Ero sivun ”Punainen kääpiö” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
p r2.7.1) (Botti lisäsi: eu:Nano gorri |
p fix |
||
Rivi 1:
{{Korjattavat 2012|863}}
[[Kuva:Proxima Centari.jpg|thumb
'''Punainen kääpiö''' on himmeä punainen tähti, joka on [[Aurinko]]a kevyempi, pienempi, viileämpi ja himmeämpi. Noin 4/5 [[Linnunrata|Linnunradan]] tähdistä on punaisia kääpiöitä.{{lähde}} Tällöin punaiset kääpiöt ovat [[Linnunrata|Linnunradan]] yleisin tähtityyppi, ja moni [[Lähimmät tähdet|Auringon lähitähti]] on punainen kääpiö. Tunnettuja punaisia kääpiöitä ovat [[Proxima Centauri]] ja [[Barnardin tähti]].
Punaisen kääpiön [[spektriluokka]] on M, lisämääre V. Punaisen kääpiön läpimitta on 10–50 % [[Aurinko|Auringon]] läpimitasta eli noin 140 000 – 695 000 km.{{lähde}}
== Tietoja punaisista kääpiöistä ==
[[Kuva:Barnard'sStarSize cs.jpg|thumb
Yleensä punainen kääpiö kuuluu [[pääsarja]]an. Koska se polttaa vetyä "säästöliekillä", sen keskustan lämpötila ei ole suuri ja se kestää pidempään. Vakaa pääsarjavaihe kestää kymmeniä miljardeja vuosia ja hiipuu vähitellen [[valkoinen kääpiö|valkoiseksi kääpiöksi]]. Jos punaisen kääpiön massa on alle 0,26 [[Auringon massa]]a, siitä ei tule [[punainen jättiläinen|punaista jättiläistä]] kuten Auringosta. Nuoressa punaisessa kääpiössä tapahtuu erittäin voimakkaita leimahduksia, [[roihupurkaus|flare]]ja. Jos tähden massa on alle 0,08 Auringon massaa, se on [[ruskea kääpiö]]. Ne ovat punaisia kääpiöitä himmeämpiä tähtiä, joissa tavallinen vety ei pala, [[deuterium]] vain suhteellisen lyhyen aikaa.
▲[[Kuva:Barnard'sStarSize cs.jpg|thumb|right|300px|Aurinko, pieni punainen kääpiö ja Jupiter kokovertailussa.]]
Punaisia kääpiöitä on paljon, noin 75–90 % kaikista [[tähti|tähdistä]], mutta vain harvoja niistä havaitaan. Hyvin suuri osa punaisen kääpiön säteilystä on silmille näkymätöntä [[infrapuna]]säteilyä. Punaiset kääpiöt tekee yleisiksi niiden oletettu suuri syntymismäärä kullakin kerralla ja niiden pitkä elinikä. Punaisissa kääpiöissä tapahtuu monesti suuria purkauksia, [[roihupurkaus|flareja]]. Ne voivat säteillä jopa 10 000 kertaa enemmän [[röntgensäteily|röntgensäteitä]] kuin vastaavat Auringon flaret. Punaiset kääpiöt eivät auringon tapaan kehity [[jättiläistähti|jättiläistähdiksi]], vaan himmenevät pikkuhiljaa ”mustiksi kääpiöiksi”. Ultraviileä tähti on spektriluokan M7 [[ruskea kääpiö]]. Tunnettuja punaisia kääpiöitä ovat [[Barnardin tähti]], [[kaksoistähti]] [[Kruger 60|Kruger 60:n]] molemmat komponentit A ja B, [[Gliese 229]] A
▲Yleensä punainen kääpiö kuuluu [[pääsarja]]an. Koska se polttaa vetyä "säästöliekillä", sen keskustan lämpötila ei ole suuri ja se kestää pidempään. Vakaa pääsarjavaihe kestää kymmeniä miljardeja vuosia ja hiipuu vähitellen [[valkoinen kääpiö|valkoiseksi kääpiöksi]]. Jos punaisen kääpiön massa on alle 0,26 [[Auringon massa]]a, siitä ei tule [[punainen jättiläinen|punaista jättiläistä]] kuten Auringosta. Nuoressa punaisessa kääpiössä tapahtuu erittäin voimakkaita leimahduksia, [[roihupurkaus|flare]]ja. Jos tähden massa on alle 0,08 Auringon massaa, se on [[ruskea kääpiö]]. Ne ovat punaisia kääpiöitä himmeämpiä tähtiä, joissa tavallinen vety ei pala, [[deuterium]] vain suhteellisen lyhyen aikaa.
== Elinkelpoisten planeettojen mahdollisuus ==
▲Punaisia kääpiöitä on paljon, noin 75–90 % kaikista [[tähti|tähdistä]], mutta vain harvoja niistä havaitaan. Hyvin suuri osa punaisen kääpiön säteilystä on silmille näkymätöntä [[infrapuna]]säteilyä. Punaiset kääpiöt tekee yleisiksi niiden oletettu suuri syntymismäärä kullakin kerralla ja niiden pitkä elinikä. Punaisissa kääpiöissä tapahtuu monesti suuria purkauksia, [[roihupurkaus|flareja]]. Ne voivat säteillä jopa 10 000 kertaa enemmän [[röntgensäteily|röntgensäteitä]] kuin vastaavat Auringon flaret. Punaiset kääpiöt eivät auringon tapaan kehity [[jättiläistähti|jättiläistähdiksi]], vaan himmenevät pikkuhiljaa ”mustiksi kääpiöiksi”. Ultraviileä tähti on spektriluokan M7 [[ruskea kääpiö]]. Tunnettuja punaisia kääpiöitä ovat [[Barnardin tähti]], [[kaksoistähti]] [[Kruger 60|Kruger 60:n]] molemmat komponentit A ja B, [[Gliese 229]] A , [[AU Microscopii]] ja [[Lalande 21185]].
