaisille kääpiöpopulaatioille II kuuluville tähdille, mutta nämä ovat yleensä myös metallihuonoita halotähtiä. Auringon alapuolella Barnardin tähden metallisuus on korkeampi kuin halotähden ja se on sopusoinnussa metallirikkaan levytähtialueen matalan pään kanssa, mikä yhdessä sen korkean avaruusliikkeen kanssa on johtanut nimitykseen "välipopulaation II tähti" ", halon ja levytähden välissä. [3] [22] Vaikka jotkut äskettäin julkaistut tieteelliset artikkelit ovat antaneet paljon korkeammat arviot tähteen metalliosuudesta, hyvin lähellä auringon tasoa, 75--125% aurinkometallisuudesta. [26] [27]

Barnardin Tähtien planeettajärjestelmä [18]
Kumppani
(järjestyksessä tähdestä)
Massa Semimajor-akseli
(AU)
Kiertorata
(päivää)
Eksentrisyys Kaltevuus Säde
b (kiistanalainen [28]) ≥ 3.23 ± 0.44 M 0.404 ± 0.018 232.80 +0.38
−0.41
0.32 +0.1
−0.15

Marraskuussa 2018 kansainvälinen tähtitieteilijäryhmä ilmoitti havaitsevan ehdokasmaapallon, joka kiertää suhteellisen lähellä Barnardin tähtiä. Espanjalaisen Ignasi Ribasin johdolla heidän kahden vuosikymmenen ajan tehdyt havainnot antoivat vahvan todistuksen planeetan olemassaolosta. [18] [29] Planeetan olemassaolosta kyseenalaistettiin kuitenkin vuonna 2021, koska radiaalinen nopeussignaali, jolla oli planeetan kiertoratajakso, ilmeisesti hävisi uudemmissa tiedoissa. [28]

Barnardin tähdeksi b kutsuttu planeetta löydettiin tähtijärjestelmän lumilinjan läheltä, mikä on ihanteellinen paikka protoplaneettamateriaalin jäiselle kertymiselle. Se kiertää 0,4 AU: lla 233 päivän välein ja sen ehdotettu massa on 3,2 M . Planeetta on todennäköisesti kylmä, sen pintalämpötilan arvioidaan olevan noin −170 ° C (−274 ° F), ja se sijaitsee Barnard Starin oletetun asuttavan vyöhykkeen ulkopuolella. Maapallon ilmakehään tarvitaan kuitenkin vielä enemmän työtä pintaolosuhteiden ymmärtämiseksi paremmin. Planeetan suora kuvantaminen ja sen ilmaisinvalo ovat mahdollisia sen löytämisen jälkeisellä vuosikymmenellä. Edelleen heikot ja lukemattomat häiriöt järjestelmässä viittaavat siihen, että toinen planeettakumppani voi olla vielä kauemmas. [30]

Edelliset planeettaväitteet Muokkaa

Vuosikymmenen ajan vuodesta 1963 vuoteen 1973 huomattava määrä tähtitieteilijöitä hyväksyi Peter van de Kampin väitteen, jonka mukaan hän oli havainnut astrometrian avulla Barnardin tähden oikean liikkeen häiriön, joka vastaa yhden tai useamman planeetan vertailukelpoisuutta massa Jupiterin kanssa. Van de Kamp oli havainnut tähtiä vuodelta 1938 yrittäen yhdessä kollegoidensa kanssa Swoulmore Collegen Sproul-observatoriossa löytää pienet yhden mikrometrin muunnelmat sijainnistaan ​​valokuvalevyillä, jotka olivat yhdenmukaisia ​​kiertoradan häiriöiden kanssa, mikä osoittaisi planeetan kumppanin, johon tämä osallistui niin monta kymmenen ihmistä keskimäärin tuloksensa katsomassa levyjä järjestelmällisten yksittäisten virheiden välttämiseksi. [32] Van de Kampin alkuperäinen ehdotus oli planeetta, jolla oli noin 1,6 M J 4,4 AU: n etäisyydellä hieman epäkeskeisellä kiertoradalla [33], ja nämä mittaukset ilmeisesti tarkennettiin vuoden 1969 paperissa. [34] Myöhemmin sinä vuonna Van de Kamp ehdotti, että planeettoja oli kaksi, 1,1 ja 0,8 M J. [35]

