We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
ਮੈਂ ਹਾਲ ਹੀ ਵਿੱਚ ਪੜ੍ਹਿਆ ਹੈ ਕਿ ਇੱਕ ਲਾਲ ਬੱਤਾ ਤਾਰਾ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਚਿੱਟਾ ਦਿਖ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਮੈਨੂੰ ਅਹਿਸਾਸ ਹੋਇਆ ਕਿ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਸਤਹ ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ ਵਿਚ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਦੇ 5,778 ਦੇ ਮੁਕਾਬਲੇ 2,500 ਤੋਂ 3,500 ਡਿਗਰੀ ਕੇ. 2500 ਡਿਗਰੀ ਕੇ. ਤੇ ਧਾਤ ਲਗਭਗ ਚਿੱਟੇ ਰੰਗ ਦੀ ਗਰਮ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿਚ ਸਿਰਫ ਪੀਲੇ ਰੰਗ ਦੇ ਨਿਸ਼ਾਨ ਹਨ. ਕੀ ਇਹ 93% ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ 7% ਹਿਲਿਅਮ ਲਈ ਵੀ ਸੱਚ ਹੈ? ਕੀ ਸਾਡੀ ਨਜ਼ਰ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਲਾਲ ਬੱਧਣ ਵਾਲੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦਾ ਰੰਗ ਲਾਲ ਨਾਲੋਂ ਲਾਲ, ਚਿੱਟੇ ਦੇ ਨਜ਼ਦੀਕ ਹੋਵੇਗਾ, ਜੇ ਅਸੀਂ ਇਕ ਚੰਗੀ ਦਿੱਖ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਨ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਨੇੜੇ ਹੋਵਾਂਗੇ?
ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਬੇਸ਼ੱਕ ਲਾਲ ਵੇਵ ਵੇਲੈਂਥ ਦੇ ਵਜ਼ਨ ਉੱਤੇ ਭਾਰ ਹੈ, ਪਰ ਤੁਹਾਡਾ ਉੱਤਰ ਮੁੱਖ ਤੌਰ ਤੇ ਅੱਖਾਂ ਦੇ ਸਰੀਰ ਵਿਗਿਆਨ ਨਾਲ ਕਰਨਾ ਹੈ ਨਾ ਕਿ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਨਾਲ.
ਇਸ ਸਾਈਟ ਨੇ responseੁਕਵੇਂ ਹੁੰਗਾਰੇ ਰਾਹੀਂ ਸਟਾਰਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਫੋਲਡ ਕੀਤਾ ਹੈ ਅਤੇ ਐਮ-ਬਵਾਰਾਂ ਲਈ "ਸੰਤਰੀ-ਈਸ਼" ਤੇ ਪਹੁੰਚਿਆ ਹੈ.
ਇੱਕ "ਚਿੱਟਾ-ਗਰਮ" ਧਾਤ ਦਾ ਟੁਕੜਾ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਚਿੱਟਾ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ. ਸੂਰਜ ਦੀ ਰੌਸ਼ਨੀ ਚਿੱਟੀ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀ ਹੈ - ਇੱਕ ਬਲੈਕਬੱਡੀ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਲਗਭਗ 5800 ਕੇ. ਤੇ ਰਚਨਾ ਕੋਈ ਵੱਡੀ ਭੂਮਿਕਾ ਨਹੀਂ ਨਿਭਾਉਂਦੀ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਗਰਮ ਸ਼ੁੱਧ ਧਾਤ ਦਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਸ਼ਾਇਦ ਇੱਕ ਬਲੈਕਬੌਡੀ ਦੇ ਨੇੜੇ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਇੱਕ ਐਮ-ਬੌਨੇ ਨਾਲੋਂ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਮੈਨੂੰ ਸ਼ੱਕ ਹੈ ਕਿ ਜਦੋਂ ਲੋਕ "ਚਿੱਟੇ ਗਰਮ ਧਾਤ" ਬਾਰੇ ਗੱਲ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਤਾਂ ਕੀ ਹੋ ਰਿਹਾ ਹੈ ਫੋਟੌਨਾਂ ਦੇ ਵੱਡੇ ਵਹਾਅ ਦੁਆਰਾ ਅੱਖ ਨੂੰ ਭੜਕਾਇਆ ਜਾ ਰਿਹਾ ਹੈ. ਅੰਦਰੂਨੀ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਸਪੱਸ਼ਟ ਤੌਰ 'ਤੇ "ਚਿੱਟੇ" ਆਬਜੈਕਟ ਦਾ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ (ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਧੁੱਪ). ਹਾਲਾਂਕਿ, ਇਹ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ ਕਿ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟੀ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੇ ਲਾਲ ਹਿੱਸੇ ਵਿੱਚ ਈਮੀਸਿਵਟੀ ਥੋੜ੍ਹੀ ਜਿਹੀ ਘੱਟ ਹੋਵੇ ਤਾਂ ਕਿ ਜਦੋਂ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਕੁਝ ਹਰੀ / ਨੀਲੀ ਰੋਸ਼ਨੀ ਪੈਦਾ ਕੀਤੀ ਜਾਵੇ (ਯਾਦ ਕਰੋ ਕਿ ਵਿੱਨ ਪੂਛ ਇੱਕ ਛੋਟੀ ਤਰੰਗ ਦਿਸ਼ਾ ਵਾਲੇ ਪਾਸੇ ਇੱਕ ਘਾਤਕ ਗਿਰਾਵਟ ਹੈ) ਅੱਖਾਂ ਦੇ ਰੰਗ ਸੰਵੇਦਨਾਤਮਕ ਸੈੱਲ ਇਸ ਨੂੰ ਮੂਰਖ ਬਣਾਉਣ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਚਾਲੂ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ ਕਿ ਰੌਸ਼ਨੀ ਚਿੱਟੀ ਹੈ. ਕਿਸੇ ਵੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਉਹ ਸਰੀਰ ਵਿਗਿਆਨ ਹੈ, ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਨਹੀਂ.
ਪੋਸਟਸਕ੍ਰਿਪਟ: ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਲੋਕ ਐਮ-ਕਿਸਮ ਦੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਸੰਤਰੀ-ਈਸ਼ ਰੰਗ ਨੂੰ ਬੈਟਲਗੇਜ ਅਤੇ ਐਂਟਰਜ਼ ਵਰਗੇ ਬਣਾ ਸਕਦੇ ਹਨ. ਇਹ (ਸੁਪਰ) ਦੈਂਤ ਹਨ, ਪਰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਐੱਮ-ਬੌਵਾਰਿਆਂ ਤੋਂ ਇੰਨਾ ਵੱਖਰਾ ਨਹੀਂ ਹੈ.
ਸੀਆਈਈ ਰੰਗ ਚਿੱਤਰ ਵਿਚ ਬਲੈਕਬੱਡੀ ਰੇਡੀਏਟਰ ਦਾ ਸਪਸ਼ਟ ਰੰਗ ਪਲੈਂਕਿਅਨ ਲੋਕੇਸ ਦੁਆਰਾ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਹੈ. ਦਿੱਤੇ ਗਏ ਤਾਪਮਾਨ ਲਈ ਇਕ ਸ਼ੁੱਧ ਬਲੈਕ ਬਾਡੀ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ, ਜੋ ਕਿ ਮਨੁੱਖੀ ਅੱਖ ਦੇ ਮਾਨਕੀਕ੍ਰਿਤ ਹੁੰਗਾਰੇ ਦੁਆਰਾ ਚਲਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਪਲੈਂਕੀਅਨ ਲੋਕੇਸ ਦੇ ਨਾਲ ਇਕ ਪੁਆਇੰਟ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਹੋਵੇਗਾ.
ਬੇਸ਼ਕ, ਨਾ ਹੀ ਤਾਰੇ ਅਤੇ ਨਾ ਹੀ ਧਾਤੂ ਬਲੈਕਬੱਡੀ ਰੇਡੀਏਟਰ ਸੰਪੂਰਣ ਹਨ ਇਸ ਲਈ ਅਸਲ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਸਮੇਂ ਰੰਗ ਕੁਝ ਵੱਖਰਾ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਮੈਨੂੰ ਲਗਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਤੁਹਾਨੂੰ ਇੱਕ ਜਵਾਬ ਦੇਵੇਗਾ ਜੋ ਕਿ ਬਹੁਤ ਨੇੜੇ ਹੈ.
ਹੇਠਾਂ ਦਿੱਤਾ ਚਿੱਤਰ (ਪਲੈਂਕਿਅਨ ਲੋਕਸ ਉੱਤੇ ਵਿਕੀਪੀਡੀਆ ਪੰਨੇ ਤੋਂ) ਪਲੈਨਕੀਅਨ ਲੋਕਸ ਨੂੰ 1000 ਕੇ ਤੋਂ ਅਨੰਤ ਵੱਲ ਜਾਣ ਵਾਲੇ ਵਕਰ ਵਜੋਂ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ. ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਤੁਸੀਂ ਵੇਖ ਸਕਦੇ ਹੋ, ਲਗਭਗ 5800 ਕੇ. ਤੇ, ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਦਾ ਤਾਪਮਾਨ, ਇਹ ਚਿੱਟੇ ਹੋਣ ਦੇ ਬਿਲਕੁਲ ਨੇੜੇ ਹੈ. 2500 ਕੇ. ਤੇ, ਇਹ ਮੇਰੇ ਲਈ ਇੰਝ ਜਾਪਦਾ ਹੈ ਜਿਵੇਂ ਇਹ ਸੰਤਰੀ-ਪੀਲਾ ਰੰਗ ਹੋਵੇਗਾ, 3500 ਕੇ ਚਮਕਦਾਰ ਪੀਲਾ, ਲਗਭਗ ਚਿੱਟਾ ਰੰਗ ਦੇਵੇਗਾ.
The $ D_ {xx} $ ਪੁਆਇੰਟ ਦਿਨ ਦੇ ਵੱਖ ਵੱਖ ਮਿਆਰਾਂ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ. ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਤੁਸੀਂ ਵੇਖ ਸਕਦੇ ਹੋ, ਉਹ ਪਲੈਂਕਿਅਨ ਲੋਕਸ ਦੇ ਬਹੁਤ ਨੇੜੇ ਹਨ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਮੈਂ ਨਹੀਂ ਜਾਣਦਾ ਕਿ ਇੱਕ ਬੌਣਾ ਤਾਰਾ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਨਾਲੋਂ ਪਲੈਨਕੀਅਨ ਲੋਕੇਸ ਨਾਲੋਂ ਘੱਟ ਜਾਂ ਘੱਟ ਭਿੰਨ ਹੋਵੇਗਾ.
ਕਰਵ ਦੇ ਨਾਲ ਸਿੱਧੇ ਸਿੱਕੇ ਦੇ ਨਿਸ਼ਾਨ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਤੁਹਾਡੇ ਪ੍ਰਸ਼ਨ ਲਈ relevantੁਕਵੇਂ ਨਹੀਂ ਹਨ, ਪਰ ਇਹ ਸੰਬੰਧ ਰੰਗ ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ ਦਾ ਹਿਸਾਬ ਲਗਾਉਣ ਲਈ ਹਨ. ਜ਼ਰੂਰੀ ਤੌਰ ਤੇ, ਜੇ ਤੁਹਾਡੇ ਕੋਲ ਇੱਕ ਐਲਈਡੀ ਵਰਗਾ ਕੁਝ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਰੋਤ ਹੈ, ਤਾਂ ਤੁਸੀਂ ਪਾ ਸਕਦੇ ਹੋ ਇਹ (ਯੂ, ਵੀ) ਤਾਲਮੇਲ ਅਤੇ ਜੋ ਵੀ ਲਾਈਨ ਇਸ ਦੇ ਨਾਲ ਹੈ ਇਹ ਉਸ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਰੋਤ ਦਾ ਅੰਦਾਜ਼ਨ ਰੰਗ ਤਾਪਮਾਨ ਹੈ ਜੋ ਤੁਸੀਂ ਇਸ ਨੂੰ ਸਟੋਰ ਵਿੱਚ ਵੇਚਣ ਲਈ ਬਾਕਸ ਤੇ ਪਾ ਦਿੱਤਾ ਹੈ.
ਲਾਲ ਬੱਤੀ: ਸਭ ਤੋਂ ਆਮ ਅਤੇ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਤੱਕ ਰਹਿਣ ਵਾਲੇ ਸਿਤਾਰੇ
ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿੱਚ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡੀ ਆਬਾਦੀ ਬਣਾਉਂਦੇ ਹਨ, ਪਰ ਉਹ ਪਰਛਾਵੇਂ ਵਿੱਚ ਛੁਪ ਜਾਂਦੇ ਹਨ, ਧਰਤੀ ਤੋਂ ਨੰਗੀ ਅੱਖ ਨਾਲ ਵੇਖੇ ਜਾਣ ਤੋਂ ਵੀ ਮੱਧਮ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਸੀਮਤ ਚਮਕ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਜੀਵਨ ਕਾਲ ਨੂੰ ਵਧਾਉਣ ਵਿੱਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰਦੀ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਸੂਰਜ ਨਾਲੋਂ ਕਿਤੇ ਵੱਧ ਹਨ.
ਵਿਗਿਆਨੀ ਸੋਚਦੇ ਹਨ ਕਿ ਧਰਤੀ ਦੇ ਨੇੜੇ 30 ਤਾਰਿਆਂ ਵਿੱਚੋਂ 20 ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਹਨ. ਸੂਰਜ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਨਜ਼ਦੀਕ ਦਾ ਤਾਰਾ, ਪਰਾਕਸੀਮਾ ਸੇਂਟੌਰੀ, ਇੱਕ ਲਾਲ ਬੌਣਾ ਹੈ.
ਸ਼ਬਦ "ਲਾਲ ਬਾਂਹ" ਇਕੋ ਕਿਸਮ ਦੇ ਤਾਰੇ ਦਾ ਸੰਕੇਤ ਨਹੀਂ ਕਰਦਾ. ਇਹ ਅਕਸਰ ਠੰ objectsੀਆਂ ਵਸਤੂਆਂ ਤੇ ਲਾਗੂ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਕੇ ਅਤੇ ਐਮ ਬੌਨੇ ਸ਼ਾਮਲ ਹੁੰਦੇ ਹਨ - ਜੋ ਕਿ ਸੱਚੇ ਤਾਰੇ ਹਨ - ਅਤੇ ਭੂਰੇ ਬੌਨੇ, ਅਕਸਰ "ਅਸਫਲ ਤਾਰੇ" ਵਜੋਂ ਜਾਣੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਕਿਉਂਕਿ ਉਹ ਆਪਣੇ ਕੋਰਾਂ ਵਿੱਚ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਫਿusionਜ਼ਨ ਨੂੰ ਕਾਇਮ ਨਹੀਂ ਰੱਖਦੇ.
