적색 왜성의 크기를 이해할 수 있습니까?

아티스트

2014년 4월 23일 NASA의 Swift 우주선이 본 일련의 강력한 플레어를 방출하는 DG CVn(두 개의 적색 왜성으로 구성된 쌍성계)을 보여주는 아티스트의 개념. (이미지 크레디트: NASA의 Goddard Space Flight Center/S. Wiessinger)



폴 엠. 서터 의 천체 물리학자입니다. 오하이오 주립 대학 , 의 주인 우주인에게 물어보세요 그리고 우주 라디오 , 그리고 '의 저자 우주에서 당신의 위치. ' Sutter는 이 기사를 demokratija.eu의 전문가 목소리: Op-Ed 및 통찰력 .



특히 멀리 떨어져 있는 별의 내부를 보는 것은 어렵습니다. 대부분의 천체 관측은 문자 그대로 작은 빛 점을 응시하는 것으로 구성됩니다. 이것에서 우리는 모든 유형의 별이 어떻게 태어나고, 진화하고, 살고, 결국 죽는지를 이해하려고 노력해야 합니다.

M 왜성으로 제대로 알려진 적색 왜성은 특히 까다롭습니다. 그 수가 많기는 하지만 작고 희미하여 연구하기가 훨씬 더 어렵기 때문입니다. 이론적인 모델과 직접적인 관찰조차도 그것들이 얼마나 크고 얼마나 커야 하는지에 대해서는 의견이 일치하지 않지만, 일식 쌍성 그들의 내면을 엿볼 수 있습니다.



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그들이 더 큰

별의 반지름은 쉽게 예측할 수 없습니다. 그것은 모든 종류의 요인에 따라 달라지는데, 그 중 일부는 분명하고 다른 일부는 그렇게 분명하지 않습니다. 예를 들어, 별의 질량은 확실히 반지름과 일종의 관계가 있습니다. 일반적으로 별은 질량이 클수록 커집니다. 그러나 자연은 앞의 문장과 같은 단순한 이야기보다 훨씬 더 복잡합니다.

실제로 별의 반경은 중심핵이 얼마나 뜨거운지, 얼마나 효율적으로 그 열을 우주로 방출할 수 있는지에 따라 결정됩니다. 그것이 정말로 강렬한 핵을 가지고 있다면, 별은 그 모든 열을 내부에서 외부로 가져오는 방법을 알아내야 합니다. 별의 내장이 정말로 열을 잘 전달한다면, 그 별은 상대적으로 작은 표면적과 반지름으로 달아날 수 있습니다. 그러나 별의 내부가 복잡하거나 일반적으로 열 전달에 약한 경우 이를 보상하려면 별의 표면적이 매우 커야 합니다. 이것은 우주의 차가운 진공으로 모든 열을 효율적으로 제거할 수 있도록 하기 위한 것입니다.



작은 크기에도 불구하고 적색 왜성은 내부가 특히 까다롭습니다. 그들의 핵은 확실히 수소를 헬륨으로 융합할 만큼 충분히 뜨겁지만, 그 내부 핵과 표면 사이에서 일어나는 일에 대한 이야기는 고에너지 플라즈마 물리학의 복잡한 춤입니다. 그리고 우리는 실험실에 있는 많은 적색 왜성을 가지고 있지 않기 때문에 표면 아래에서 정확히 무슨 일이 일어나고 있는지 알아내기 위해 그들을 찌르고 찌르고 해부하기가 어렵습니다.

둘의 회사

이상적으로는 검사할 별 모음이 있어야 합니다. 우리가 건강하고 좋은 별 샘플의 온도, 금속성, 나이 및 반경을 정확하게 볼 수 있다면 이를 사용하여 이론 모델을 조정하고 항성 내부의 물리학에 대한 견고한 사례를 구축할 수 있습니다.

하지만 우리는하지 않습니다.



