Erinevus lehekülje "Punane kääbus" redaktsioonide vahel

resümee puudub
(Uus lehekülg: ''''Punased kääbused''' ehk '''punased kääbustähed''' on väikesed ja suhteliselt jahedad peajada tähed, mille spektriklass on K (oranž kääbus|ora...')
 
 
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>.
 
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}}