“ਬੈਲਜੀਅਮ ਦੀ ਲੀ ਐਂਡ ਏਗਰੇਜ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਦੇ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨੀ ਮੀਸ਼ਾ ਅਤੇ ਈਮਲ ਗਿਲਨ ਨੇ ਸਪੇਸ ਡਾਟ ਕਾਮ ਨੂੰ ਈਮੇਲ ਰਾਹੀਂ ਦੱਸਿਆ,“ ਲਾਲ ਬੱਤੀਆਂ ਦੀ ਕੋਈ ਸਹੀ ਪਰਿਭਾਸ਼ਾ ਨਹੀਂ ਹੈ। ਗਿਲਨ, ਜੋ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੇ ਠੰlerੇ ਸਿਰੇ 'ਤੇ ਬੁੱਧੀਜੀਵੀ ਵਸਤੂਆਂ ਦਾ ਅਧਿਐਨ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਉਸ ਟੀਮ ਦਾ ਹਿੱਸਾ ਸੀ ਜਿਸ ਨੇ ਅਲਟਰਾਕੂਲ ਸਟਾਰ ਟ੍ਰੈਪਪਿਸਟ -1 ਦੀ ਪਛਾਣ ਕੀਤੀ. ਗਿਲਨ ਨੇ ਕਿਹਾ, ਲਾਲ ਬਾਂਹ ਆਮ ਤੌਰ 'ਤੇ ਬਾਂਦਰ ਤਾਰਿਆਂ ਦਾ ਸੰਕੇਤ ਕਰਦਾ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿਚ ਕੇ 5 ਵੀ ਤੋਂ ਐਮ 5 ਵੀ ਤੱਕ ਦੀ ਇਕ ਅੱਖ ਕਿਸਮ ਹੁੰਦੀ ਹੈ.
ਵੁਲ੍ਫ 359 & # 8211 ਇੱਕ ਰੈੱਡ ਡਵਰਫ ਸਟਾਰ
ਵੁਲ੍ਫ 359 ਇਕ ਬੇਹੋਸ਼ੀ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਹੈ ਜੋ ਸਿਰਫ 7.86 ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ ਪਹਿਲਾਂ ਲਿਸ਼ੋ ਤਾਰ ਵਿਚ ਸਥਿਤ ਹੈ. ਇਹ ਇਕ ਲਾਲ ਬੌਣਾ ਤਾਰਾ ਹੈ ਜੋ ਗ੍ਰਹਿਣ ਦੇ ਨਜ਼ਦੀਕ, ਲਿਓ ਤਾਰਾਮ ਵਿਚ ਸਥਿਤ ਹੈ. ਇਹ ਸੂਰਜ ਦੇ ਨੇੜਲੇ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿਚੋਂ ਇਕ ਹੈ. ਧਰਤੀ ਤੋਂ ਲਗਭਗ 7.9 ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ ਦੀ ਦੂਰੀ 'ਤੇ, ਇਸ ਦੀ ਸਪਸ਼ਟ ਮਾਪ 13.54 ਹੈ ਅਤੇ ਇਹ ਸਿਰਫ ਇਕ ਵੱਡੇ ਦੂਰਬੀਨ ਨਾਲ ਵੇਖੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਧਰਤੀ ਅਤੇ # 8217 ਦੇ ਰਾਤ ਦੇ ਅਸਮਾਨ ਵਿੱਚ ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਤਰ੍ਹਾਂ, ਤਾਰਾ ਨੰਗੀ ਮਨੁੱਖੀ ਅੱਖ ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਲਈ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਮੱਧਮ ਹੈ.
ਵੁਲਫ 359 ਅਤਿਅੰਤ ਥੱਕਿਆ ਹੋਇਆ ਤਾਰਾ ਹੈ ਅਲਫ਼ਾ ਸੇਂਟੌਰੀ 3 ਅਤੇ ਬਰਨਾਰਡ ਅਤੇ # 8217 ਸਿਤਾਰਾ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਸੋਲ ਦਾ ਤੀਜਾ ਸਭ ਤੋਂ ਨੇੜੇ ਹੈ. ਇਹ ਸੂਰਜ ਦੇ ਨੇੜੇ ਸਿਰਫ ਅਲਫਾ ਸੈਂਟੌਰੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ (ਪ੍ਰੌਕਸੀਮਾ ਸੇਂਟੌਰੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ), ਬਰਨਾਰਡ ਅਤੇ # 8217 ਸਿਤਾਰਾ ਅਤੇ ਭੂਰੇ ਬਾਂਹ ਲੁਹਮਾਨ 16 ਅਤੇ WISE 0855−0714 ਦੇ ਨੇੜੇ ਜਾਣੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਤਾਰਾਮੰਡਲ ਲਿਓ ਦੇ ਪੂਰਬ ਕੇਂਦਰੀ ਹਿੱਸੇ, ਸ਼ੇਰ ਅਤੇ ਚੇਰਟਨ ਜਾਂ ਕੋਸਾ (ਥੈਟਾ ਲਿਓਨੀਸ) ਦੇ ਦੱਖਣ # 8211 ਦੱਖਣ ਦੇ ਪੂਰਬ ਕੇਂਦਰੀ ਹਿੱਸੇ ਵਿੱਚ ਲਗਭਗ 7.8 ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ ਪਹਿਲਾਂ ਹੈ. ਇਸਦੀ ਧਰਤੀ ਨਾਲ ਨੇੜਤਾ ਨੇ ਕਲਪਨਾ ਦੇ ਕਈ ਕੰਮਾਂ ਵਿਚ ਇਸ ਦਾ ਜ਼ਿਕਰ ਕੀਤਾ. 13.54 ਦੇ ਜ਼ਾਹਰ ਮਾਪ ਦੇ ਨਾਲ, ਇਹ ਨੰਗੀ ਅੱਖ ਲਈ ਅਦਿੱਖ ਹੈ ਅਤੇ ਸਿਰਫ ਵੱਡੇ ਦੂਰਬੀਨ ਵਿੱਚ ਵੇਖਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ.
ਵੁਲਫ 359 ਵੁਲਫ ਸਿਸਟਮ ਦਾ ਮੁ ofਲਾ ਸੀ. ਇਹ ਪ੍ਰਣਾਲੀ, ਸੋਲ ਤੋਂ ਲਗਭਗ ਅੱਠ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ ਦੀ ਦੂਰੀ 'ਤੇ ਸਥਿਤ ਹੈ, ਅਲਫ਼ਾ ਕੁਆਡ੍ਰੈਂਟ ਵਿਚ ਸੀ.
ਮੈਕਸ (ਮੈਕਸਿਮਿਲਿਅਨ ਫ੍ਰਾਂਜ਼ ਜੋਸੇਫ ਕੁਰਨੇਲਿਯਸ) ਵੁਲਫ (1863-1932), ਜੋ ਕਿ ਸੈਂਕੜੇ ਪਰਿਵਰਤਨਸ਼ੀਲ ਤਾਰਿਆਂ ਅਤੇ ਤਾਰੇ ਦੇ ਨਾਲ ਨਾਲ ਲਗਭਗ 5,000 ਨੀਬੂਲੇ ਦੀ ਖੋਜ ਕਰਨ ਵਾਲੇ, ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਦਾ ਇੱਕ ਮੋerੀ ਹੈ, ਨੇ 1880 ਵਿਚ ਅਤੇ # 8220 ਡ੍ਰਾਇ ਪਲੇਟ & # 8221 ਵਿਕਸਤ ਕਰਕੇ ਅਤੇ & # 8220 ਬਲਿੰਕ ਤੁਲਨਾਤਮਕ & # 8221 ਨੂੰ 1900 ਵਿਚ, ਜੇਨਾ, ਜਰਮਨੀ ਵਿਚ ਕਾਰਲ ਜ਼ੀਸ optਪਟਿਕਸ ਕੰਪਨੀ ਨਾਲ, ਇਸਦੀ ਉੱਚਿਤ ਗਤੀ ਨੂੰ ਫੋਟੋਆਂ ਦੁਆਰਾ ਲੱਭੀ.
ਵੁਲਫ 359 ਹੁਣ ਤੱਕ ਲੱਭੇ ਗਏ ਸਭ ਤੋਂ ਕਮਜ਼ੋਰ ਅਤੇ ਘੱਟ ਪੁੰਜ ਵਾਲੇ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿੱਚੋਂ ਇੱਕ ਹੈ. ਫੋਟੋਸਪੇਅਰ, ਜਾਂ ਹਲਕੀ-ਨਿਕਾਸ ਵਾਲੀ ਪਰਤ ਦਾ ਤਾਪਮਾਨ ਲਗਭਗ 2,800 ਕੇ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਰਸਾਇਣਕ ਮਿਸ਼ਰਣ ਬਣਨ ਅਤੇ ਜੀਵਤ ਰਹਿਣ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਘੱਟ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿੱਚ, ਪਾਣੀ ਅਤੇ ਟਾਈਟਨੀਅਮ (II) ਆਕਸਾਈਡ ਵਰਗੇ ਮਿਸ਼ਰਣਾਂ ਦੀਆਂ ਸੋਖਣ ਵਾਲੀਆਂ ਲਾਈਨਾਂ ਵੇਖੀਆਂ ਗਈਆਂ ਹਨ. ਜੇ ਵੁਲਫ 359 ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ, ਸੋਲ ਨੂੰ ਬਦਲ ਦੇਵੇਗਾ, ਤਾਂ ਧਰਤੀ ਦੇ ਇਕ ਨਿਰੀਖਕ ਨੂੰ ਇਸਦੇ ਗੋਲ ਆਕਾਰ ਨੂੰ ਸਪਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਵੇਖਣ ਲਈ ਇਕ ਦੂਰਬੀਨ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੋਏਗੀ, ਅਤੇ ਦਿਨ ਦੀ ਰੌਸ਼ਨੀ ਬਹੁਤ ਹੀ ਮੱਧਮ ਹੋਵੇਗੀ, ਸੋਲ ਨਾਲ ਪੂਰੀ ਚੰਨ ਦੀ ਰੌਸ਼ਨੀ ਨਾਲੋਂ ਸਿਰਫ ਦਸ ਗੁਣਾ ਵਧੇਰੇ ਚਮਕਦਾਰ.
ਹਾਲ ਹੀ ਵਿੱਚ, ਹੱਬਲ ਸਪੇਸ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਵੁਲਫ 359 ਦੇ ਬੇਹੋਸ਼ ਸਾਥੀਆਂ ਦੀ ਭਾਲ ਲਈ ਕੀਤੀ ਗਈ ਸੀ. ਸਤ੍ਹਾ ਉੱਤੇ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਸੂਰਜ ਦੇ magnਸਤ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਨਾਲੋਂ ਮਜ਼ਬੂਤ ਹੈ. ਵੁਲ੍ਫ a 35 fla ਇੱਕ ਭੜਕਿਆ ਤਾਰਾ ਹੈ ਜੋ ਸੰਵੇਦਨਾ ਦੇ ਕਾਰਨ ਹੋਈ ਚੁੰਬਕੀ ਗਤੀਵਿਧੀ ਦੇ ਕਾਰਨ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਵਿੱਚ ਥੋੜੇ ਜਿਹੇ ਵਾਧੇ ਦਾ ਅਨੁਭਵ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਪੁਲਾੜ ਦੂਰਬੀਨਾਂ ਨੇ ਇਨ੍ਹਾਂ ਭੜਕਣਾਂ ਤੋਂ ਐਕਸ-ਰੇ ਅਤੇ ਗਾਮਾ-ਰੇ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਦੇ ਜ਼ੋਰਦਾਰ ਫਟਿਆਂ ਨੂੰ ਦੇਖਿਆ ਹੈ. ਵੁਲ੍ਫ 359 ਇੱਕ ਨੌਜਵਾਨ ਸਿਤਾਰਾ ਹੈ, ਲਗਭਗ ਇੱਕ ਅਰਬ ਸਾਲਾਂ ਤੋਂ ਘੱਟ ਸਮੇਂ ਲਈ ਹੈ. ਦੋ ਗ੍ਰਹਿ ਸਾਥੀ ਸ਼ੱਕੀ ਹਨ, ਪਰ ਅਜੇ ਤੱਕ ਮਲਬੇ ਦੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਨਹੀਂ ਮਿਲੀਆਂ ਹਨ.
ਸਮੱਗਰੀ
ਸਾਲ 2016 ਵਿੱਚ, ਅੰਤਰਰਾਸ਼ਟਰੀ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਯੂਨੀਅਨ ਨੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਉਚਿਤ ਨਾਵਾਂ ਨੂੰ ਸੂਚੀਬੱਧ ਕਰਨ ਅਤੇ ਮਾਨਕੀਕਰਨ ਕਰਨ ਲਈ ਇੱਕ ਵਰਕਿੰਗ ਸਮੂਹ ਆਨ ਸਟਾਰ ਨਾਮ (ਡਬਲਯੂਜੀਐਸਐਨ) [19] ਦਾ ਆਯੋਜਨ ਕੀਤਾ. ਡਬਲਯੂਜੀਐਸਐਨ ਨੇ ਨਾਮ ਨੂੰ ਮਨਜ਼ੂਰੀ ਦਿੱਤੀ ਬਰਨਾਰਡ ਦਾ ਸਟਾਰ 1 ਫਰਵਰੀ 2017 ਨੂੰ ਇਸ ਸਿਤਾਰੇ ਲਈ ਅਤੇ ਇਹ ਹੁਣ ਆਈ.ਏ.ਯੂ. ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਵਾਨਿਤ ਸਟਾਰ ਨਾਮਾਂ ਦੀ ਸੂਚੀ ਵਿੱਚ ਸ਼ਾਮਲ ਹੋ ਗਿਆ ਹੈ. [20]
ਬਰਨਾਰਡ ਦਾ ਸਟਾਰ ਮੱਧਮ ਸਪੈਕਟਰਲ ਕਿਸਮ ਦੇ ਐਮ 4 ਦਾ ਇੱਕ ਲਾਲ ਬਾਂਦਰ ਹੈ, ਅਤੇ ਦੂਰਬੀਨ ਤੋਂ ਬਿਨਾਂ ਵੇਖਣਾ ਬਹੁਤ ਬੇਹੋਸ਼ ਹੈ. ਇਸ ਦੀ ਸਪਸ਼ਟ ਮਾਪ 9.5 ਹੈ.