Muut tähtitieteilijät toistivat myöhemmin Van de Kampin mittaukset, ja vuonna 1973 tehdyt kaksi asiakirjaa heikensivät planeetan tai planeettojen vaatimuksia. George Gatewood ja Heinrich Eichhorn eri observatoriossa ja uudempia levymittaustekniikoita käyttäen eivät onnistuneet todentamaan planeetan kumppania. [36] Toisessa John L. Hersheyn neljä kuukautta aiemmin julkaisemassa artikkelissa, joka käytti myös Swarthmore-observatoriota, havaittiin, että muutokset eri tähtien astrometrisessa kentässä korreloivat refraktoriteleskoopin objektiiviin tehtyjen säätöjen ja muutosten ajoitukseen. [37] Väitetty planeetta johtui ylläpito- ja päivitystoiminnasta. Tapahtumasta on keskusteltu osana laajempaa tieteellistä katsausta. [38]

Van de Kamp ei koskaan tunnustanut virheitä ja julkaisi uuden väitteen kahden planeetan olemassaolosta jo vuonna 1982 [39], hän kuoli vuonna 1995. Wulff Heintz, Van de Kampin seuraaja Swarthmoressa ja kaksoistähtien asiantuntija, kyseenalaisti havainnot ja aloitti julkaisemalla kritiikkiä vuodesta 1976 eteenpäin. Kahden miehen ilmoitettiin olevan vieraantuneet tämän vuoksi. [40]

Planeettarajojen tarkentaminen Muokkaa

Yli neljän vuosikymmenen ajan van de Kampin hylätyn väitteen ja mahdollisen planeettakandidaatin ilmoituksen välillä Barnardin tähtiä tutkittiin huolellisesti ja mahdollisten planeettojen massa- ja kiertoratoja kiristettiin hitaasti. M kääpiöitä, kuten Barnard's Star, tutkitaan tältä osin helpommin kuin suurempia tähtiä, koska niiden alemmat massat tekevät häiriöistä selvempiä. [41]

Planeettakumppaneiden null-tulokset jatkuivat koko 1980- ja 1990-luvun, mukaan lukien interferometrinen työ Hubble-avaruusteleskoopin kanssa vuonna 1999. [43] Gatewood pystyi osoittamaan vuonna 1995, että 10 M: n planeetat J olivat mahdottomia Barnardin tähden ympärillä [38], joka auttoi tarkentamaan negatiivista varmuutta planeettakohteista yleensä. [44] Vuonna 1999 Hubble-työ jätti pois 0,8 miljoonan planeetan kumppanit J jonka kiertorata on alle 1000 päivää (Jupiterin kiertorata on 4332 päivää), [43] kun taas Kuerster totesi vuonna 2003, että Barnardin tähden ympärillä olevalla asumisalueella planeetat eivät ole mahdollisia "M synti i"arvo [huomautus 1] suurempi kuin 7,5 kertaa Maan massa (M ) tai massa on yli 3,1 kertaa Neptunuksen massa (paljon pienempi kuin van de Kampin pienin ehdotettu arvo). [22]

Vuonna 2013 julkaistiin tutkimuspaperi, joka tarkensi tähtien planeetan massarajoja. Käyttämällä 25 vuoden aikana otettuja radiaalisia nopeusmittauksia Lickin ja Keckin observatorioista ja soveltamalla Monte Carlon analyysiä sekä pyöreille että eksentrisille kiertoradoille, määritettiin planeettojen ylemmät massat 1000 päivän kiertoradoille. Planeetat, jotka olivat yli kahden maapallon massan alle 10 päivän kiertoradoilla, suljettiin pois, ja myös yli kymmenen maapallon massat, jotka ulottuvat kahden vuoden kiertoradalle, suljettiin pois luottavaisin mielin. Todettiin myös, että tähdellä asuttavalla vyöhykkeellä ei näyttäisi olevan karkeasti maapallon planeettoja tai suurempia, paitsi kiertoradoilla. [45] [46]

