教你用热量测量红矮星的大小

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宇宙中有一种神秘的恒星，它们数量众多，却又小又暗，它们就是红矮星。
2014年4月23日，由两颗红矮星组成的双子星——DG CVn在NASA的雨燕号宇宙飞船上释放了一系列强大的耀斑，让全世界再次对红矮星有了一次全新的认识。
为了更加深入地研究红矮星，我们必须了解它的基础信息，因为我们很难看到恒星的内部，尤其是当它们非常遥远的时候。大多数天文观测都是由注视微小的光点组成的。由此，我们必须试着去理解所有类型的恒星是如何诞生、进化、生存和最终死亡的。

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红矮星，通常被称为M矮星，尤其棘手，这使得它们更难研究。理论模型甚至直接观测都对它们有多大以及应该有多大存在分歧，但希望一些关于日食双星的新观测能让我们窥见它们的内部结构。

恒星半径

我们知道恒星的半径不容易探测，这取决于各种因素，有些是显而易见的，有些则不是那么显而易见。例如，一颗恒星的质量肯定与它的半径有某种关系。一般来说，恒星质量越大，它就越大。但实际上，恒星的半径是由它的核心有多热决定的，以及它能多有效地将热量释放到太空中。如果它有一个非常强烈的核心，那么恒星就必须想办法把所有的热量从内部转移到外部。如果恒星的内部真的非常善于输送热量，那么恒星就可以用相对较小的表面积，也就是半径逃脱。但是如果恒星内部很复杂，或者一般来说不擅长传递热量，那么为了补偿，恒星必须有很大的表面积。这样它才能有效地把所有的热量排入太空的冷真空中。

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尽管红矮星体积较小，但其内部结构却特别复杂。它们的核心相当热，可以将氢聚变成氦，但内核和表面之间的关系是高能等离子体物理的复杂转化。
理想情况下，我们应该使用一组恒星来检查。如果我们能近距离精确地观察到一个健康的恒星样本的温度、金属含量、年龄和半径，那么我们就可以利用这些数据来调整我们的理论模型，为那些恒星内部的物理学建立一个坚实的案例，但是我们没有。

测量红矮星的半径

要掌握一颗恒星的半径，唯一的方法之一就是通过一对恰好排列正确的恒星，使它们在我们的视线范围内相互遮挡。当我们观察这个系统时，我们可以看到当它们在彼此前面经过时闪烁的频率。当一颗恒星从另一颗恒星前面经过时，它会影响我们所看到的光的含量，我们可以用一种仪器捕捉到这一点，比如NASA最近退休的开普勒太空飞船。该飞船最初是为了寻找系外行星而设计的，同样的技术也可以用来研究这些日食双星。

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当然，事情并没有那么简单。我们看到的是系统总亮度的变化。要掌握恒星本身的特性，甚至是半径，需要进行一些复杂的建模。值得庆幸的是，天文学家是一群聪明的人，他们能够尽最大努力从双星中得到一些对恒星属性的合理估计。一些对红矮星日食双星的观测表明，红矮星的半径比根据我们最好的理论模型推测的要大。
于是科学家猜测要使恒星变大，就必须有一种方法来抑制从核心到外部的热量流动。也许红矮星具有更快的自转速度，从而产生强大的磁场，甚至可能比太阳的磁场还要强。强磁场可以开始与恒星内部进行对冲。例如，它们可能会抑制对流，使热量更难从内部流向外部。或者他们可以开始扰乱恒星黑子的形成，确保恒星表面没有裂缝或裂缝出现，并保持一个众所周知的恒星盖住所有的热量，通过研究这些热量，最终得出我们想要的结果。


本文选自：今日头条