–-१२ ਅਰਬ ਸਾਲ ਦੀ ਉਮਰ ਵਿਚ, ਬਾਰਨਾਰਡ ਦਾ ਤਾਰਾ ਸੂਰਜ ਨਾਲੋਂ ਕਾਫ਼ੀ ਪੁਰਾਣਾ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ years.. ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਪੁਰਾਣਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਹ ਸ਼ਾਇਦ ਆਕਾਸ਼ਗੰਗਾ ਦੇ ਸਭ ਤੋਂ ਪੁਰਾਣੇ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿੱਚੋਂ ਇੱਕ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ. [11] ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਨੇ ਘੁੰਮਦੀ energyਰਜਾ ਦਾ ਇੱਕ ਬਹੁਤ ਵੱਡਾ ਗੁਆ ਲਿਆ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸ ਦੀ ਚਮਕ ਵਿੱਚ ਸਮੇਂ-ਸਮੇਂ ਤੇ ਥੋੜ੍ਹੀ ਜਿਹੀ ਤਬਦੀਲੀ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ ਕਿ ਇਹ 130 ਦਿਨਾਂ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਵਾਰ ਘੁੰਮਦੀ ਹੈ [10] (ਸੂਰਜ 25 ਵਿੱਚ ਘੁੰਮਦਾ ਹੈ). ਆਪਣੀ ਉਮਰ ਦੇ ਮੱਦੇਨਜ਼ਰ, ਬਾਰਨਾਰਡ ਦਾ ਸਟਾਰ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਤੋਂ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਗਤੀਵਿਧੀ ਦੇ ਮੱਦੇਨਜ਼ਰ ਸ਼ਾਂਤ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਸੀ. 1998 ਵਿਚ, ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਇਕ ਤੀਬਰ ਤੌਹਫੇ ਭੜਕਦੇ ਹੋਏ ਵੇਖਾਇਆ ਕਿ ਬਾਰਨਾਰਡ ਦਾ ਸਟਾਰ ਇਕ ਭੜਕਿਆ ਤਾਰਾ ਹੈ. [21] ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਵਿੱਚ ਵੇਰੀਏਬਲ ਸਟਾਰ ਦਾ ਅਹੁਦਾ ਵੀ 2500 ਓਫੀਚੂਸੀ ਹੈ. 2003 ਵਿੱਚ, ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਨੇ ਆਪਣੀ ਗਤੀ ਦੇ ਕਾਰਨ ਇੱਕ ਸਿਤਾਰੇ ਦੇ ਰੇਡੀਅਲ ਵੇਗ ਵਿੱਚ ਪਹਿਲਾ ਪਤਾ ਲਗਾਉਣ ਯੋਗ ਤਬਦੀਲੀ ਪੇਸ਼ ਕੀਤੀ. ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਦੇ ਰੇਡੀਅਲ ਵੇਗ ਵਿੱਚ ਹੋਰ ਪਰਿਵਰਤਨਸ਼ੀਲਤਾ ਇਸ ਦੀ ਉੱਤਮ ਗਤੀਵਿਧੀ ਨੂੰ ਮੰਨਿਆ ਗਿਆ. [22]
ਬਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਦੀ motionੁਕਵੀਂ ਗਤੀ 90 ਕਿਲੋਮੀਟਰ ਪ੍ਰਤੀ ਸਦੀ ਦੀ ਅਨੁਸਾਰੀ ਲੰਮੀ ਗਤੀ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦੀ ਹੈ. 10.3 ਸੈਕਿੰਡ ਚਾਪ ਇਹ ਮਨੁੱਖੀ ਜੀਵਨ-ਕਾਲ ਵਿਚ ਹਰ ਸਾਲ ਇਕ ਡਿਗਰੀ ਦੇ ਇਕ ਚੌਥਾਈ ਹਿੱਸੇ ਦੀ ਯਾਤਰਾ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਲਗਭਗ ਪੂਰੇ ਚੰਦਰਮਾ ਦੇ ਕੋਣ ਵਿਆਸ ਦੇ ਅੱਧੇ. [16]
ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਦਾ ਸੂਰਜ ਪ੍ਰਤੀ ਰੇਡੀਏਲ ਵੇਗ ਇਸ ਦੇ ਬਲੂਸ਼ਿਫਟ ਤੋਂ −110 ਕਿਮੀ ਪ੍ਰਤੀ ਘੰਟਾ ਮਾਪਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਇਸਦੇ ਸਹੀ ਗਤੀ ਦੇ ਨਾਲ ਜੋੜ ਕੇ, ਇਹ ਇੱਕ ਸਪੇਸ ਵੇਗ ((142.6 relative 0.2 ਕਿ.ਮੀ. / ਪ੍ਰਤੀ ਘੰਟਾ ਦਾ ਸੂਰਜ ਦੇ ਨਾਲ ਅਸਲ ਵੇਗ) ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਬਾਰਨਾਰਡ ਦਾ ਤਾਰਾ ਲਗਭਗ 11,800 ਸਾ.ਯੁ. ਨੇੜੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਨੇੜੇ ਪਹੁੰਚੇਗਾ, ਜਦੋਂ ਇਹ ਤਕਰੀਬਨ 3.75 ਪ੍ਰਕਾਸ਼-ਸਾਲਾਂ ਦੇ ਅੰਦਰ ਪਹੁੰਚੇਗਾ. []]
ਪ੍ਰੌਕਸੀਮਾ ਸੇਨਟੌਰੀ ਇਸ ਸਥਿਤੀ ਤੋਂ ਇਸ ਸਮੇਂ 4.24 ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ ਦੂਰ ਸੂਰਜ ਦੀ ਸਭ ਤੋਂ ਨਜ਼ਦੀਕੀ ਤਾਰਾ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਦੇ 11,800 ਸਾ.ਯੁ. ਵਿੱਚ ਸੂਰਜ ਦੇ ਨੇੜੇ ਜਾਣ ਦੇ ਬਾਵਜੂਦ, ਇਹ ਅਜੇ ਵੀ ਸਭ ਤੋਂ ਨੇੜੇ ਦਾ ਤਾਰਾ ਨਹੀਂ ਹੋਵੇਗਾ, ਕਿਉਂਕਿ ਉਸ ਸਮੇਂ ਤਕ ਪਕਸੀਮਾ ਸੈਂਟੀਰੀ ਸੂਰਜ ਦੇ ਨੇੜੇ-ਤੇੜੇ ਨੇੜੇ ਚਲੀ ਗਈ ਸੀ. [23] ਜਦੋਂ ਤਾਰੇ ਦੇ ਸਭ ਤੋਂ ਨੇੜੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਲੰਘਣ ਸਮੇਂ, ਬਰਨਾਰਡ ਦਾ ਤਾਰਾ ਨੰਗੀ ਅੱਖ ਨਾਲ ਵੇਖਣ ਲਈ ਅਜੇ ਵੀ ਮੱਧਮ ਹੋਵੇਗਾ, ਕਿਉਂਕਿ ਇਸਦਾ ਪ੍ਰਤੱਖਤਾ ਸਿਰਫ ਉਦੋਂ ਇੱਕ ਉੱਚਾਈ ਦੇ ਨਾਲ 8.5 ਤੱਕ ਵਧੇਗੀ, ਅਜੇ ਵੀ 2.5 ਨੰਗੀ ਅੱਖ ਨੂੰ ਵੇਖਣਯੋਗਤਾ ਦੀ ਘਾਟ.
ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਵਿੱਚ ਲਗਭਗ 0.14 ਸੌਰ ਜਨਤਕ ਸਮੂਹ (ਐਮ ☉), [6] ਅਤੇ ਸੂਰਜ ਦੇ 15% ਤੋਂ 20% ਦੇ ਘੇਰੇ ਵਿਚ ਹੈ. []] [२]] ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਬਾਰਨਾਰਡ ਦਾ ਸਟਾਰ ਜੁਪੀਟਰ (ਐਮ ਜੇ), ਇਸ ਦਾ ਘੇਰੇ ਘਣਤਾ ਦੇ ਕਾਰਨ, ਸਿਰਫ 1.5 ਤੋਂ 2.0 ਗੁਣਾ ਵੱਡਾ ਹੈ. ਇਸ ਦਾ ਪ੍ਰਭਾਵਸ਼ਾਲੀ ਤਾਪਮਾਨ 3,100 ਕੈਲਵਿਨ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸ ਵਿਚ 0.0004 ਸੂਰਜੀ ਚਮਕਦਾਰ ਚਮਕਦਾਰ ਦਿੱਖ ਹੈ. []] ਬਰਨਾਰਡ ਦਾ ਤਾਰਾ ਇੰਨਾ ਬੇਹੋਸ਼ ਹੈ ਕਿ ਜੇ ਇਹ ਧਰਤੀ ਤੋਂ ਸੂਰਜ ਦੀ ਦੂਰੀ 'ਤੇ ਉਸੇ ਹੀ ਦੂਰੀ' ਤੇ ਹੁੰਦਾ, ਤਾਂ ਇਹ ਪੂਰਨਮਾਸ਼ੀ ਨਾਲੋਂ ਸਿਰਫ 100 ਗੁਣਾ ਵਧੇਰੇ ਚਮਕਦਾਰ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦਾ ਸੀ, ਜੋ ਕਿ 80 ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਇਕਾਈਆਂ ਦੀ ਸੂਰਜ ਦੀ ਚਮਕ ਦੇ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਹੈ. [25]
ਬਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਵਿੱਚ ਸੂਰਜੀ ਧਾਤੂ ਦਾ 10 - 32% ਹਿੱਸਾ ਹੈ. []] ਧਾਤੂਤਾ ਤਾਰਕ ਪੁੰਜ ਦਾ ਅਨੁਪਾਤ ਹੈ ਜੋ ਹਿਲਿਅਮ ਨਾਲੋਂ ਭਾਰੀ ਤੱਤ ਨਾਲ ਬਣਿਆ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਆਬਾਦੀ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰੀ ਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਵਰਗੀਕਰਣ ਵਿੱਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਬਰਨਾਰਡ ਦਾ ਤਾਰਾ ਪੁਰਾਣੀ, ਲਾਲ ਬੱਧੀ ਆਬਾਦੀ II ਦੇ ਸਿਤਾਰੇ ਦਾ ਖਾਸ ਲੱਗਦਾ ਹੈ, ਫਿਰ ਵੀ ਇਹ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਧਾਤ-ਗਰੀਬ ਹਾਲੋ ਤਾਰੇ ਵੀ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਜਦੋਂ ਕਿ ਉਪ-ਸੋਲਰ, ਬਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਦੀ ਧਾਤੂਤਾ ਇੱਕ ਹਾਲੋ ਸਟਾਰ ਨਾਲੋਂ ਉੱਚੀ ਹੈ ਅਤੇ ਧਾਤ ਨਾਲ ਭਰੀ ਡਿਸਕ ਸਟਾਰ ਰੇਂਜ ਦੇ ਹੇਠਲੇ ਸਿਰੇ ਨੂੰ ਧਿਆਨ ਵਿੱਚ ਰੱਖਦਿਆਂ ਇਸ ਦੇ ਨਾਲ ਨਾਲ ਇਸ ਦੀ ਉੱਚ ਸਪੇਸ ਮੋਸ਼ਨ ਨੇ, "ਵਿਚਕਾਰਲੀ ਆਬਾਦੀ II ਸਟਾਰ" ਦਾ ਅਹੁਦਾ ਦਿੱਤਾ ਹੈ ", ਇੱਕ ਹਾਲੋ ਅਤੇ ਡਿਸਕ ਸਟਾਰ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ. []] [२२] ਹਾਲਾਂਕਿ ਹਾਲ ਹੀ ਵਿੱਚ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਕੀਤੇ ਕੁਝ ਵਿਗਿਆਨਕ ਪੇਪਰਾਂ ਨੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਧਾਤ ਦੇ ਬਹੁਤ ਨੇੜੇ ਹੋਣ ਵਾਲੇ ਤਾਰ ਦੀ ਧਾਤੂਤਾ ਲਈ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਦਿੱਤੇ ਹਨ, ਜੋ ਕਿ ਸੂਰਜੀ ਧਾਤੂ ਦੇ 75 ਤੋਂ 125% ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਹਨ। [26] [27]
ਸਾਥੀ (ਸਟਾਰ ਤੋਂ ਕ੍ਰਮ ਵਿੱਚ) | ਮਾਸ | ਸੇਮੀਮਾਜੋਰ ਧੁਰਾ (ਏਯੂ) | Bਰਬਿਟਲ ਅਵਧੀ (ਦਿਨ) | ਚਤੁਰਾਈ | ਝੁਕਾਅ | ਰੇਡੀਅਸ |
---|---|---|---|---|---|---|
ਬੀ (ਵਿਵਾਦਿਤ [28]) | ≥ 3.23 ± 0.44 ਐਮ⊕ | 0.404 ± 0.018 | 232.80 +0.38 −0.41 | 0.32 +0.1 −0.15 | — | — |
ਨਵੰਬਰ 2018 ਵਿੱਚ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਦੀ ਇੱਕ ਅੰਤਰਰਾਸ਼ਟਰੀ ਟੀਮ ਨੇ ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲਤਨ ਨੇੜਤਾ ਵਿੱਚ ਘੁੰਮ ਰਹੇ ਇੱਕ ਸੁਪਰ-ਅਰਥ ਚੱਕਰ ਦੇ ਉਮੀਦਵਾਰ ਨੂੰ ਲੱਭਣ ਦਾ ਐਲਾਨ ਕੀਤਾ। ਸਪੇਨ ਦੇ ਇਗਨਾਸੀ ਰੀਬਾਸ ਦੀ ਅਗਵਾਈ ਹੇਠ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਕੰਮ, ਦੋ ਦਹਾਕਿਆਂ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸਮੇਂ ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ ਦੌਰਾਨ, ਗ੍ਰਹਿ ਦੀ ਹੋਂਦ ਦੇ ਸਬੂਤ ਪ੍ਰਮਾਣ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦੇ ਹਨ. [१]] [२]] ਹਾਲਾਂਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਦੀ ਹੋਂਦ ਬਾਰੇ ਸੰਨ 2021 ਵਿੱਚ ਸਵਾਲ ਉਠਾਇਆ ਗਿਆ ਸੀ, ਕਿਉਂਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ bਰਬਿਤ ਸਮੇਂ ਦੇ ਨਾਲ ਰੇਡੀਅਲ ਵੇਗ ਸੰਕੇਤ ਨਵੇਂ ਅੰਕੜਿਆਂ ਵਿੱਚ ਸਪੱਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਅਲੋਪ ਹੋ ਗਏ ਸਨ। [28]
ਡਬਡ ਬਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਬੀ, ਗ੍ਰਹਿ ਨੂੰ ਸਿਤਾਰ ਸਿਸਟਮ ਦੀ ਬਰਫ ਦੀ ਲਾਈਨ ਦੇ ਨਜ਼ਦੀਕ ਪਾਇਆ ਗਿਆ, ਜੋ ਕਿ ਪ੍ਰੋਟੋ-ਗ੍ਰਹਿ ਸੰਬੰਧੀ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੇ ਬਰਫੀਲੇ ਪ੍ਰਵਾਹ ਲਈ ਇਕ ਆਦਰਸ਼ ਸਥਾਨ ਹੈ. ਇਹ ਹਰ 233 ਦਿਨ 0.4 ਏਯੂ 'ਤੇ ਚੱਕਰ ਲਗਾਉਂਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਇਸਦਾ ਪ੍ਰਸਤਾਵਿਤ ਪੁੰਜ 3.2 ਐੱਮ ⊕. ਧਰਤੀ ਲਗਭਗ −170 ° C (74274 ° F) ਦੇ ਅਨੁਮਾਨਤ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਨਾਲ, ਅਤੇ ਬਰਨਾਰਡ ਸਟਾਰ ਦੇ ਰਹਿਣ ਯੋਗ ਜ਼ੋਨ ਦੇ ਬਾਹਰ ਸਥਿਤ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਧਰਤੀ ਦੇ ਵਾਯੂਮੰਡਲ ਉੱਤੇ ਸਤਹ ਦੀਆਂ ਸਥਿਤੀਆਂ ਨੂੰ ਬਿਹਤਰ ਤਰੀਕੇ ਨਾਲ ਸਮਝਣ ਲਈ ਵਧੇਰੇ ਕੰਮ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ. ਗ੍ਰਹਿ ਦੀ ਸਿੱਧੀ ਇਮੇਜਿੰਗ ਅਤੇ ਇਸਦੀ ਦੱਸਣ ਵਾਲੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦੇ ਦਸਤਖਤ ਇਸਦੀ ਖੋਜ ਦੇ ਬਾਅਦ ਦੇ ਦਹਾਕੇ ਵਿੱਚ ਸੰਭਵ ਹਨ. ਸਿਸਟਮ ਵਿਚ ਹੋਰ ਅਲੋਚਕ ਅਤੇ ਬੇਹਿਸਾਬ ਹੋਣ ਦੀਆਂ ਸੰਭਾਵਨਾਵਾਂ ਤੋਂ ਇਹ ਸੰਕੇਤ ਮਿਲਦਾ ਹੈ ਕਿ ਦੂਸਰਾ ਗ੍ਰਹਿ ਸਾਥੀ ਵੀ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ. [30]
ਪਿਛਲੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਦਾਅਵਿਆਂ ਨੂੰ ਸੋਧੋ
1963 ਤੋਂ ਲੈ ਕੇ 1973 ਤੱਕ ਦੇ ਇੱਕ ਦਹਾਕੇ ਤੱਕ, ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਪੀਟਰ ਵੈਨ ਡੀ ਕੈਂਪ ਦੁਆਰਾ ਉਸ ਦਾਅਵੇ ਨੂੰ ਸਵੀਕਾਰ ਕਰ ਲਿਆ ਜੋ ਉਸਨੇ ਖੋਜਿਆ ਸੀ, ਬਰਨਾਰਡ ਸਟਾਰ ਦੀ ਸਹੀ ਗਤੀ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਵਿਅੰਗਾਤਮਕ ਸ਼ਾਸਤਰ ਦੇ ਇੱਕ ਜਾਂ ਵਧੇਰੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੀ ਤੁਲਨਾ ਕਰਨ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਹੈ. ਜੁਪੀਟਰ ਦੇ ਨਾਲ ਪੁੰਜ. ਵੈਨ ਡੀ ਕੈਂਪ 1938 ਤੋਂ ਸਤਾਰਥਮੋਰ ਕਾਲਜ ਵਿਖੇ ਸਪਾਉਰਲ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ ਦੇ ਸਾਥੀਆਂ ਨਾਲ ਮਿਲ ਕੇ, ਮਿਹਨਤੀ ਵਿਖਾਵਾ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਫੋਟੋਗ੍ਰਾਫਿਕ ਪਲੇਟਾਂ ਤੇ ਆਪਣੀ ਸਥਿਤੀ ਵਿਚ ਇਕ ਮਾਈਕਰੋਮੀਟਰ ਦੇ ਮਾਮੂਲੀ ਭਿੰਨਤਾਵਾਂ ਨੂੰ ਲੱਭਣ ਦੀ ਕੋਸ਼ਿਸ਼ ਕਰ ਰਿਹਾ ਸੀ, ਜਿਸ ਵਿਚ ਇਕ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਸਾਥੀ ਇਸ ਵਿਚ ਸ਼ਾਮਲ ਹੋਏ ਸਨ. ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਵਿਅਕਤੀਗਤ ਤੌਰ ਤੇ ਵਿਅਕਤੀਗਤ ਗਲਤੀਆਂ ਤੋਂ ਬਚਣ ਲਈ ਦਸ ਵਿਅਕਤੀ ਪਲੇਟਾਂ ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਵਿੱਚ ਆਪਣੇ ਨਤੀਜਿਆਂ ਦਾ .ਸਤਨ. [32२] ਵੈਨ ਡੀ ਕੈਂਪ ਦਾ ਮੁ initialਲਾ ਸੁਝਾਅ ਇੱਕ ਗ੍ਰਹਿ ਸੀ ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਲਗਭਗ 1.6 ਐਮ ਜੇ ਥੋੜ੍ਹੀ ਜਿਹੀ ਵਿਲੱਖਣ orਰਬਿਟ ਵਿੱਚ in.4 ਏਯੂ ਦੀ ਦੂਰੀ 'ਤੇ, [] 33] ਅਤੇ ਇਹ ਮਾਪ ਇੱਕ ਸਪੱਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਇੱਕ 1969 ਦੇ ਪੇਪਰ ਵਿੱਚ ਸੁਧਾਰੇ ਗਏ ਸਨ. [] 34] ਉਸ ਸਾਲ ਬਾਅਦ ਵਿੱਚ, ਵੈਨ ਡੀ ਕੈਂਪ ਨੇ ਸੁਝਾਅ ਦਿੱਤਾ ਕਿ ਇਥੇ 1.1 ਅਤੇ 0.8 ਐਮ ਦੇ ਦੋ ਗ੍ਰਹਿ ਸਨ ਜੇ. [35]
ਹੋਰ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਬਾਅਦ ਵਿੱਚ ਵੈਨ ਡੀ ਕੈਂਪ ਦੇ ਮਾਪ ਨੂੰ ਦੁਹਰਾਇਆ ਅਤੇ 1973 ਵਿੱਚ ਦੋ ਕਾਗਜ਼ਾਂ ਨੇ ਗ੍ਰਹਿ ਜਾਂ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਦਾਅਵੇ ਨੂੰ minਾਹ ਲਾਈ। ਜਾਰਜ ਗੇਟਵੁੱਡ ਅਤੇ ਹੈਨਰਿਕ ਆਈਚੋਰਨ, ਇਕ ਵੱਖਰੇ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ ਵਿਚ ਅਤੇ ਨਵੀਂ ਪਲੇਟ ਮਾਪਣ ਦੀਆਂ ਤਕਨੀਕਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ, ਗ੍ਰਹਿ ਸਾਥੀ ਦੀ ਪੁਸ਼ਟੀ ਕਰਨ ਵਿਚ ਅਸਫਲ ਰਹੇ. [36 36] ਚਾਰ ਮਹੀਨੇ ਪਹਿਲਾਂ ਜੌਨ ਐਲ. ਹਰਸ਼ੇ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਇੱਕ ਹੋਰ ਪੇਪਰ, ਸਵਰਥਮੋਰ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ, ਪਾਇਆ ਗਿਆ ਸੀ ਕਿ ਵੱਖ-ਵੱਖ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਜੋਤਿਸ਼ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ ਤਬਦੀਲੀਆਂ ਰਿਫ੍ਰੈਕਟਰ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਦੇ ਉਦੇਸ਼ ਲੈਨਜ ਉੱਤੇ ਕੀਤੇ ਗਏ ਸਮਾਯੋਜਨ ਅਤੇ ਸੋਧਾਂ ਦੇ ਸਮੇਂ ਨਾਲ ਸੰਬੰਧ ਰੱਖਦੀਆਂ ਹਨ. [] 37] ਦਾਅਵਾ ਕੀਤੇ ਗਏ ਗ੍ਰਹਿ ਦੀ ਦੇਖਭਾਲ ਅਤੇ ਅਪਗ੍ਰੇਡ ਕਰਨ ਦੇ ਕੰਮ ਦੀ ਇੱਕ ਕਲਾ ਦਾ ਕਾਰਨ ਹੈ. ਮਾਮਲੇ ਦੀ ਵਿਆਪਕ ਵਿਗਿਆਨਕ ਸਮੀਖਿਆ ਦੇ ਹਿੱਸੇ ਵਜੋਂ ਚਰਚਾ ਕੀਤੀ ਗਈ ਹੈ. [] 38]
ਵੈਨ ਡੀ ਕੈਂਪ ਨੇ ਕਦੇ ਵੀ ਕਿਸੇ ਗਲਤੀ ਨੂੰ ਸਵੀਕਾਰ ਨਹੀਂ ਕੀਤਾ ਅਤੇ ਦੋ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੀ ਹੋਂਦ ਦਾ ਇਕ ਹੋਰ ਦਾਅਵਾ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਕੀਤਾ ਜਿਵੇਂ ਕਿ 1982 [39] ਵਿਚ ਉਸਦੀ ਮੌਤ 1995 ਵਿਚ ਹੋਈ ਸੀ। ਵੁਲਫ਼ ਹੇਨਟਜ਼, ਸਵਰਥਮੋਰ ਵਿਖੇ ਵੈਨ ਡੀ ਕੈਂਪ ਦੇ ਉੱਤਰਾਧਿਕਾਰੀ ਅਤੇ ਦੋਹਰੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਮਾਹਰ ਨੇ, ਉਸ ਦੀਆਂ ਖੋਜਾਂ 'ਤੇ ਸਵਾਲ ਚੁੱਕੇ ਅਤੇ ਸ਼ੁਰੂ ਕੀਤਾ 1976 ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਅਲੋਚਨਾਵਾਂ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਕਰਨਾ. ਦੋ ਆਦਮੀ ਇਸ ਕਰਕੇ ਫਸ ਗਏ ਹੋਣ ਦੀ ਖਬਰ ਮਿਲੀ ਹੈ. [40]
ਗ੍ਰਹਿ ਦੀਆਂ ਸੀਮਾਵਾਂ ਨੂੰ ਸੋਧੋ
ਵੈਨ ਡੀ ਕੈਂਪ ਦੇ ਨਕਾਰੇ ਦਾਅਵੇ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਉਮੀਦਵਾਰ ਦੇ ਆਖਰੀ ਘੋਸ਼ਣਾ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਚਾਰ ਦਹਾਕਿਆਂ ਤੋਂ ਵੀ ਵੱਧ ਸਮੇਂ ਲਈ, ਬਰਨਾਰਡ ਸਟਾਰ ਦਾ ਧਿਆਨ ਨਾਲ ਅਧਿਐਨ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਅਤੇ ਸੰਭਾਵਤ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਲਈ ਪੁੰਜ ਅਤੇ bਰਭੀ ਸਰਹੱਦਾਂ ਨੂੰ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਸਖਤ ਕੀਤਾ ਗਿਆ. ਐਮ ਬਵਾਰਡ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਬਰਨਾਰਡਜ਼ ਸਟਾਰ ਇਸ ਸਬੰਧ ਵਿਚ ਵੱਡੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਨਾਲੋਂ ਵਧੇਰੇ ਅਸਾਨੀ ਨਾਲ ਅਧਿਐਨ ਕੀਤੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਕਿਉਂਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਹੇਠਲੀ ਜਨਤਾ ਵਿਗਾੜ ਨੂੰ ਵਧੇਰੇ ਸਪੱਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਪੇਸ਼ ਕਰਦੀ ਹੈ. []१]
ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਸਾਥੀਆਂ ਦੇ ਨਲ ਨਤੀਜੇ 1980 ਅਤੇ 1990 ਦੇ ਦਹਾਕੇ ਦੌਰਾਨ ਜਾਰੀ ਰਹੇ, ਜਿਸ ਵਿੱਚ 1999 ਵਿੱਚ ਹਬਲ ਸਪੇਸ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਦੇ ਨਾਲ ਇੰਟਰਫੇਰੋਮੈਟ੍ਰਿਕ ਕੰਮ ਵੀ ਸ਼ਾਮਲ ਸੀ। [] 43] ਗੇਟਵੁੱਡ 1995 ਵਿੱਚ ਇਹ ਦਰਸਾਉਣ ਦੇ ਯੋਗ ਸੀ ਕਿ 10 ਐਮ. ਜੇ ਬਰਨਾਰਡ ਸਟਾਰ ਦੇ ਆਲੇ ਦੁਆਲੇ ਅਸੰਭਵ ਸਨ, [38 a] ਇੱਕ ਪੇਪਰ ਵਿੱਚ ਜਿਸਨੇ ਗ੍ਰਹਿ ਵਸਤੂਆਂ ਬਾਰੇ ਸਧਾਰਣ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਨਕਾਰਾਤਮਕ ਨਿਸ਼ਚਤਤਾ ਨੂੰ ਸੁਧਾਰਨ ਵਿੱਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕੀਤੀ. [] 44] 1999 ਵਿੱਚ, ਹੱਬਲ ਕੰਮ ਨੇ ਅੱਗੇ 0.8 ਐਮ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿ ਸਾਥੀ ਨੂੰ ਬਾਹਰ ਕੱ. ਦਿੱਤਾ ਜੇ ਇੱਕ bਰਬਿਟਲ ਪੀਰੀਅਡ 1000 ਦਿਨਾਂ ਤੋਂ ਵੀ ਘੱਟ ਸਮੇਂ ਦੇ ਨਾਲ (ਜੁਪੀਟਰ ਦੀ bਰਬਿਟ ਪੀਰੀਅਡ 4,332 ਦਿਨ ਹੈ), [] 43] ਜਦੋਂ ਕਿ ਕੁਅਰਸਟਰ ਨੇ 2003 ਵਿੱਚ ਨਿਸ਼ਚਤ ਕੀਤਾ ਸੀ ਕਿ ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਦੇ ਆਸਪਾਸ ਰਹਿਣ ਯੋਗ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ, ਗ੍ਰਹਿ ਇੱਕ ਨਾਲ ਸੰਭਵ ਨਹੀਂ ਹਨ "ਐਮ ਪਾਪ i“ਮੁੱਲ [ਨੋਟ 1] ਧਰਤੀ ਦੇ ਪੁੰਜ (ਐਮ.) ਤੋਂ 7.5 ਗੁਣਾ ਤੋਂ ਵੀ ਵੱਧ ⊕), ਜਾਂ ਨੇਪਚਿ .ਨ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦੇ 3.1 ਗੁਣਾ ਤੋਂ ਵੱਧ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਨਾਲ (ਵੈਨ ਡੀ ਕੈਂਪ ਦੇ ਸਭ ਤੋਂ ਛੋਟੇ ਸੁਝਾਏ ਗਏ ਮੁੱਲ ਨਾਲੋਂ ਬਹੁਤ ਘੱਟ). [22]
2013 ਵਿੱਚ, ਇੱਕ ਖੋਜ ਪੱਤਰ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਿਤ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ ਜਿਸਨੇ ਤਾਰੇ ਲਈ ਗ੍ਰਹਿ ਪੁੰਜ ਦੀਆਂ ਹੱਦਾਂ ਨੂੰ ਹੋਰ ਸੁਧਾਰੀ। ਲਿਕ ਐਂਡ ਕੇਕ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀਆਂ ਤੋਂ 25 ਸਾਲਾਂ ਦੀ ਮਿਆਦ ਵਿੱਚ ਰੇਡੀਏਲ ਵੇਗ ਮਾਪਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ, ਅਤੇ ਦੋਨਾਂ ਸਰਕੂਲਰ ਅਤੇ ਵਿਵੇਕਸ਼ੀਲ bitsਰਬਿਟ ਲਈ ਮੋਂਟੇ ਕਾਰਲੋ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਨੂੰ ਲਾਗੂ ਕਰਦਿਆਂ, ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਲਈ ਉਪਰਲੇ ਜਨ ਸਮੂਹਾਂ ਨੂੰ 1000-ਦਿਨ ਦੇ bitsਰਬਿਟ ਤੱਕ ਨਿਸ਼ਚਤ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ. 10 ਦਿਨਾਂ ਤੋਂ ਵੀ ਘੱਟ ਸਮੇਂ ਦੀ ਧਰਤੀ 'ਤੇ ਧਰਤੀ ਦੀਆਂ ਦੋ ਜਨਤਾਂ ਤੋਂ ਉਪਰ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿ ਵੀ ਬਾਹਰ ਕੱ .ੇ ਗਏ ਸਨ, ਅਤੇ ਧਰਤੀ ਤੋਂ ਦਸ ਸਾਲ ਤੋਂ ਵੱਧ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿ ਵੀ ਦੋ ਸਾਲਾਂ ਦੀ thanਰਬਿਟ ਤੱਕ ਆਤਮ-ਵਿਸ਼ਵਾਸ ਨਾਲ ਅਸਵੀਕਾਰ ਕੀਤੇ ਗਏ ਸਨ. ਇਹ ਵੀ ਪਤਾ ਲੱਗਿਆ ਕਿ ਤਾਰੇ ਦਾ ਰਹਿਣ ਯੋਗ ਜ਼ੋਨ ਲਗਭਗ ਧਰਤੀ-ਗ੍ਰਹਿ ਗ੍ਰਹਿ ਜਾਂ ਇਸ ਤੋਂ ਵੀ ਵੱਡਾ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ, ਚਿਹਰੇ ਦੇ bitsਰਬਿਟ ਨੂੰ ਬਚਾਉਂਦਾ ਹੈ. [] 45] [] 46]