Vaikka tämä tutkimus rajoitti suuresti Barnardin tähden ympärillä olevien planeettojen mahdollisia ominaisuuksia, se ei sulkenut niitä kokonaan pois, koska maanpäällisiä planeettoja oli aina vaikea havaita. NASA: n avaruusinterferometriatehtävän, jonka oli määrä aloittaa maapallon ulkopuolisten planeettojen etsiminen, ilmoitettiin valineen Barnardin tähden aikaisin etsintäkohteeksi. [25] Tämä operaatio lopetettiin vuonna 2010. [47] ESA: n vastaavalla Darwinin interferometriatehtävällä oli sama tavoite, mutta rahoitusta ei käytetty vuonna 2007. [48]

Säteisnopeuksien analyysiä, joka lopulta johti Barnardin tähden kiertävän ehdokasmaapallon löytämiseen, käytettiin myös asettamaan tarkemmat mahdollisten planeettojen ylimassarajat asumisalueelle ja sen sisällä: enintään 0,7 M sisäreunaan saakka ja 1,2 M optimistisen asuttavan vyöhykkeen ulkoreunalla, joka vastaa enintään 10 ja 40 päivän kiertoradan jaksoja. Siksi näyttää siltä, ​​että Barnardin tähti ei todellakaan isännöi maapalloa tai suurempia planeettoja kuumilla ja leutoilla kiertoradoilla, toisin kuin muut M-kääpiötähdet, joilla on yleisesti tämän tyyppisiä planeettoja läheisillä kiertoradoilla. [18]

Project Daedalus Edit

Barnardin tähtiä tutkittiin osana Daedalus-projektia. Vuosien 1973 ja 1978 välisenä aikana tehty tutkimus ehdotti, että nopea, miehittämätön matkustaminen toiseen tähtijärjestelmään oli mahdollista olemassa olevalla tai lähitulevaisuuden tekniikalla. [49] Barnardin tähti valittiin kohteeksi osittain siksi, että sillä uskottiin olevan planeettoja. [50]

Teoreettinen malli ehdotti, että ydinfuusio (erityisesti deuteriumin ja helium-3: n elektronipommitus) käyttävä ydinpulssiraketti, joka kiihdytti neljä vuotta, voisi saavuttaa 12%: n nopeuden valon nopeudesta. Tähti voitaisiin saavuttaa 50 vuoden kuluttua ihmisen elinaikanaan. [50] Tähden ja mahdollisten seuralaisten yksityiskohtaisen tutkimuksen ohella tähtien välinen väliaine tutkitaan ja lähtötason astrometriset lukemat suoritetaan. [49]

Alkuperäinen Project Daedalus -malli herätti lisää teoreettista tutkimusta. Vuonna 1980 Robert Freitas ehdotti kunnianhimoisempaa suunnitelmaa: itse replikoituvan avaruusaluksen, joka oli tarkoitettu etsimään ja ottamaan yhteyttä maan ulkopuoliseen elämään. [51] Rakennettu ja käynnistetty Jupiterin kiertoradalla, se saavuttaa Barnardin tähden 47 vuoden kuluttua parametreillä, jotka ovat samanlaisia ​​kuin alkuperäisen Daedalus-projektin. Tähdelle tullessaan se aloittaisi automaattisen itsereplikaation, rakentamalla tehtaan, aluksi valmistamaan tutkimuskokeita ja lopulta luomaan kopion alkuperäisestä avaruusaluksesta 1000 vuoden kuluttua. [51]

