Punane kääbus: erinevus redaktsioonide vahel
Uus lehekülg: ''''Punased kääbused''' ehk '''punased kääbustähed''' on väikesed ja suhteliselt jahedad peajada tähed, mille spektriklass on K (oranž kääbus|ora...' |
Resümee puudub |
||
| 2. rida: | 2. rida: | ||
Punased kääbused on [[Linnutee|Galaktika]] kaugelt levinuim tähetüüp, vähemalt [[Päike]]se ümbruses, kuid väikese [[absoluutne tähesuurus|absoluutse tähesuuruse]] tõttu ei ole nad hõlpsasti vaadeldavad. Maalt ei näe [[paljas silm|palja silmaga]] ühtki neist<ref>[[Ken Croswell]]. [http://kencroswell.com/thebrightestreddwarf.html The Brightest Red Dwarf.]</ref>. Ka Päikesele lähim täht [[Proxima Centauri]] on punane kääbus (spektriklass M5, [[näiv tähesuurus]] 11,05), samuti [[Lähimate tähtede loend|30 järgmist]]. Punaste tähtede osatähtsust Galaktika tähtede seas on hinnatud kolmveerandile<ref>[[Jason Palmer]]. [http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-21350899 http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-21350899], [[BBC News]], 6. veebruar 2013. |
Punased kääbused on [[Linnutee|Galaktika]] kaugelt levinuim tähetüüp, vähemalt [[Päike]]se ümbruses, kuid väikese [[absoluutne tähesuurus|absoluutse tähesuuruse]] tõttu ei ole nad hõlpsasti vaadeldavad. Maalt ei näe [[paljas silm|palja silmaga]] ühtki neist<ref>[[Ken Croswell]]. [http://kencroswell.com/thebrightestreddwarf.html The Brightest Red Dwarf.]</ref>. Ka Päikesele lähim täht [[Proxima Centauri]] on punane kääbus (spektriklass M5, [[näiv tähesuurus]] 11,05), samuti [[Lähimate tähtede loend|30 järgmist]]. Punaste tähtede osatähtsust Galaktika tähtede seas on hinnatud kolmveerandile<ref>[[Jason Palmer]]. [http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-21350899 http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-21350899], [[BBC News]], 6. veebruar 2013. |
||
</ref> |
</ref>. |
||
Tähemudelitest nähtub, et punastel kääbustel, mlle mass on alla 35% [[Päikese mass]]ist, toimub [[konvektsioon]] kogu tähe ulatuses.<ref name=aaa496_3_787>A. Reiners, G. Basri. On the magnetic topology of partially and fully convective stars. – ''[[Astronomy and Astrophysics]]'', [[2009]], kd 496, nr 3, lk 787–790.</ref> Sellepärast on [[termotuumasüntees]]i käigus [[vesinik]]ust tekkinud [[heelium]] pidevalt ringluses kogu tähes, nii et tuum ei saa tekkida. Sellepärast [[täheareng|arenevad]] punased kääbused väga aeglaselt: teoreetiliselt võib neil olla triljonite aastate vältel sama [[heledus]] ja spektriklass, kuni neil kütus otsa saab. Et [[Universumi vanus]] ei ole kuigi suur, siis pole olemas arengus kaugele jõudnud punaseid kääbuseid. |
Tähemudelitest nähtub, et punastel kääbustel, mlle mass on alla 35% [[Päikese mass]]ist, toimub [[konvektsioon]] kogu tähe ulatuses.<ref name=aaa496_3_787>A. Reiners, G. Basri. On the magnetic topology of partially and fully convective stars. – ''[[Astronomy and Astrophysics]]'', [[2009]], kd 496, nr 3, lk 787–790.</ref> Sellepärast on [[termotuumasüntees]]i käigus [[vesinik]]ust tekkinud [[heelium]] pidevalt ringluses kogu tähes, nii et tuum ei saa tekkida. Sellepärast [[täheareng|arenevad]] punased kääbused väga aeglaselt: teoreetiliselt võib neil olla triljonite aastate vältel sama [[heledus]] ja spektriklass, kuni neil kütus otsa saab. Et [[Universumi vanus]] ei ole kuigi suur, siis pole olemas arengus kaugele jõudnud punaseid kääbuseid. |
||
==Viited== |
|||
{{viited}} |
|||
Redaktsioon: 4. juuli 2014, kell 21:23
Punased kääbused ehk punased kääbustähed on väikesed ja suhteliselt jahedad peajada tähed, mille spektriklass on K (oranžid kääbused) või M. Nende mass on 0,075 Päikese massi (pruuni kääbuse ülempiir) kuni umbes 0,5 Päikese massi ning pinnatemperatuur on alla 4000 K.
Punased kääbused on Galaktika kaugelt levinuim tähetüüp, vähemalt Päikese ümbruses, kuid väikese absoluutse tähesuuruse tõttu ei ole nad hõlpsasti vaadeldavad. Maalt ei näe palja silmaga ühtki neist[1]. Ka Päikesele lähim täht Proxima Centauri on punane kääbus (spektriklass M5, näiv tähesuurus 11,05), samuti 30 järgmist. Punaste tähtede osatähtsust Galaktika tähtede seas on hinnatud kolmveerandile[2].
Tähemudelitest nähtub, et punastel kääbustel, mlle mass on alla 35% Päikese massist, toimub konvektsioon kogu tähe ulatuses.[3] Sellepärast on termotuumasünteesi käigus vesinikust tekkinud heelium pidevalt ringluses kogu tähes, nii et tuum ei saa tekkida. Sellepärast arenevad punased kääbused väga aeglaselt: teoreetiliselt võib neil olla triljonite aastate vältel sama heledus ja spektriklass, kuni neil kütus otsa saab. Et Universumi vanus ei ole kuigi suur, siis pole olemas arengus kaugele jõudnud punaseid kääbuseid.
Viited
- ↑ Ken Croswell. The Brightest Red Dwarf.
- ↑ Jason Palmer. http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-21350899, BBC News, 6. veebruar 2013.
- ↑ A. Reiners, G. Basri. On the magnetic topology of partially and fully convective stars. – Astronomy and Astrophysics, 2009, kd 496, nr 3, lk 787–790.