ਹਾਲਾਂਕਿ ਇਸ ਖੋਜ ਨੇ ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਦੇ ਆਸ ਪਾਸ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੀਆਂ ਸੰਭਾਵਿਤ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਨੂੰ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਸੀਮਿਤ ਕਰ ਦਿੱਤਾ ਹੈ, ਪਰੰਤੂ ਇਸ ਨੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਰੱਦ ਨਹੀਂ ਕੀਤਾ ਕਿਉਂਕਿ ਸਥਗ ਗ੍ਰਹਿ ਖੋਜਣਾ ਹਮੇਸ਼ਾ ਮੁਸ਼ਕਲ ਹੁੰਦਾ ਰਿਹਾ ਸੀ. ਨਾਸਾ ਦੇ ਪੁਲਾੜ ਇੰਟਰਫੇਰੋਮੈਟਰੀ ਮਿਸ਼ਨ, ਜੋ ਧਰਤੀ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਵਰਗੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੀ ਭਾਲ ਸ਼ੁਰੂ ਕਰਨਾ ਸੀ, ਨੇ ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਨੂੰ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਖੋਜ ਦੇ ਟੀਚੇ ਵਜੋਂ ਚੁਣਿਆ ਹੈ, ਦੀ ਖਬਰ ਮਿਲੀ ਹੈ. [25] ਇਹ ਮਿਸ਼ਨ 2010 ਵਿੱਚ ਬੰਦ ਕਰ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਸੀ। [] 47] ਈਐਸਏ ਦੇ ਇਸੇ ਡਾਰਵਿਨ ਇੰਟਰਫੇਰੋਮੈਟਰੀ ਮਿਸ਼ਨ ਦਾ ਉਹੀ ਟੀਚਾ ਸੀ, ਪਰੰਤੂ 2007 ਵਿੱਚ ਫੰਡਾਂ ਤੋਂ ਵਾਂਝੇ ਰਹਿ ਗਏ ਸਨ। [] 48]
ਰੇਡੀਅਲ ਵੇਗਾਂ ਦੇ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਜੋ ਆਖਰਕਾਰ ਬੈਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਦੇ ਚੱਕਰ ਕੱਟ ਰਹੇ ਉਮੀਦਵਾਰ ਸੁਪਰ-ਅਰਥ ਦੀ ਖੋਜ ਲਈ ਅਗਵਾਈ ਕਰਦੇ ਸਨ, ਸੰਭਾਵਿਤ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਲਈ ਰਹਿਣ ਯੋਗ ਜ਼ੋਨ ਦੇ ਅੰਦਰ ਅਤੇ ਇਸ ਦੇ ਅੰਦਰ ਵਧੇਰੇ ਉੱਚ ਪੱਧਰੀ ਸੀਮਾਵਾਂ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਲਈ ਵੀ ਵਰਤਿਆ ਜਾਂਦਾ ਸੀ: ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ 0.7 ਐਮ. ⊕ ਅੰਦਰੂਨੀ ਕਿਨਾਰੇ ਤਕ ਅਤੇ 1.2 ਐਮ ⊕ ਆਸ਼ਾਵਾਦੀ ਰਹਿਣ ਯੋਗ ਜ਼ੋਨ ਦੇ ਬਾਹਰੀ ਕਿਨਾਰੇ ਤੇ, ਕ੍ਰਮਵਾਰ 10 ਅਤੇ 40 ਦਿਨਾਂ ਦੇ bਰਬਿਟ ਪੀਰੀਅਡ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰੀ. ਇਸ ਲਈ, ਇਹ ਜਾਪਦਾ ਹੈ ਕਿ ਬਾਰਨਾਰਡ ਦਾ ਤਾਰਾ ਧਰਤੀ ਦੇ ਪੁੰਜ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੀ ਮੇਜ਼ਬਾਨੀ ਨਹੀਂ ਕਰਦਾ, ਨਾ ਹੀ ਵੱਡਾ, ਗਰਮ ਅਤੇ ਸੁਨਹਿਰੀ bitsਰਬਿਟ ਵਿੱਚ, ਹੋਰ ਐਮ-ਬੌਂਹ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਉਲਟ ਜੋ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਇਸ ਕਿਸਮ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੇ ਨੇੜੇ-ਤੇੜੇ ਚੱਕਰ ਵਿਚ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. [18]
ਪ੍ਰੋਜੈਕਟ ਡੇਡੈਲਸ ਸੋਧ
ਬਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਦਾ ਅਧਿਐਨ ਪ੍ਰੋਜੈਕਟ ਡੇਡਲਸ ਦੇ ਹਿੱਸੇ ਵਜੋਂ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ. 1973 ਅਤੇ 1978 ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਕਰਵਾਏ ਗਏ, ਅਧਿਐਨ ਨੇ ਸੁਝਾਅ ਦਿੱਤਾ ਕਿ ਕਿਸੇ ਹੋਰ ਸਟਾਰ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀ ਤੇਜ਼, ਮਨੁੱਖ ਰਹਿਤ ਯਾਤਰਾ ਮੌਜੂਦਾ ਜਾਂ ਨੇੜੇ-ਭਵਿੱਖ ਦੀ ਤਕਨਾਲੋਜੀ ਨਾਲ ਸੰਭਵ ਸੀ. []]] ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਨੂੰ ਅੰਸ਼ਕ ਤੌਰ ਤੇ ਇੱਕ ਨਿਸ਼ਾਨਾ ਵਜੋਂ ਚੁਣਿਆ ਗਿਆ ਸੀ ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਸੀ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਹਨ. [50]
ਸਿਧਾਂਤਕ ਨਮੂਨੇ ਨੇ ਸੁਝਾਅ ਦਿੱਤਾ ਕਿ ਇੱਕ ਪ੍ਰਮਾਣੂ ਨਬਜ਼ ਰਾਕੇਟ ਪ੍ਰਮਾਣੂ ਫਿusionਜ਼ਨ ਨੂੰ ਵਰਤਦਾ ਹੈ (ਖਾਸ ਤੌਰ 'ਤੇ, ਡਿuterਟੀਰੀਅਮ ਅਤੇ ਹੀਲੀਅਮ -3 ਦਾ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਿਕ ਬੰਬਾਰੀ) ਅਤੇ ਚਾਰ ਸਾਲਾਂ ਲਈ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦੀ ਗਤੀ ਦੇ 12% ਦੀ ਗਤੀ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਤਾਰਾ ਤਦ ਇੱਕ ਮਨੁੱਖੀ ਜੀਵਨ ਕਾਲ ਵਿੱਚ, 50 ਸਾਲਾਂ ਵਿੱਚ ਪਹੁੰਚਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. []०] ਸਟਾਰ ਅਤੇ ਕਿਸੇ ਵੀ ਸਾਥੀ ਦੀ ਵਿਸਥਾਰਤ ਜਾਂਚ ਦੇ ਨਾਲ, ਇੰਟਰਸੈਲਰ ਮਾਧਿਅਮ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕੀਤੀ ਜਾਏਗੀ ਅਤੇ ਬੇਸਲਾਈਨ ਐਸਟ੍ਰੋਮੈਟ੍ਰਿਕ ਰੀਡਿੰਗ ਕੀਤੀ ਜਾਏਗੀ. [49]
ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਪ੍ਰੋਜੈਕਟ ਡੇਡੈਲਸ ਮਾਡਲ ਨੇ ਹੋਰ ਸਿਧਾਂਤਕ ਖੋਜ ਦੀ ਸ਼ੁਰੂਆਤ ਕੀਤੀ. 1980 ਵਿੱਚ, ਰਾਬਰਟ ਫਰੀਟਾਸ ਨੇ ਇੱਕ ਹੋਰ ਅਭਿਲਾਸ਼ੀ ਯੋਜਨਾ ਦਾ ਸੁਝਾਅ ਦਿੱਤਾ: ਇੱਕ ਸਵੈ-ਨਕਲ ਕਰਨ ਵਾਲਾ ਪੁਲਾੜ ਯਾਨ ਜਿਸ ਦਾ ਉਦੇਸ਼ ਬਾਹਰੀ ਜ਼ਿੰਦਗੀ ਦੀ ਭਾਲ ਕਰਨਾ ਅਤੇ ਉਸ ਨਾਲ ਸੰਪਰਕ ਬਣਾਉਣਾ ਸੀ. []१] ਜੁਪੀਟਰ ਦੇ bitਰਬਿਟ ਵਿੱਚ ਬਣੀ ਅਤੇ ਲਾਂਚ ਕੀਤੀ ਗਈ, ਇਹ 47 ਸਾਲਾਂ ਵਿੱਚ ਬਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਤੱਕ ਪਹੁੰਚੇਗੀ ਅਸਲ ਪ੍ਰੋਜੈਕਟ ਡੇਡਲਸ ਦੇ ਪੈਰਾਮੀਟਰਾਂ ਦੇ ਤਹਿਤ। ਇਕ ਵਾਰ ਤਾਰੇ 'ਤੇ ਆਉਣ ਤੋਂ ਬਾਅਦ, ਇਹ ਸਵੈਚਾਲਿਤ ਸਵੈ-ਪ੍ਰਤੀਕ੍ਰਿਤੀ ਸ਼ੁਰੂ ਕਰੇਗੀ, ਇਕ ਫੈਕਟਰੀ ਦਾ ਨਿਰਮਾਣ ਕਰੇਗੀ, ਸ਼ੁਰੂ ਵਿਚ ਖੋਜੀ ਪੜਤਾਲਾਂ ਤਿਆਰ ਕਰੇਗੀ ਅਤੇ ਅੰਤ ਵਿਚ 1000 ਸਾਲਾਂ ਬਾਅਦ ਅਸਲ ਪੁਲਾੜ ਯਾਨ ਦੀ ਇਕ ਕਾਪੀ ਤਿਆਰ ਕਰੇਗੀ. []१]
1998 ਵਿਚ, ਬਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਵਿਚ ਇਕ ਤਿੱਖੀ ਭੜਕਣ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾਇਆ ਗਿਆ ਸੀ ਕਿ ਸਹੀ ਰਫ਼ਤਾਰ ਵਿਚ ਤਬਦੀਲੀਆਂ ਦੀ ਇਕ ਗੈਰ ਸੰਬੰਧਤ ਖੋਜ ਦੌਰਾਨ 17 ਜੁਲਾਈ ਨੂੰ ਅੱਖਾਂ ਦੇ ਨਿਕਾਸ ਵਿਚ ਤਬਦੀਲੀਆਂ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ. ਭੜਕ ਜਾਣ ਦੇ ਪੂਰੇ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਤੋਂ ਚਾਰ ਸਾਲ ਪਹਿਲਾਂ, ਜਿਸ ਸਮੇਂ ਇਹ ਸੁਝਾਅ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਸੀ ਕਿ ਭੜਕਣਾ ਦਾ ਤਾਪਮਾਨ ਤਾਰੇ ਦੇ ਆਮ ਤਾਪਮਾਨ ਨਾਲੋਂ ਦੁੱਗਣੇ ਤੋਂ 8,000 ਕੇ. [52२] ਲਾਜ਼ਮੀ ਤੌਰ 'ਤੇ ਬੇਤੁਕੀ ਸੁਭਾਅ ਦੇ ਮੱਦੇਨਜ਼ਰ, ਉਸ ਅਧਿਐਨ ਦੇ ਲੇਖਕਾਂ ਵਿੱਚੋਂ ਇੱਕ, ਡਾਇਨ ਪੌਲਸਨ ਨੇ ਨੋਟ ਕੀਤਾ ਕਿ "ਤਾਰਾ ਅਮੇਰੇਟਰਾਂ ਨੂੰ ਵੇਖਣਾ ਸ਼ਾਨਦਾਰ ਹੋਵੇਗਾ". [21]
ਭੜਕਣ ਹੈਰਾਨ ਕਰਨ ਵਾਲੀ ਸੀ ਕਿਉਂਕਿ ਇੰਨੀ ਉਮਰ ਦੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਵਿੱਚ ਤੀਬਰ ਤੌਹਣੀ ਕਿਰਿਆ ਦੀ ਉਮੀਦ ਨਹੀਂ ਹੈ. ਫਲੇਅਰਸ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਸਮਝ ਨਹੀਂ ਪਾਏ ਜਾਂਦੇ, ਪਰ ਇਹ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਮਜ਼ਬੂਤ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰਾਂ ਕਾਰਨ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਪਲਾਜ਼ਮਾ ਸੰਕਰਮ ਨੂੰ ਦਬਾਉਂਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਅਚਾਨਕ ਪੈਣ ਵਾਲੇ ਕਾਰਨ ਬਣਦੇ ਹਨ: ਮਜ਼ਬੂਤ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਘੁੰਮਦੇ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿੱਚ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਪੁਰਾਣੇ ਤਾਰੇ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਘੁੰਮਦੇ ਹਨ. ਬਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਲਈ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦੀ ਇਕ ਘਟਨਾ ਨੂੰ ਵੇਖਣਾ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. []२] ਤਾਰੇ ਦੀ ਸਮੇਂ-ਸਮੇਂ 'ਤੇ ਖੋਜ, ਜਾਂ ਇੱਕ ਦਿੱਤੇ ਸਮੇਂ ਅਨੁਸਾਰ ਅਲੌਕਿਕ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਵਿੱਚ ਬਦਲਾਅ, ਇਹ ਵੀ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦੇ ਹਨ ਕਿ 1998 ਦੀ ਸ਼ਾਂਤ ਸਥਿਤੀ ਵਿੱਚ ਤਾਰੇ ਦੀ ਚਮਕ ਵਿੱਚ ਸਮੇਂ-ਸਮੇਂ ਤੇ ਤਬਦੀਲੀ ਲਈ ਕਮਜ਼ੋਰ ਸਬੂਤ ਦਰਸਾਏ ਗਏ ਹਨ, ਜਿਸ ਵਿੱਚ 130 ਦਿਨਾਂ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸਮੇਂ ਦੀ ਸਿਰਫ ਇੱਕ ਹੀ ਸੰਭਾਵਤ ਤਾਰਾ ਨਜ਼ਰ ਆਈ. [10]
ਇਸ ਕਿਸਮ ਦੀ ਵਧੀਆ ਕਾਰਗੁਜ਼ਾਰੀ ਨੇ ਬਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਨੂੰ ਸਮਾਨ ਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਸਮਝਣ ਲਈ ਪ੍ਰੌਕਸੀ ਵਜੋਂ ਵਰਤਣ ਦੀ ਰੁਚੀ ਪੈਦਾ ਕੀਤੀ ਹੈ. ਇਹ ਉਮੀਦ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ ਕਿ ਇਸਦੇ ਐਕਸ-ਰੇ ਅਤੇ ਯੂਵੀ ਦੇ ਨਿਕਾਸ ਦੇ ਫੋਟੋੋਮੈਟ੍ਰਿਕ ਅਧਿਐਨ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿਚ ਪੁਰਾਣੇ ਐਮ ਬਨਵਾਸਾਂ ਦੀ ਵੱਡੀ ਆਬਾਦੀ 'ਤੇ ਚਾਨਣਾ ਪਾਉਣਗੇ. ਅਜਿਹੀ ਖੋਜ ਦਾ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਪ੍ਰਭਾਵ ਹੁੰਦਾ ਹੈ: ਇਹ ਕਿ ਇਹ ਕਿ ਐਮ ਬੌਹਰ ਦੇ ਰਹਿਣ ਯੋਗ ਜ਼ੋਨ ਤਾਰੇ ਦੇ ਨੇੜੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਕੋਈ ਵੀ ਗ੍ਰਹਿ ਸੂਰਜੀ ਭਾਂਬੜ, ਹਵਾਵਾਂ ਅਤੇ ਪਲਾਜ਼ਮਾ ਨਿਕਾਸ ਦੀਆਂ ਘਟਨਾਵਾਂ ਨਾਲ ਜ਼ਬਰਦਸਤ ਪ੍ਰਭਾਵਿਤ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. [11]
2019 ਵਿਚ, ਦੋ ਵਾਧੂ ਅਲਟਰਾਵਾਇਲਟ ਸਟਾਰਲਰ ਫਲੇਅਰਾਂ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾਇਆ ਗਿਆ, ਹਰ ਇਕ ਦੂਰ-ਅਲਟਰਾਵਾਇਲਟ energyਰਜਾ 3 * 10 22 ਜੂਲੇ ਦੇ ਨਾਲ, ਇਕ ਐਕਸ-ਰੇ ਸਟੈਲਰ ਫਲੇਅਰ ਦੇ ਨਾਲ 1.ਰਜਾ 1.6 * 10 22 ਜੂਲੇ. ਤਾਰੀਖ ਨੂੰ ਵੇਖੀ ਗਈ ਭੜਕਦੀ ਦਰ ਬਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਬੀ ਉੱਤੇ ਆਇਨ ਘਾਟੇ ਦੀਆਂ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਤੀ ਅਰਬ ਸਾਲਾਂ ਵਿੱਚ 87 87 ਧਰਤੀ ਵਾਯੂਮੰਡਲ ਅਤੇ ਹਰ ਅਰਬ ਸਾਲ ≈3 ਧਰਤੀ ਦੇ ਵਾਯੂਮੰਡਲ ਦੇ ਨੁਕਸਾਨ ਦਾ ਕਾਰਨ ਬਣਨ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਹੈ. [] 53]