Vuonna 1998 Barnardin tähdessä havaittiin tähtien leimahdus 17. heinäkuuta tapahtuneiden spektripäästöjen muutosten perusteella etsittäessä etsintää oikean liikkeen vaihteluista. Neljä vuotta kului ennen soihdun täydellistä analysointia, jolloin ehdotettiin, että soihdun lämpötila oli 8000 K, yli kaksinkertainen tähden normaaliin lämpötilaan. [52] Ottaen huomioon soihdut olennaisesti satunnaisesti, Diane Paulson, yksi tutkimuksen kirjoittajista, huomautti, että "tähti olisi fantastinen harrastajille, joita tarkkailla". [21]

Heijastus oli yllättävää, koska voimakasta tähtien toimintaa ei odoteta tällaisen ikäisissä tähdissä. Soihdut eivät ole täysin ymmärrettyjä, mutta niiden uskotaan johtuvan voimakkaista magneettikentistä, jotka estävät plasman konvektiota ja johtavat äkillisiin purkauksiin: voimakkaita magneettikenttiä esiintyy nopeasti pyörivissä tähdissä, kun taas vanhoilla tähdillä on taipumus pyöriä hitaasti. Siksi Barnardin tähti kokee tällaisen suuruisen tapahtuman olevan harvinaisuus. [52] Tähtien jaksollisuutta tai tähtien aktiivisuuden muutoksia tietyllä aikavälillä koskevat tutkimukset viittaavat myös siihen, että sen pitäisi olla lepotilassa. Vuoden 1998 tutkimus osoitti heikkoja todisteita tähtien kirkkauden jaksollisista vaihteluista, ja huomasi vain yhden mahdollisen tähtipisteen 130 päivän aikana. [10]

Tämäntyyppinen tähtitoiminta on herättänyt kiinnostusta käyttää Barnardin tähtiä välityspalvelimena samanlaisten tähtien ymmärtämiseen. Toivotaan, että sen röntgen- ja UV-päästöjen fotometriset tutkimukset valaisevat galaksin suurta vanhojen M-kääpiöiden populaatiota. Tällaisella tutkimuksella on astrobiologisia vaikutuksia: kun otetaan huomioon, että M-kääpiöiden asumiskelpoiset vyöhykkeet ovat lähellä tähtiä, aurinko soihdut, tuulet ja plasman poistumistapahtumat vaikuttavat voimakkaasti kaikkiin planeetoihin. [11]

Vuonna 2019 havaittiin kaksi uutta ultraviolettitähtien soihdutusta, joista jokaisella oli ultraviolettienergiaenergiaa 3 * 10 22 joulea yhdessä yhden röntgentähden soihdun kanssa, jonka energia oli 1,6 * 10 22 joulea. Tähän mennessä havaittu soihdunopeus on riittävä aiheuttamaan 87 maapallon ilmakehän menetystä miljardia vuotta kohti lämpöprosessien kautta ja Earth3 maapallon ilmakehää miljardia vuotta kohti ionihäviöprosesseilla Barnardin tähti b: ssä. [53]

Barnard's Star jakaa suunnilleen saman naapuruston kuin Aurinko. Barnard's Starin naapurit ovat yleensä punakääpiökokoa, pienin ja yleisin tähtityyppi. Lähin naapuri on tällä hetkellä punainen kääpiö Ross 154, etäisyys 1,66 parsekkiä (5,41 valovuotta). Aurinko ja Alpha Centauri ovat vastaavasti seuraavat lähimmät järjestelmät. [25] Barnardin tähdestä aurinko ilmestyi taivaan halkaisijaltaan vastakkaiselle puolelle koordinaateilla RA = 5 h 57 m 48,5 s, Dec = −04 ° 41 ′ 36 ″, Monoceros-tähdistön läntisimmässä osassa. Auringon absoluuttinen suuruus on 4,83, ja 1,834 parsekin etäisyydellä se olisi ensimmäisen asteen tähti, koska Pollux on maasta. [muistio 2]


Protostar:

Prototähti on mitä sinulla on ennen kuin tähti muodostuu. Prototähti on kokoelma kaasua, joka on romahtanut jättiläismolekyylipilvestä.

Tähtien evoluution protostaattivaihe kestää noin 100000 vuotta. Ajan myötä painovoima ja paine kasvavat, mikä pakottaa protostaatin romahtamaan.