[[Kuva:GJ1214b.jpg|thumb
[[Kuva:Gliese_667_Cc_sunset.jpg|thumb
▲[[Kuva:GJ1214b.jpg|thumb|right|300px|Taiteilijan näkemys punaisen kääpiön yli kulkevasta planeetasta.]]
▲[[Kuva:Gliese_667_Cc_sunset.jpg|thumb|right|300px|Taiteilijan näkemys kuvitteellisen punaisen kääpiön planeetan pinnasta. Kuvassa näkyy taivaalla myös [[kaksoistähti]], jota punainen kääpiö kiertää.]]
[[Elokelpoinen planeetta]] on [[planeetta]], jonka pinnalla voi olla elämää. Tällaisella planeetalla on vettä ja kaasukehä, se ei ole liian kuuma, eikä liian kylmä. Jos planeetta pyörii hyvin hitaasti, sen yöt ovat hyvin kylmiä ja päivät kuumia. Jos jokin pieni kappale on hyvin lähellä isompaa kappaletta, isompi kappale hidastaa pyörimistä ja lopulta lukitsee kappaleen pyörimisen samaksi kuin pienen kappaleen kiertoaika. Esimerkiksi [[Kuu]]n pyöriminen on [[vuorovesilukkiutuminen|lukkiutunut samaksi]] kuin sen kiertoaika siten, että kuu kääntää aina saman puolen maata kohti. Aurinko on lukinnut [[Merkurius|Merkuriuksen]] pyörimään tahdissa 2/3 (2/3 [[resonanssi]]ssa kiertoajan suhteen) hidastamalla vetovoimallaan pyörimistä. Tätä ilmiötä sanotaan [[vuorovesilukkiutuminen|vuorovesilukkiutumiseksi]]. Nyt on tiedossa että esimerkiksi aurinkoa huomattavasti himmeämmän [[Proxima Centauri]]n [[Maa]]ta vastaava etäisyys on 0,007 [[Astronominen yksikkö|AU]]. Tästä päätellen tähti lukitsee sitä kiertävän planeetan nopeasti paikoilleen, vaikka Proximan massa on noin 12 % Auringon massasta.
Rivi 22 ⟶ 21:
Silloin planeetan päivänpuolella on Auringon alla kuumaa, ja koko yön puoli on kylmä. Lämpötila laskee planeetan valon ja varjon rajaa kohti mentäessä vyöhykkeittäin. Tällöin elämää voisi olla planeetan päivänpuolella, kapealla rengasmaisella vyöhykkeellä. On oletettu, että planeetan lukkiutuessa paikoilleen sen kaasukehä ja vesikin jäätyisivät pimeälle puolelle, tai osa niistä haihtuisi kuumalta päivänpuolelta avaruuteen.
Joshin vuonna 1997 tekemien tutkimusten mukaan planeetalla voisi olla nestemäistä vettä, jos sen hiilidioksidi-ilmakehän paine olisi 1–1,5 bar, ja kaasukehä voisi pysyä, jos paine olisi 30 mbar. Tällöin punaisen kääpiön elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoilla voisi monissa tapauksissa olla kaasukehä, ja joissain tapauksissa vettäkin. Lähellä planeettaa kiertävä suuri kuu voisi murtaa vuorovesilukkiutumisen.
Punaisen kääpiön säteilystä tulee suurin osa [[infrapuna|infrapuna-alueella]], kun Aurinko säteilee eniten keltaisella alueella, jonka alue aiheuttaa kasvien yhteyttämisen [[lehtivihreä]]ssä. Tämä saatta olla ongelmallista elämän kannalta, koka infrapunan energia on pienempi kuin näkyvän valon. Monet mikroskooppisen pienet eliöt tuottavat energiaa maan pinnalla [[kemosynteesi]]ssä mm. hajottamalla rikkiyhdisteitä, joten ne eivät ole riippuvaisia fotosynteesistä ja tämänkin mukaan elämä ainakin joillain punaisen kääpiön planeetan kohdilla saattaa olla mahdollista.
Proximassa ja monissa muissa punaisissa kääpiöissä tapahtuu voimakkaita [[roihupurkaus|flare-purkauksia]], koska se on niin sanottu [[flare-tähti]]. Nämä purkaukset säteilevät tappavaa röntgensäteilyä. Mutta elämälle vaarallisen voimakkaita todella isoja flareja esiintyy vain suhteelisen nuorilla alle 1,2 miljardin vuoden ikäisillä punaisilla kääpiöillä. Vaikka flarejen voimakkaat tähtituulta puhaltavat koronapurkaukset saattavat kuoria pois suojaamattoman planeetan kaasukehän, jopa vuorovesilukkiutumisen tuottama hidas planeetan pyöriminen saattaa riittää tuottamaan planeetalle kyllin voimakkaan magneettikentän muuttamalla sen sisuksen sulan raudan virtauksia sopiviksi.
| |||