ਬਾਰਨਾਰਡ ਦਾ ਸਟਾਰ ਸੂਰਜ ਦੇ ਬਰਾਬਰ ਦੇ ਆਸ ਪਾਸ ਸਾਂਝਾ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਸਟਾਰ ਦੇ ਗੁਆਂ .ੀ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਅਕਾਰ ਦੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਸਭ ਤੋਂ ਛੋਟੀ ਅਤੇ ਸਭ ਤੋਂ ਆਮ ਸਟਾਰ ਕਿਸਮ. ਇਸਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਨੇੜਲਾ ਗੁਆਂ neighborੀ ਇਸ ਸਮੇਂ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਰਾਸ 154 ਹੈ, 1.66 ਪਾਰਸੈਕਸ '(5.41 ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ) ਦੀ ਦੂਰੀ' ਤੇ. ਸੂਰਜ ਅਤੇ ਅਲਫ਼ਾ ਸੈਂਟੌਰੀ ਕ੍ਰਮਵਾਰ ਅਗਲੀਆਂ ਨੇੜਲੀਆਂ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਹਨ. [] 25] ਬਾਰਨਾਰਡ ਦੇ ਤਾਰੇ ਤੋਂ, ਸੂਰਜ ਆਸਮਾਨ ਦੇ ਵਿਲੱਖਣ ਪੱਖ ਤੋਂ ਆਰ ਆਰ = h ਐਚ m 57 ਮੀ .5 48. s ਸੈ, ਦਸੰਬਰ = −04 ° ′′ ′ ″′ at ਵਿੱਚ, ਮੋਨੋਸਰੋਸ ਤਾਰਾ ਦੇ ਪੱਛਮੀ ਹਿੱਸੇ ਵਿੱਚ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦਾ ਹੈ। ਸੂਰਜ ਦੀ ਪੂਰਨਤਾ 4.83 ਹੈ, ਅਤੇ 1.834 ਪਾਰਸੈਕਸ ਦੀ ਦੂਰੀ 'ਤੇ, ਇਹ ਇਕ ਪਹਿਲੇ-ਮਾਪ ਦਾ ਤਾਰਾ ਹੋਵੇਗਾ, ਕਿਉਂਕਿ ਪੋਲੂਕਸ ਧਰਤੀ ਤੋਂ ਹੈ. [ਨੋਟ 2]
ਪ੍ਰੋਟੋਸਟਾਰ:
ਇੱਕ ਪ੍ਰੋਟੋਸਟਾਰ ਉਹ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਤਾਰੇ ਦੇ ਬਣਨ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਤੁਹਾਡੇ ਕੋਲ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਇੱਕ ਪ੍ਰੋਟੋਸਟਾਰ ਇੱਕ ਗੈਸ ਦਾ ਭੰਡਾਰ ਹੈ ਜੋ ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਅਣੂ ਬੱਦਲ ਤੋਂ .ਹਿ ਗਿਆ ਹੈ.
ਸਧਾਰਣ ਵਿਕਾਸ ਦਾ ਪ੍ਰੋਟੋਸਟਾਰ ਪੜਾਅ ਲਗਭਗ 100,000 ਸਾਲ ਦਾ ਹੈ. ਸਮੇਂ ਦੇ ਨਾਲ, ਗੰਭੀਰਤਾ ਅਤੇ ਦਬਾਅ ਵਧਦਾ ਹੈ, ਪ੍ਰੋਟੋਸਟਾਰ ਨੂੰ collapseਹਿਣ ਲਈ ਮਜਬੂਰ ਕਰਦਾ ਹੈ.
ਪ੍ਰੋਟੋਸਟਾਰ ਦੁਆਰਾ ਜਾਰੀ ਕੀਤੀ ਗਈ ਸਾਰੀ ਰਜਾ ਕੇਵਲ ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ energyਰਜਾ ਦੁਆਰਾ ਹੀਟਿੰਗ ਤੋਂ ਮਿਲਦੀ ਹੈ - ਪਰਮਾਣੂ ਫਿusionਜ਼ਨ ਪ੍ਰਤੀਕਰਮ ਅਜੇ ਸ਼ੁਰੂ ਨਹੀਂ ਹੋਏ.
ਸਟਾਰ ਦਾ ਜਨਮ (ਵੀਡੀਓ)
ਤਾਰਿਆਂ ਦਾ ਤਾਪਮਾਨ
[/ਸੁਰਖੀ]
ਤੁਹਾਨੂੰ ਇਹ ਜਾਣ ਕੇ ਹੈਰਾਨੀ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ ਕਿ ਤਾਰਿਆਂ ਦਾ ਰੰਗ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ 'ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਸਭ ਤੋਂ ਚੰਗੇ ਤਾਰੇ ਲਾਲ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣਗੇ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਸਭ ਤੋਂ ਗਰਮ ਤਾਰੇ ਨੀਲੇ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣਗੇ. ਅਤੇ ਤਾਰੇ ਦਾ ਤਾਪਮਾਨ ਕਿਸ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ? ਇਹ ਸਭ ਪੁੰਜ ਤੇ ਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.
ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਸਭ ਤੋਂ ਆਮ ਤਾਰੇ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਤੌਰ 'ਤੇ ਛੋਟੇ ਛੋਟੇ ਛੋਟੇ ਬੌਣੇ ਤਾਰੇ ਹਨ. ਇਨ੍ਹਾਂ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿਚ ਸੂਰਜ ਦਾ ਪੁੰਜ ਲਗਭਗ 7.5% ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਲਗਭਗ 50% ਚੋਟੀ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਆ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਆਪਣੇ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਬਾਲਣ ਦੇ ਭੰਡਾਰਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਬਹੁਤ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਕਰਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਇਹ # 8217s ਮੰਨਦੇ ਹਨ ਕਿ ਸੂਰਜ ਦਾ ਪੁੰਜ 10% ਦੇ ਨਾਲ ਇੱਕ ਲਾਲ ਬੌਣਾ ਤਾਰਾ 10 ਟ੍ਰਿਲੀਅਨ ਸਾਲਾਂ ਜਾਂ ਇਸ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸਮੇਂ ਤੱਕ ਜੀ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਸਾਡਾ ਆਪਣਾ ਸੂਰਜ ਸਿਰਫ 12 ਅਰਬ ਸਾਲਾਂ ਤੱਕ ਜੀਵੇਗਾ. ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦਾ ਸਤ੍ਹਾ ਦਾ ਤਾਪਮਾਨ 500, .०० ਕੈਲਵਿਨ ਤੋਂ ਘੱਟ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਹੀ ਕਾਰਨ ਹੈ ਕਿ ਉਹ ਸਾਡੀਆਂ ਅੱਖਾਂ ਵਿੱਚ ਲਾਲ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੇ ਹਨ.
ਸਾਡਾ ਆਪਣਾ ਸੂਰਜ ਪੀਲੇ ਰੰਗ ਦੇ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ ਵਜੋਂ ਸ਼੍ਰੇਣੀਬੱਧ ਹੈ. ਇਸ ਦਾ ਸਤ੍ਹਾ ਤਾਪਮਾਨ ਲਗਭਗ 5,800 ਕੈਲਵਿਨ ਹੈ. ਇਸ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਕਾਰਨ, ਅਸੀਂ ਸੂਰਜ ਤੋਂ ਪ੍ਰਸਾਰਿਤ ਹੁੰਦੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦਾ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਹਿੱਸਾ ਪੀਲਾ / ਚਿੱਟਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਸਾਡਾ ਸੂਰਜ ਆਪਣੀ ਜ਼ਿੰਦਗੀ ਦੇ 4.5 ਅਰਬ ਸਾਲਾਂ ਤੋਂ ਮੁੱਖ ਪੜਾਅ 'ਤੇ ਰਿਹਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਹ 8217s ਹੋਰ 7 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਜਾਂ ਇਸ ਤੋਂ ਵੱਧ ਰਹਿਣ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕਰਦਾ ਹੈ.
ਸਭ ਤੋਂ ਗਰਮ ਤਾਰੇ ਨੀਲੇ ਤਾਰੇ ਹਨ. ਇਹ ਲਗਭਗ 10,000 ਕੈਲਵਿਨ ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ ਤੇ ਸ਼ੁਰੂ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡਾ, ਗਰਮ ਨੀਲਾ ਸੁਪਰਮਜੈਂਟ 40,000 ਕੈਲਵਿਨ ਤੋਂ ਵੱਧ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਦਰਅਸਲ, ਨੀਲੇ ਤਾਰੇ ਦੀ ਸਤਹ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਆ ਰਹੀ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀ energyਰਜਾ ਅਤੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਅਲਟਰਾਵਾਇਲਟ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਸ਼੍ਰੇਣੀਬੱਧ ਕੀਤੇ ਜਾ ਸਕਦੇ ਹਨ, ਇਹ ਸਿਰਫ ਸਾਡੀ ਅੱਖਾਂ ਹੀ ਦੇਖਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਉੱਚੇ ਰੰਗਤ ਵਿੱਚ ਨਹੀਂ ਜਾ ਸਕਦੀ.
ਅਸੀਂ ਇੱਥੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਟੂਡੇ ਉੱਤੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਬਾਰੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਲੇਖ ਲਿਖੇ ਹਨ. ਇੱਥੇ & # 8217 ਇਸ ਬਾਰੇ ਇੱਕ ਲੇਖ ਹੈ ਕਿ ਕਿਵੇਂ ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਰਹਿਣ ਯੋਗ ਜ਼ੋਨ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਇੱਥੇ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਕਿਵੇਂ ਧੂੜ ਭਰੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਨੂੰ ਸਾਫ ਕਰ ਸਕਦੀ ਹੈ ਬਾਰੇ ਇੱਕ ਲੇਖ ਹੈ.
ਅਸੀਂ ਤਾਰਿਆਂ ਬਾਰੇ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਕਈ ਐਪੀਸੋਡ ਰਿਕਾਰਡ ਕੀਤੇ ਹਨ। ਇਹ ਦੋ ਹਨ ਜੋ ਤੁਸੀਂ ਮਦਦਗਾਰ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹੋ: ਕਿੱਸਾ 12: ਬੇਬੀ ਸਟਾਰਸ ਕਿੱਥੋਂ ਆਉਂਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਐਪੀਸੋਡ 13: ਤਾਰੇ ਕਿੱਥੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਜਦੋਂ ਉਹ ਮਰਦੇ ਹਨ?
ਰੈੱਡ ਡਵਰਫ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਬਾਰੇ 10 ਦਿਲਚਸਪ ਤੱਥ
ਚਿੱਤਰ ਕ੍ਰੈਡਿਟ: ਚੰਦਰ ਅਤੇ ਐਕਸਐਮਐਮ-ਨਿ imageਟਨ ਰੈੱਡ ਬੌਨ ਸਟਾਰ ਪ੍ਰੋਕਸੀਮਾ ਸੈਂਟੀਰੀ ਦੀ ਤਸਵੀਰਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਹੋਰ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਉਲਟ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਸਪੱਸ਼ਟ ਅਤੇ ਅਸਪਸ਼ਟ ਵਰਗੀਕਰਨ ਦੇ ਮਾਪਦੰਡ ਹਨ, ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ ਕਈ ਕਿਸਮਾਂ, ਚਮਕਦਾਰ ਅਤੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਵਿਚ ਫਸ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਦਾ ਹੁਣ ਤਕ ਸਹੀ ਵਰਗੀਕਰਨ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ. ਵਾਸਤਵ ਵਿੱਚ, ਸ਼ਬਦ "ਲਾਲ ਬਾਂਹ" ਵਿੱਚ ਸਭ ਸ਼ਾਮਲ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ, ਜੇ ਸਾਰੇ ਕੇ-ਕਿਸਮ ਦੇ ਨਹੀਂ ਅਤੇ ਪਹਿਲੇ ਤਾਰੇ, ਕਲਾਸ ਵਿੱਚ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਬੌਨੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦਾ ਜ਼ਿਕਰ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਸਪੈਕਟਰਲ ਕਿਸਮ K5V ਤੋਂ M5V ਤੱਕ ਹੁੰਦੀ ਹੈ.