Kaikki prototähden vapauttama energia tulee vain painovoiman aiheuttamasta lämmityksestä - ydinfuusioreaktiot eivät ole vielä alkaneet.

Tähden syntymä (video)


Tähtien lämpötila

[/ kuvateksti]
Saatat olla yllättynyt siitä, että tiedät, että tähtien väri riippuu niiden lämpötilasta. Viileimmät tähdet näyttävät punaisilta, kun taas kuumimmat tähdet näyttävät sinisiltä. Ja mikä määrittää tähden lämpötilan? Kaikki tulee massaan.

Yleisimmät tähdet maailmankaikkeudessa ovat suhteellisen pienet punaiset kääpiötähdet. Näillä tähdillä voi olla vain 7,5% Auringon massa, ja ne voivat nousta noin 50%. Punaiset kääpiöt käyttävät vetypolttoaineita hyvin hitaasti, ja se uskoi, että punainen kääpiötähti, jonka aurinkomassa on noin 10%, voi elää vähintään 10 biljoonaa vuotta. Oma aurinko elää vain noin 12 miljardia vuotta. Punaisten kääpiötähtien pintalämpötila on alle 3500 kelviniä, ja siksi ne näyttävät silmiltämme punaisilta.

Oma aurinkomme on luokiteltu keltaiseksi kääpiötähdeksi. Sen pintalämpötila on noin 5800 kelviniä. Tämän lämpötilan vuoksi suurin osa auringosta virtaavasta valosta on keltainen / valkoinen. Aurinkomme on ollut elämänsä päävaiheessa 4,5 miljardia vuotta, ja sen odotetaan kestävän vielä noin 7 miljardia vuotta.

Kuumimmat tähdet ovat sinisiä tähtiä. Ne alkavat noin 10000 Kelvinin lämpötiloissa, ja suurimmat, kuumimmat siniset superjätit voivat olla yli 40 000 Kelvin. Itse asiassa sinisen tähden pinnalta tulee niin paljon energiaa, että monet voitaisiin todella luokitella ultraviolettitäheiksi, se on vain se, että silmämme eivät näe niin korkeaa spektrissä.

Olemme kirjoittaneet monia artikkeleita tähdistä täällä Universe Today -sivustolla. Tässä & # 8217: ssä artikkeli siitä, kuinka punaisilla kääpiötähdillä voisi olla asumiskelpoisia alueita, ja tässä & # 8217: ssä artikkeli siitä, kuinka punaiset kääpiöt voivat puhdistaa pölyiset levynsä.

Olemme tallentaneet useita tähtitieteen jaksoja tähdistä. Tässä on kaksi, joista saatat löytää hyödyllisiä: Jakso 12: Mistä vauvatähdet tulevat, ja Jakso 13: Mihin tähdet menevät kuollessaan?


10 mielenkiintoista tietoa punaisesta kääpiötähdestä

Kuvahyvitys: Chandra ja XMM-Newton kuva punaisesta kääpiötähdestä Proxima Centaurista

Toisin kuin useimmat muut tähtikategoriat, joilla on selkeät ja yksiselitteiset luokitusstandardit, punaiset kääpiötähdet jakautuvat monenlaisiin massaihin, kirkkauksiin ja spektreihin, jotka ovat toistaiseksi välttäneet oikean luokituksen. Itse asiassa termi "punainen kääpiö" voi sisältää suurimman osan, elleivät kaikki K-tyypin ja aikaisemmat tähdet, ja luokka viittaa yleensä kääpiötähtiin, joiden spektrityyppi vaihtelee välillä K5V - M5V.