별의 반지름을 파악하는 유일한 방법 중 하나는 우연히 정렬이 딱 맞는 별 쌍을 통해 우리의 시선을 따라 서로 가리도록 하는 것입니다. 우리가 시스템을 관찰할 때 별들이 서로 앞에서 지나갈 때 깜박거렸다 켜짐을 볼 수 있습니다. 육안으로 볼 수 있는 알골이라는 별이 하나 있습니다. 이것은 소름 끼치게 변화하는 밝기 동작 때문에 고대 천문학자들에게 구울로 알려졌지만 공정하게 말해서 그들은 이 일식 이진법 전체에 대해 알지 못했습니다.

한 별이 다른 별 앞에서 지나가면 우리가 보는 총 광 출력에 영향을 미치며 NASA가 최근에 사망한 것과 같은 장비로 이를 포착할 수 있습니다. 케플러 우주선 . 주로 외계행성을 사냥하기 위해 고안된 것과 똑같은 기술을 사용하여 이러한 일식 쌍성기를 연구할 수 있습니다.

물론 그렇게 명확하지는 않습니다. 우리가 보는 것은 시스템의 전체 밝기 변화뿐입니다. 별 자체의 속성, 심지어 반지름을 파악하려면 그리 쉽지 않은 모델링이 필요합니다. 고맙게도, 천문학자들은 영리한 무리이며 쌍성에서 항성 속성에 대한 적절한 추정치를 도출하기 위해 최선을 다할 수 있습니다.

나는 천문학자들이 거의 항상 동의하지 않는다고 언급했습니까? 그것은 일반적으로 모든 것에 대해 사실이지만, 일식 이진법에서 파생된 질량과 반지름에 대해서도 마찬가지입니다.

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크고 작은 별들

적색 왜성 일식 쌍성에 대한 일부 관측은 적색 왜성의 반지름이 우리의 최상의 이론 모델에 따른 것보다 더 크다는 것을 시사했습니다. 그리고 이론가들은 할 일이 별로 없는 이 예상보다 큰 반경을 설명하기 위해 온갖 영리한 메커니즘을 고안하기 시작했습니다.

별을 더 크게 만들려면 핵에서 외부로 열이 흐르는 것을 억제하는 방법이 있어야 했다. 아마도 적색 왜성은 더 빠른 회전 속도를 가지므로 강한 자기장을 생성할 수 있습니다. 태양 . 그리고 강한 자기장은 별의 내부와 게임을 시작할 수 있습니다. 예를 들어, 대류를 억제하여 내부에서 외부로 열이 흐르는 것을 더 어렵게 만들 수 있습니다. 또는 별의 표면에 균열이나 균열이 생기지 않도록 하고 그 모든 열에 대한 속담에 별의 덮개를 유지하면서 별점의 형성을 엉망으로 만들 수도 있습니다.

그러나 보다 최근의 관찰 그들은 이제 모든 것이 단지 복숭아색이라고 말하면서 이전의 관찰과 모순되고 있습니다. 즉, 적색 왜성은 우리가 예측하는 정확한 반지름을 가지고 있으며 이 멋진 자기장은 필요하지 않습니다.

그래서 아마도 문제가 해결되었을 것입니다. 그러나 연구해야 할 이러한 적색 왜성 일식 쌍성계는 단 4개뿐입니다. 네 맞습니다. 이것들은 일반적으로 적색 왜성들이 하는 일에 대한 공정한 표본을 나타냅니까? 아니면 단순히 특별한 경우입니까? 우리는 솔직히 모릅니다.

천문학자들은 적색 왜성을 이해하려고 노력하고 있습니다. a) 적색왜성은 가장 흔한 종류의 별이고 b) 그 때문에 은하에서 별이 형성된 역사와 밀접하게 연결되어 있기 때문입니다. 그러나 별의 형성을 이해하려면 별 내부에서 일어나는 일에 대한 이론적 모델을 우리가 실제로 볼 수 있는 별의 부분과 연결해야 합니다. 그리고 지금, 그 연결의 양쪽 끝이 약간의 문제를 겪고 있는 것 같습니다. 우리는 모든 종류의 모델을 가지고 있으며 우리의 관찰도 그렇게 좋지 않습니다.

천문 사무소에서 또 다른 날.

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