ਫਿਰ ਵੀ, ਲਾਲ ਬੱਤੀਆਂ, ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਸਭ ਤੋਂ ਜ਼ਿਆਦਾ ਕਿਸਮ ਦੇ ਤਾਰੇ, ਜਨਤਾ ਹਨ ਜੋ ਸੂਰਜ ਨਾਲੋਂ 7.5 ਅਤੇ 50 ਪ੍ਰਤੀਸ਼ਤ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਭਿੰਨ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਭੂਰੇ ਬੌਨੇ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਅਗਲੇ ਹੋਰ ਵਿਸ਼ਾਲ ਕਿਸਮਾਂ ਦੇ ਪੀਲੇ ਵੀ ਸ਼ਾਮਲ ਹਨ. ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਵਾਂਗ, ਬਾਂਹ ਲਾਲ ਬੱਤੀਆਂ ਦਾ ਘੱਟ ਹੋਇਆ ਆਕਾਰ ਦਾ ਅਰਥ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਸੂਰਜ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲੇ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਘੱਟ ਤਾਪਮਾਨ 6,380 F (3,500 C) ਤੋਂ ਘੱਟ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਉਦਾਹਰਣ ਵਜੋਂ, ਜਿਸਦਾ ਪ੍ਰਭਾਵਸ਼ਾਲੀ ਤਾਪਮਾਨ 9,900 F (5,500 C) ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਹੇਠਾਂ ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰਿਆਂ ਬਾਰੇ ਦਸ ਹੋਰ ਦਿਲਚਸਪ ਤੱਥ ਹਨ ਜੋ ਤੁਸੀਂ ਸ਼ਾਇਦ ਨਹੀਂ ਜਾਣੇ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹੋ ਜੋ ਤੁਸੀਂ ਨਹੀਂ ਜਾਣੇ ਹੋ ਸਕਦੇ.
ਲਾਲ ਬੌਣੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਨੂੰ ਪਛਾੜ ਦੇਣਗੇ
ਸਾਰੇ ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਸੰਵੇਦਕ ਹਨ, ਜਿਸਦਾ ਅਰਥ ਹੈ ਕਿ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਕੋਰ 'ਤੇ ਹੀਲੀਅਮ ਜਮ੍ਹਾਂ ਹੋਣ ਦੀ ਬਜਾਏ, ਇਨ੍ਹਾਂ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿਚਲੀ ਹਿੱਲਿਅਮ ਲਗਾਤਾਰ ਸਾਰੇ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿਚ ਮਿਲਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ, ਪ੍ਰੋਟੋਨ-ਪ੍ਰੋਟੋਨ ਚੇਨ ਪ੍ਰਤੀਕਰਮ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਮਾਣੂ ਸੰਸਲੇਸ਼ਣ ਹੌਲੀ ਹੋ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜਿਸਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਇਹ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਬਹੁਤ ਲੰਬੀ ਉਮਰ ਦੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਦਰਅਸਲ, ਅਧਿਐਨ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਘੱਟ ਜਨਤਕ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਸੂਰਜ ਨੂੰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਅਨੁਪਾਤ ਦੀ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਤੀਜੀ ਜਾਂ ਚੌਥੀ ਸ਼ਕਤੀ ਦੁਆਰਾ ਪਛਾਣੇਗੀ, ਜਿਸਦਾ ਅਰਥ ਹੈ ਕਿ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਘੱਟੋ ਘੱਟ 10 ਟ੍ਰਿਲੀਅਨ ਸਾਲਾਂ ਤੱਕ ਜੀਉਂਦੇ ਰਹਿਣਗੇ, ਉਹ ਸਭ ਤੋਂ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਤਕ ਜੀਵਣ ਵਾਲੇ ਹਨ
ਜਿੰਨਾ ਹਲਕਾ ਲਾਲ ਬੌਣਾ, ਜਿੰਨਾ ਚਿਰ ਇਸਦਾ ਜੀਉਂਦਾ ਹੈ
ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਤੱਕ ਰਹਿਣ ਦੀ ਉਮੀਦ ਦੇ ਇੱਕ ਉਦਾਹਰਣ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ, ਹੇਠ ਲਿਖਿਆਂ 'ਤੇ ਗੌਰ ਕਰੋ: ਇੱਕ ਆਮ 0.16 ਸੂਰਜੀ ਪੁੰਜ ਲਾਲ ਬੱਤਾ, ਜੋ ਕਿ ਲਗਭਗ ਬਾਰਨਾਰਡ ਸਟਾਰ ਦਾ ਪੁੰਜ ਹੈ, ਦੇ ਕ੍ਰਮ ਵਿੱਚ ਵਿਕਸਤ ਹੋਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ, ਆਮ ਤੌਰ' ਤੇ ਲਗਭਗ 2.5 ਟ੍ਰਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਖਰਚ ਕਰੇਗਾ. ਇੱਕ ਨੀਲਾ ਬੌਣਾ. ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਲਗਭਗ 13.8 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਪੁਰਾਣਾ ਹੈ, ਇਸ ਲਈ ਨੀਲੇ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ ਸਿਧਾਂਤਕ ਨਮੂਨਿਆਂ ਤੇ ਅਧਾਰਤ ਹਨ, ਅਤੇ ਘੱਟੋ ਘੱਟ 5 ਅਰਬ ਸਾਲ ਜਿਉਣ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਜਿਸ ਦੌਰਾਨ ਇਸਦਾ ਸੂਰਜ ਦੀ ਚਮਕ ਦਾ ਲਗਭਗ 30% ਹਿੱਸਾ ਹੋਵੇਗਾ, ਅਤੇ ਪ੍ਰਭਾਵਸ਼ਾਲੀ ਤਾਪਮਾਨ 6,500 ਕੇ ਅਤੇ 8,500 ਕੇ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ.
ਸਾਰੇ ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ ਧਾਤ ਹੁੰਦੇ ਹਨ
ਸਾਰੇ ਜਾਣੇ ਜਾਂਦੇ ਲਾਲ ਬੱਤੀਆਂ ਵਿਚ ਧਾਤਾਂ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ, ਜੋ ਕਿ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਸੰਬੰਧੀ ਅਰਥਾਂ ਵਿਚ ਇਹ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿਚ ਉਹ ਤੱਤ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਜੋ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਅਤੇ ਹੀਲੀਅਮ ਨਾਲੋਂ ਭਾਰੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਕਿੰਨੇ ਸਮੇਂ ਲਈ ਜੀ ਰਹੇ ਹਨ, ਇਹ ਵਿਚਾਰਨਾ ਬੜਾ ਅਜੀਬ ਹੈ, ਖ਼ਾਸਕਰ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਮੌਜੂਦਾ ਸਿਧਾਂਤ ਅਨੁਸਾਰ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਲਾਲ ਬੱਤੀਆਂ ਜੋ ਤਾਰੇ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਪਹਿਲੇ ਫਟਣ (ਜਨਸੰਖਿਆ III ਦੇ ਤਾਰੇ) ਦੇ ਦੌਰਾਨ ਬਣੀਆਂ ਹੋਣਗੀਆਂ ਉਹ ਧਾਤ-ਗਰੀਬ ਹੋਣਗੀਆਂ, ਪਰ ਫਿਰ ਵੀ ਜ਼ਿੰਦਾ ਹਨ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਅਜੇ ਤੱਕ ਕੋਈ ਵੀ ਧਾਤ-ਮਾੜੀ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਨਹੀਂ ਲੱਭੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸ ਗੱਲ ਦਾ ਇੱਕ ਵਿਹਾਰਕ ਵੇਰਵਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਕੇਸ ਕਿਉਂ ਹੈ ਅਜੇ ਵੀ ਜਾਂਚਕਰਤਾਵਾਂ ਨੂੰ ਸ਼ਾਮਲ ਕਰਨਾ ਜਾਰੀ ਹੈ.
ਇੱਥੇ ਕੋਈ “ਸਟੈਂਡਰਡ” ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ ਨਹੀਂ ਹਨ
ਇਸ ਤੱਥ ਦੇ ਬਾਵਜੂਦ ਕਿ ਇਕ ਕਲਾਸ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ, ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਦੀ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡੀ ਆਬਾਦੀ ਦਾ ਹਿੱਸਾ ਹਨ, ਕਲਾਸ ਦਾ ਵਰਣਨ ਕਰਨ ਲਈ ਇਕਸਾਰ ਮਿਆਰ ਨਹੀਂ ਹੈ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਹੋਰ ਸਾਰੀਆਂ ਸਿਤਾਰਾ ਕਲਾਸਾਂ ਦੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ ਇੱਕ ਮਿਆਰੀ ਵਰਗੀਕਰਣ ਮਾਡਲ ਤਿਆਰ ਕਰਨ ਦੀਆਂ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਕੋਸ਼ਿਸ਼ਾਂ ਕੀਤੀਆਂ ਗਈਆਂ ਹਨ, ਪਰੰਤੂ ਅੱਜ ਵਰਤੀਆਂ ਜਾ ਰਹੀਆਂ ਵੱਖ ਵੱਖ ਵਰਗੀਕਰਣ ਸਕੀਮਾਂ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਸਹਿਮਤੀ ਪ੍ਰਤੀਤ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਦੇ ਬਾਵਜੂਦ, ਲਾਲ ਬੱਤੀਆਂ ਲਈ ਪ੍ਰਾਇਮਰੀ ਸਪੈਕਟਰਲ ਕਲਾਸਾਂ 'ਤੇ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਕੁਝ ਸਮਝੌਤਾ ਹੋਇਆ ਹੈ. ਕੁਝ ਸਟਾਰ ਉਦਾਹਰਣ ਇੱਥੇ ਸੂਚੀਬੱਧ ਹਨ, ਬ੍ਰੈਕਟਾਂ ਵਿੱਚ ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਵਧੀਆ ਵਰਗੀਕਰਣ ਦੇ ਨਾਲ: ਜੀਜੇ 270 (ਐਮ0 ਵੀ), ਜੀਜੇ 229 ਏ (ਐਮ 1 ਵੀ), ਲਾਂਡੇ 21185 (ਐਮ 2 ਵੀ), ਗਲਾਈਜ਼ 581 (ਐਮ 3 ਵੀ), ਜੀਜੇ 402 (ਐਮ 4 ਵੀ), ਜੀਜੇ 51 (ਐਮ 5 ਵੀ), ਵੁਲਫ 359 (ਐਮ 6 ਵੀ), ਵੈਨ ਬੀਸਬਰੋਕ 8 (ਐਮ 7 ਵੀ), ਵੀਬੀ 10 (ਐਮ 8 ਵੀ), ਐਲਐਚਐਸ 2924 (ਐਮ 9 ਵੀ).
ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਦੇ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਸਿਤਾਰੇ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਹਨ
ਸੂਰਜ ਦੇ ਆਸ ਪਾਸ ਦੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਅਧਿਐਨ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ, ਇਹ ਜਾਪਦਾ ਹੈ ਕਿ ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ ਆਕਾਸ਼ਵਾਣੀ ਗਲੈਕਸੀ ਦੀ ਕੁੱਲ ਸਧਾਰਣ ਆਬਾਦੀ ਦਾ 75% ਬਣ ਸਕਦੇ ਹਨ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਆਪਟੀਕਲ ਸਹਾਇਤਾ ਤੋਂ ਬਿਨਾਂ, ਇੱਕ ਵੀ ਲਾਲ ਬੱਤਾ ਧਰਤੀ ਤੋਂ ਦਿਖਾਈ ਨਹੀਂ ਦਿੰਦਾ. . ਇਸ ਦੇ ਬਾਵਜੂਦ, ਸੂਰਜ ਦੇ ਨੇੜਲੇ ਸੱਠ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿਚੋਂ, ਪੰਜਾਹ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਹਨ, ਅਤੇ ਨਜ਼ਦੀਕੀ ਪਰਾਕਸੀਮਾ ਸੇਂਟੌਰੀ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਇਕ ਐਮ 5-ਕਿਸਮ ਦਾ ਲਾਲ ਬੌਣਾ ਹੈ ਜਿਸਦਾ ਜ਼ਾਹਰ 11.05 ਹੈ.
ਸਾਰੇ ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ ਘੱਟ-ਪੁੰਜ, ਘੱਟ ਚਮਕਦਾਰ ਤਾਰੇ ਹਨ
ਲਾਲ ਬੱਤੀਆਂ ਦੀ ਜਨਤਾ ਅਤੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਬਹੁਤ ਵੱਖਰੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, M9V- ਕਿਸਮ ਦੇ ਤਾਰੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦਾ ਲਗਭਗ 7.5% ਅਤੇ ਸੂਰਜ ਦੇ 0.015% ਦੇ ਭਾਰ ਦਾ ਭਾਰ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਜਦੋਂ ਕਿ M0V ਵਰਗ ਦੇ ਤਾਰੇ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡੇ ਅਤੇ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡੇ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਹਨ. ਭਾਵੇਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦਾ ਭਾਰ ਸੂਰਜ ਦੇ ਸਿਰਫ 60% ਹਿੱਸੇ ਤੇ ਹੈ, ਅਤੇ ਸਿਰਫ ਲਗਭਗ 7.2% ਚਮਕਦੇ ਹਨ.
ਸਟਾਰ ਕਲੱਸਟਰਾਂ ਦੀ ਉਮਰ ਦੀ ਗਣਨਾ ਕਰਨ ਲਈ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਵਰਤੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ
ਕਿਉਂਕਿ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਬਹੁਤ ਲੰਮੇ ਸਮੇਂ ਲਈ ਰਹਿੰਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਜਿੰਨਾ ਚਿਰ ਉਹ ਕਰਦੇ ਹਨ ਦੇ ਮੁੱਖ ਤਰਤੀਬ 'ਤੇ ਰਹਿੰਦੇ ਹਨ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਜਨਤਾ ਨੂੰ ਉਸ ਪੁੰਜ ਦਾ ਅੰਦਾਜ਼ਾ ਲਗਾਉਣ ਲਈ ਵਰਤਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ ਜਿਸ' ਤੇ ਵਧੇਰੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਤਾਰੇ ਮੁੱਖ ਲੜੀ ਤੋਂ ਉੱਭਰਦੇ ਹਨ, ਜਿਸ ਬਿੰਦੂ ਦਾ ਅੰਦਾਜ਼ਾ ਲਗਾਉਣ ਲਈ ਵਰਤਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਹਰ ਕਿਸਮ ਦੇ ਸਟਾਰ ਕਲੱਸਟਰਾਂ ਦੀ ਉਮਰ ਦੇ ਨਾਲ ਨਾਲ ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਡਿਸਕ ਅਤੇ ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਹੈਲੋ ਵਰਗੇ ਹੋਰ structuresਾਂਚਿਆਂ ਦੀ ਉਮਰ 'ਤੇ ਘੱਟ ਸੀਮਾ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਦੇ ਹੋਏ.