Punaisilla kääpiöillä, maailmankaikkeuden yleisimmillä tähtityypeillä, on kuitenkin massoja, jotka vaihtelevat 7,5-50 prosentin välillä Auringon massasta, jolloin vähemmän massiivisia tähtiä kutsutaan ruskeaksi kääpiöksi, ja seuraavaksi massiivisempi tähtivalikoima, mukaan lukien keltainen kääpiöt, kuten aurinkomme. Punaisten kääpiöiden pienempi koko tarkoittaa, että ne ovat melko himmeitä ja palavat suhteellisen alhaisissa lämpötiloissa, jotka ovat alle 6300 F (3500 C) verrattuna esimerkiksi Aurinkoon, jonka tehollinen lämpötila on 9 900 F (5500 C). Alla on kymmenen mielenkiintoisempaa tietoa punaisista kääpiötähdistä, joita et ehkä ole tiennyt.

Punainen kääpiö elää maailmankaikkeuden

Kaikki punaiset kääpiötähdet ovat täysin konvektiivisia, mikä tarkoittaa, että tähtien ytimeen kerääntyvän heliumin sijasta näiden tähtien heliumia sekoitetaan koko tähdessä. Tämän seurauksena ydinsynteesi protoni-protoniketjureaktion kautta hidastuu, mikä puolestaan ​​tarkoittaa, että punaisilla kääpiöillä on erittäin pitkä ikä. Itse asiassa tutkimukset osoittavat, että pienimassaiset punaiset kääpiöt elävät Auringon yli ainakin kolmannella tai neljännellä voimalla niiden ja Auringon massan välisestä suhteesta, mikä tarkoittaa, että useimmat punaiset kääpiöt elävät vähintään 10 biljoonaa vuotta, mikä he elivät pisin kaikista tähtityypeistä.

Mitä vaaleampi punainen kääpiö, sitä kauemmin se elää

Harkitse seuraavaa esimerkkinä siitä, kuinka kauan punaisten kääpiötähtien odotetaan elävän: Tyypillinen 0,16 aurinkomassan punainen kääpiö, joka on suunnilleen Barnardin tähden massa, viettää tyypillisesti noin 2,5 biljoonaa vuotta pääjaksossa, ennen kuin siitä kehittyy sininen kääpiö. Koska maailmankaikkeuden arvioidaan olevan vain 13,8 miljardia vuotta vanha, siniset kääpiötähdet perustuvat siis teoreettisiin malleihin, ja niiden ennustetaan elävän vielä vähintään 5 miljardia vuotta, jonka aikana sillä on noin 30% Auringon kirkkaudesta, ja tehollinen lämpötila välillä 6500 - 8500 K.

Kaikki punaiset kääpiötähdet sisältävät metalleja

Kaikki tunnetut punaiset kääpiöt sisältävät metalleja, mikä tähtitieteellisessä ammattikiellossa tarkoittaa, että ne sisältävät vetyä ja heliumia painavampia elementtejä. Tämä on melko outoa, kun otetaan huomioon, kuinka kauan nämä punaiset kääpiöt ovat eläneet, varsinkin kun nykyisen teorian mukaan punaiset kääpiöt, jotka ovat saattaneet muodostua ensimmäisen tähtimuodostuksen aikana (populaatio III: n tähdet), olisivat metalliköyhiä, mutta silti elossa. Siitä huolimatta metalli-köyhiä punaisia ​​kääpiöitä ei ole toistaiseksi löydetty, ja toimiva selitys sille, miksi näin on, edelleen väistää tutkijoita.

Ei ole "tavallisia" punaisia ​​kääpiötähtiä

Huolimatta siitä, että punaisina kääpiötähteinä on suurin osa Linnunradan tähtipopulaatiosta, luokan kuvaamiseksi ei ole yhtenäistä standardia, kuten kaikkien muiden tähtiluokkien tapauksessa. Vaikka standardin luokitusmallia on yritetty suunnitella monta kertaa, näyttää siltä, ​​että nykyisin käytössä olevien luokitusjärjestelmien välillä on vain vähän sopimusta. Siitä huolimatta punakääpiöiden ensisijaisista spektriluokista on ainakin jonkin verran sovittu. Tässä on lueteltu joitain tähtiesimerkkejä, joiden tähtiluokitus on suluissa: 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).

Suurin osa Linnunradan tähdistä on punaisia ​​kääpiöitä

Auringon naapuruston tähtien tutkimusten perusteella näyttää siltä, ​​että punaiset kääpiötähdet voivat muodostaa jopa 75% Linnunradan galaksin tähtien kokonaispopulaatiosta, vaikka ilman optista apua yksikään punainen kääpiö ei ole näkyvissä maasta . Kuitenkin kuudestakymmenestä Aurinkoa lähinnä olevasta tähdestä viisikymmentä on punaista kääpiötä, joista lähin on Proxima Centauri, M5-tyyppinen punainen kääpiö, jonka näennäinen voimakkuus on 11,05.

Kaikki punaiset kääpiötähdet ovat pienimassaisia, heikosti kirkkaita tähtiä

Punakääpiöiden massat ja kirkkaudet vaihtelevat suuresti: M9V-tyyppiset tähdet painavat noin 7,5% Auringon massasta ja 0,155% Auringon valovoimasta, kun taas M0V-luokan tähdet ovat suurimmat ja massiivisimmat punaiset kääpiöt, vaikka ne painavat vain 60% auringon massasta ja loistavat vain noin 7,2% kirkkaammin.

Punaisia ​​kääpiöitä käytetään tähtijoukkojen iän laskemiseen

Koska punaiset kääpiöt ovat niin pitkäikäisiä ja pysyvät pääsekvenssissä niin kauan kuin ne tekevät, niiden massaa voidaan käyttää arvioimaan massa, jolla massiivisemmat tähdet kehittyvät pääsekvenssistä, mitä pisteitä käytetään kaiken tyyppisten tähtijoukkojen ikä sekä muiden rakenteiden, kuten Galaktisen levyn ja Galaktisen halon, iän alarajan määrittäminen.

Noin 40% punaisista kääpiötähdistä isännöi "maapallon" planeettoja

Yksityiskohtaiset tutkimukset ja tutkimukset ovat osoittaneet, että jopa 40% punaisista kääpiöistä isännöi "maanpäällisiä" planeettoja ja etenkin tähtien ympärillä olevilla asumisalueilla, joilla odotetaan olevan nestemäistä vettä. Lisäksi tietokonemallit ovat paljastaneet, että vähintään 90% punakääpiötähtiä kiertävistä "maapallon" planeetoista sisältää vähintään 10% vettä (massaa), mikä viittaa siihen, että tämän luokan planeetat punaisten kääpiöiden ympärillä ovat syvän nestemäisen veden peitossa. valtameret.

Punaisia ​​kääpiöitä kiertävät supermaapallot eivät todennäköisesti ole asuttavia

Valitettavasti punaisten kääpiöiden ympärillä olevat maatyyppiset planeetat lukitaan melkein varmasti kiertoradalleen, koska ne ovat lähellä isäntätähtiään. Joissakin tapauksissa planeetat kiertävät vain 6 miljoonan kilometrin etäisyydellä, mikä tarkoittaa, että planeetan toinen puoli paahtuu, kun taas toinen puoli on todennäköisesti pysyvästi jäätynyt. Uudet tutkimukset viittaavat kuitenkin siihen, että ainakin muutamissa tapauksissa nestemäisen valtameren läsnäolo saattaa ajaa lämpöä ja muita ilmasto-ominaisuuksia tällaisten planeettojen kylmälle, pimeälle puolelle.

Yhdellä punaisella kääpiöllä on seitsemän maapallon kokoista planeettaa

Vaikka tietokonemallinnus viittaa siihen, että maapallotyyppiset planeetat muodostuvat paljon todennäköisemmin punaisen kääpiötähden ympärille kuin mikään muu planeetta, yhden punaisen kääpiön, nimeltään TRAPPIST-1, tiedetään isännöivän seitsemää maan kokoista planeettaa, joista kaksi planeettaa kiertää tähti asuttavalla alueella. The system is located about 39 light years away, in the constellation Aquarius.


Birth of a Red Dwarf

Red Dwarf stars form like all other stars do: 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 tähti.

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.