ਲਗਭਗ 40% ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ "ਸੁਪਰ-ਧਰਤੀ" ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੀ ਮੇਜ਼ਬਾਨੀ ਕਰਦੇ ਹਨ
ਵਿਸਥਾਰਤ ਪੜਤਾਲਾਂ ਅਤੇ ਅਧਿਐਨਾਂ ਨੇ ਦਿਖਾਇਆ ਹੈ ਕਿ 40% ਤੱਕ ਲਾਲ ਬੱਤੀ “ਸੁਪਰ-ਧਰਤੀ” ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੀ ਮੇਜ਼ਬਾਨੀ ਕਰ ਰਹੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਖ਼ਾਸਕਰ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਆਸ-ਪਾਸ ਰਹਿਣ ਯੋਗ ਜ਼ੋਨਾਂ ਵਿਚ, ਜਿੱਥੇ ਤਰਲ ਪਾਣੀ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਦੀ ਉਮੀਦ ਹੈ. ਇਸ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ, ਕੰਪਿ modelsਟਰ ਮਾਡਲਾਂ ਨੇ ਖੁਲਾਸਾ ਕੀਤਾ ਹੈ ਕਿ ਘੱਟ ਤੋਂ ਘੱਟ 90% ਗ੍ਰਹਿ ਗ੍ਰਹਿ ਜੋ ਲਾਲ ਬੱਧਣ ਵਾਲੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਘੁੰਮਦੇ ਹਨ ਘੱਟੋ ਘੱਟ 10% ਪਾਣੀ ਪਾਉਂਦੇ ਹਨ (ਜੋ ਕਿ ਵੱਡੇ ਪੱਧਰ ਤੇ) ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਦੁਆਲੇ ਇਸ ਸ਼੍ਰੇਣੀ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿ ਡੂੰਘੇ ਤਰਲ ਪਾਣੀ ਨਾਲ areੱਕੇ ਹੋਏ ਹਨ. ਸਮੁੰਦਰਾਂ
ਲਾਲ ਬੱਧਨਾਂ ਦੇ ਚੱਕਰ ਕੱਟ ਰਹੇ ਸੁਪਰ-ਧਰਤੀ ਗ੍ਰਹਿ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ ਰਹਿਣ ਯੋਗ ਨਹੀਂ ਹਨ
ਬਦਕਿਸਮਤੀ ਨਾਲ, ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਦੁਆਲੇ ਧਰਤੀ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿ ਲਗਭਗ ਨਿਸ਼ਚਤ ਤੌਰ 'ਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਚੱਕਰ ਲਗਾਉਂਦੇ ਹਨ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਉਹ ਆਪਣੇ ਮੇਜ਼ਬਾਨ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਨੇੜੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਕੁਝ ਮਾਮਲਿਆਂ ਵਿੱਚ, ਗ੍ਰਹਿ ਸਿਰਫ 6 ਮਿਲੀਅਨ ਕਿਲੋਮੀਟਰ ਦੀ ਦੂਰੀ ਤੇ ਘੁੰਮ ਰਹੇ ਹਨ, ਮਤਲਬ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਦਾ ਇੱਕ ਪਾਸਾ ਭੁੰਨ ਜਾਵੇਗਾ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਦੂਸਰਾ ਪਾਸਾ ਪੱਕੇ ਤੌਰ ਤੇ ਜੰਮ ਜਾਣ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਨਵੇਂ ਅਧਿਐਨ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਕੁਝ ਮਾਮਲਿਆਂ ਵਿੱਚ, ਤਰਲ ਸਮੁੰਦਰ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਗਰਮੀ ਅਤੇ ਹੋਰ ਜਲਵਾਯੂ ਦੀਆਂ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਨੂੰ ਅਜਿਹੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੇ ਠੰਡੇ, ਹਨੇਰੇ ਵਾਲੇ ਪਾਸੇ ਲਿਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ.
ਇੱਕ ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਦੇ ਧਰਤੀ ਦੇ ਸੱਤ ਗ੍ਰਹਿ ਹਨ
ਜਦੋਂ ਕਿ ਕੰਪਿ computerਟਰ ਮਾਡਲਿੰਗ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦੀ ਹੈ ਕਿ ਧਰਤੀ ਦੇ ਕਿਸਮ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿ ਕਿਸੇ ਵੀ ਹੋਰ ਕਿਸਮ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿ ਨਾਲੋਂ ਲਾਲ ਬੌਨੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਬਣਨ ਦੀ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਸੰਭਾਵਨਾ ਹੈ, ਇਕ ਲਾਲ ਬੱਤਾ, ਮਨੋਨੀਤ ਟ੍ਰੈਪਪਿਸਟ -1, ਸੱਤ ਧਰਤੀ-ਆਕਾਰ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੀ ਮੇਜ਼ਬਾਨੀ ਕਰਨ ਲਈ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਦੋ ਗ੍ਰਹਿ ਚੱਕਰ ਕੱਟਦੇ ਹਨ ਰਹਿਣ ਯੋਗ ਜ਼ੋਨ ਵਿਚ ਤਾਰਾ. The system is located about 39 light years away, in the constellation Aquarius.
Birth of a Red Dwarf
Red Dwarf stars form like all other stars do: out of a great stellar nebula, which is essentially a “space cloud” comprised of gas and dust, maybe even some ice. These clouds are drawn inwards towards the highest density and concentration of particles within the cloud due to the mutual gravitational attraction of all the atoms together. As the atoms of the cloud fall inwards toward the clouds highest density and gravitational center, the cloud begins to rotate more and more quickly as the elements get closer to the proto-stellar-core. (The technical reason is because the falling mass must conserve angular momentum, which is a fancy way of saying that objects orbit a gravitational body faster the closer they are to it, and slower the further they are from the object.)
The material clumps together at the center, where there is the highest density, essentially forming a giant blob of gas that whose matter becomes more tightly packed and concentrated (dense) at the geometric center. Due to the nature of gravity as well as the spin of masses in space this forms astronomical objects into roughly spherical shape.
As more and more atoms accumulate into the giant ball of gas, the density and pressure of this predominantly hydrogen ball increase. Consider it like a large pile of people. If you have one person on top of you, then you feel that reasonable weight, which is bearable. Yet with each person added onto the pile that weight quickly becomes crushing, so that even after 4 average-sized individuals (
600 lbs) you can literally die from both suffocation and, well, flattening, because the mass on top of you is so great. This occurs with stars too, though atoms possess superior structural integrity than people so it takes a great deal more mass to significantly alter their dynamics and transition them into new phases of matter (in this case plasma).
Every atom that accumulates onto the proto-star as the nebula collapses increases the mass that is pushing on the atoms at the center of the star. This increase in mass increases the pressure in the core, which further drives the temperature upwards. The center of the proto-star is where the stellar core will eventually be. Though as the nebula collapses, we do not yet have a true stellar core because this spheroid blob of hot matter has not yet reached temperatures, pressures, and densities in the core to ignite nuclear fusion – to produce light – thus, it is a proto-star, not a ਤਾਰਾ.
The greater the mass at the center, the greater the pressure these atoms are under, which means they are bouncing around and colliding at a prodigious rate because the core of the proto-star is getting more and more dense, and also getting hotter and hotter. The matter is tightly packed so the atoms are essentially vibrating and colliding with one another more and more frequently, this increase of kinetic energy (motion) of atoms and its transfer in collisions is what we measure as heat. As the density, pressure, and temperature of the stellar core increases eventually, if the proto-star is at least
7.5% nuclear fusion will reach a sustainable rate.
Only once nuclear fusion begins does this ball of gas become a star. As stated above, if the nebula was not massive enough to form a gas ball at least about 7.5% the mass of the Sun (which is still a staggering 1.5e30 kg) then core density, pressure, and temperature will not be great enough to ignite nuclear fusion, thus it will not become a star.
This ball of gas will still be hot. It will shine in infrared (heat), though it won’t shine in the Visible Light wavelength and will be little different from a large gas giant planet such as Jupiter. These are called ਭੂਰੇ Dwarfs, which can be quite challenging to distinguish from small red dwarfs at the interstellar distances that we must observe from. Without thermonuclear fusion a brown dwarf will not shine in the Visible Light range of the Electromagnetic Spectrum, so it will not be a star.
Also, as the gas falls inwards during the proto-star phase, the rotation of the gradually forming ball of hot gas results in an accretion disc forming around this slowly forming ball of hot gas, just like the rings of Saturn. An accretion disc, called a proto-planetary disc when they are around young stars (or a proplyd for short) are what provide the material that planets are born out of. This is how all the planets in our solar system were born, as a fundamental extension of the very process of the formation of stars. So if there are 200 billion stars in our Milky Way Galaxy alone (compared to about 1 trillion for our neighboring Andromeda galaxy) and if our Sun’s system has 9 planets, then there are easily over a trillion planets in the Milky Way. That is a conservative estimate. So how much life is there in the Milky Way?
This is essentially the same process that describes the birth of all stars. However, red dwarfs are the least massive class of stars, containing about 7.5% – 50% the atomic material (by mass) as the Sun. So perhaps the greatest distinction between the formation of a red dwarf and some other type of more massive star can be generally summed up as: smaller stars form from smaller nebula. A nebula will collapse once it reaches the Jean’s Mass, though the classification (and size) of star(s) that are formed, if a star is formed at all, depends on how much mass ultimately makes it onto the proto-star.
10 Interesting Facts about Yellow Dwarf Stars
Image of the Sun by NASA's STEREO space-based observatoriesYellow dwarf stars are not true dwarf stars, at least not in the sense that red or white dwarf stars are dwarfs. Often used imprecisely, if not erroneously, the term “yellow dwarf” refers to stars of the “G” spectral class on the main sequence, with such stars usually having a mass of about 0.8 to 1.2 times that of the Sun, and surface temperatures of between 5,300K, and 6,000K. Below are 10 more interesting fact about yellow dwarf stars you may not have known, but bear in mind that since the Sun is a prime example of a G-type star, some of the items on this list will refer to the Sun.
The term “yellow dwarf” is a misnomer
Unlike the terms “red dwarf stars” or “white dwarf stars” that describe a class of star, the term yellow dwarf refers to a spectral class, in this case G-type main sequence stars, of which our Sun in an example, having a G2V classification. In reality though, the Sun is a white star, and only appears to be yellow because of the way Earths’ atmosphere scatters some of the Sun’s light. Nevertheless, the color of yellow dwarf stars range from white to yellow depending upon their age, and so the Sun being relatively young at 4.6 billion years is just under halfway through its life cycle and so is white.
Yellow dwarfs outshine most other stars
The most useful application of the term “yellow dwarf” is to distinguish G-type Sun-like stars from yellow giant stars. In fact, Sun-like stars outshine more than 90% of the stars in our Milky Way galaxy, which consists primarily of dimmer orange, red, and white dwarf stars that are themselves often the remains or remnants of G-type yellow dwarf stars.
G-type yellow dwarfs are mega-power generators
Being a main-sequence star, the Sun is converting hydrogen into helium at the rate of about 600 tons per second, which means that in practice, the Sun is converting about 4 million tons of matter into energy every second. To put this into perspective, we can think of the Sun as a generator that creates 30 billion times more energy per second than all the power generators on Earth combined. Other G-type yellow dwarfs that produce similar amounts of energy include the stars Alpha Centauri A, Tau Ceti, and 51 Pegasi.
The Sun is really “lazy”
While the Sun and other G-type stars produce prodigious quantities of energy, they only do so because they are as big as they are. The fact is that on small scales, the Sun and similar stars produce only about 276 or so Watts of energy per square meter, which is typically about the energy levels produced by reptiles or compost piles.
G-type stars live for only about 10 billion years
G type stars like the Sun will convert hydrogen into helium only for about 10 billion years or so, after which they will evolve into red giants, such as Aldebaran in Taurus is now. In this state, the Sun will engulf the planets Mercury, Venus, and quite possibly Earth as well. At the end of its red giant phase, the Sun will then blow off its outer layers to become a planetary nebula, while the core will contract into an Earth-sized remnant that will likely outlive the Milky Way.
By rights, Sun-like G-type stars should be green
The wavelength of light emitted by objects depend on the temperature of that object, so since the light emitted by the Sun and some similar stars peaks in the blue-green part of the visible spectrum because of its temperature, we should see it as green, right? Well, no, since the Sun also emits a large amount of red and yellow light (among others), which means that the green portion of the spectrum is drowned out. What we do see is all the light emitted by the Sun all mixed together, which produces white, that is stronger than the blue-green portion of the Sun’s emitted light. While the above is an oversimplification of a complex issue, this is the basis for the reason why we do not see green stars. Images of the Sun that are colored green are either the result of enhancement, or views of the Sun through filters that only admit green light.
The Sun is a near-perfect sphere
The Sun and other slowly rotating G-type stars are nearly perfectly spherical, since their rotational velocity is not high enough to deform them. In fact, the difference between the polar and equatorial diameters of the Sun is only 10 km (6.2 miles), which given the 695,700 km radius of the Sun, means that Sun is one of the most spherical structures ever observed in space.
G-type stars have extremely active cores
Generally speaking, G-type stars produce around 99% of the energy they create in their cores. In the case of the Sun, for example, the core comprises only 24% of its radius, and by 30% of its radius, almost no nuclear fusion takes place at all.
G-type stars are self-correcting
G-type stars are in almost perfect hydrostatic equilibrium, but not quite. As the core heats up, it expands slightly, which has the effect of cooling the core down. This reduces the rate at which fusion reactions take place, which reduces the pressure as the upper layers exert increased pressure against the core, the core heats up again, increasing the fusion rate, which increases the pressure against the overlaying layers, thereby correcting the initial expansion.
Light can take up to 1 million years to escape from a G-type star
While G-type stars like the Sun create enormous numbers of photons, those that we see as optical light can take up to 1 million years to escape through the “surface” of the star, as is the case with the Sun. The reason for this is that photons interact with billions of particles on their outward travels, and each collision deflects the light photon into a different direction. In essence, a light photon only escapes from the Sun by sheer chance, but once it does, it can travel unimpeded to reach Earth in about eight minutes and twenty seconds.
Learn about the different types of stars categorized according to their mass and temperature - red dwarfs, red giants, supergiants, white, and brown dwarf stars
When you look up at the sky, you'd be forgiven for thinking that all stars are the same, but that's far from the case. In fact, there are lots of different types of stars, from brown dwarfs to white supergiants that can be categorized according to their mass and temperature, as in this Hertzsprung-Russell diagram.
Red dwarfs are small stars with temperatures cooler than that of the sun. They are the most common stars in our galaxy and are less than half of the mass of the sun. They burn slowly and so live for a long time relative to other star types. They are positioned below the main sequence on the Hertzsprung-Russell diagram.
Red giants are cooler than the sun, so they have a red-orange tinge to the visible light they emit. Living up to their names, the largest red giants may be over 100 times the size of the sun. Red giants are stars near the end of their life. They come above the main sequence on the Hertzsprung-Russell diagram.
Stretching across the upper regions of the Hertzsprung-Russell diagram are the supergiants that cover a wide range of temperatures. These stars are truly enormous. Placed in the center of our solar system, the largest of these, such as the red supergiant Betelgeuse in Orion, would engulf all the planets out to the orbit of Saturn. Like Betelgeuse, Rigel in the Orion constellation is also a supergiant, but it has a blue-white supergiant.
Supergiants are high mass stars near the end of their life. When a supergiant dies, it explodes as a supernova then shrinks to become a black hole.
There is a group of very faint but hot stars in the bottom left of the Hertzsprung-Russell diagram. These are called white dwarfs and are so faint that none is visible to the naked eye. They are very small and dense, formed when a main sequence star reaches the end of its life. White dwarf stars gradually cool over time until they no longer emit light.
The smallest, dimmest, and coolest stars are brown dwarfs. They are at the bottom end of the Hertzsprung-Russell diagram, at the lowest part of the main sequence. They are also known as failed stars and are very difficult to detect, as they do not have sufficient mass for nuclear fusion to occur.
The main variables in star formation are mass and temperature, it is these which produce the wide variety of stars we see and many we can't.