Błękitny karzeł

Błękitny karzeł – hipotetyczna gwiazda powstała z czerwonego karła, kiedy ten wyczerpie większość paliwa wodorowego. Tą ścieżką ewolucji może podążyć tylko część czerwonych karłów, o mniejszej masie nie osiągną wystarczająco dużej temperatury, a o większej przekształcą się w olbrzymy[1][2].

Czerwone karły

Czerwone karły mogą żyć nawet biliony lat (np. przewidywany czas życia czerwonego karła o masie 0,08 masy Słońca wynosi 12 bilionów lat[1]), czyli wielokrotnie dłużej niż wynosi wiek Wszechświata, szacowany obecnie na ok. 13,82[3] mld lat. Żaden błękitny karzeł nie mógł więc jeszcze powstać. Tak długa żywotność czerwonych karłów wynika z powolnego tempa fuzji jądrowej i konwekcji plazmy w znacznej części, a nawet w całej ich objętości. Ruch konwekcyjny plazmy powoduje, że hel nie odkłada się w jądrze, dzięki czemu czerwony karzeł może „spalić” praktycznie cały wodór[4].

Masa a ewolucja

Szybkość fuzji wodoru, a tym samym i jasność, rośnie z wiekiem czerwonego karła, zwiększenie jasności może nastąpić przez zwiększenie promienia lub temperatury powierzchni. Temperatura powierzchni zależy głównie od składu chemicznego powierzchni gwiazdy, zastąpienie wodoru helem podnosi temperaturę, w pewnym stopniu temperatura powierzchniowa gwiazdy zależy od przyspieszenia grawitacyjnego w fotosferze. Całkowicie konwektywny karzeł o małej masie (<0,10 M☉) zużyje wodór, przekształcając się w helowego białego karła; jego temperatura efektywna nigdy nie przekroczy ~6000 K, temperatury, jaką ma obecnie powierzchnia Słońca (żółty karzeł). Czerwone karły o masie ~0,2-0,25 M☉ i większych podążą według modeli jeszcze inną ścieżką ewolucyjną: wzrost temperatury jądra, zmniejszy wypływ helu do powierzchni, co nie zwiększy przeźroczystości warstw zewnętrznych i wymusi zwiększenie promienia do ponad 1 R☉ i przekształcenie się w olbrzyma (przypuszczalnie żółtego)[2]. Jeśli wzrost temperatury powierzchni będzie wystarczający do wypromieniowania energii, gwiazda nie stanie się olbrzymem, ale błękitnym karłem. Taką ścieżką ewolucji podąży czerwony karzeł o masie rzędu 0,15 M☉: na kilka miliardów lat osiągnie bardzo wysoką temperaturę i jasność ~0,1-0,3 L☉, przekształcając się w błękitnego karła, zanim stanie się białym karłem[1][2]. Jest to możliwe, gdy przeźroczystość zewnętrznych warstw gwiazdy nie zmniejsza się ze wzrostem ich temperatury[1][5]. Ostatecznie, po wyczerpaniu całego zapasu wodoru błękitny karzeł stanie się helowym białym karłem.

Zobacz też

Przypisy

  1. ↑ a b c d F.C. Adams, P. Bodenheimer, G. Laughlin. M dwarfs: planet formation and long term evolution. „Astronomische Nachrichten”. 326 (10), s. 913-919, grudzień 2005. DOI: 10.1002/asna.200510440 (ang.). 
  2. ↑ a b c I. Neill Reid, Suzanne L. Hawley: New Light on Dark Stars. Springer-Praxis, 2005, s. 139-142. ISBN 3-540-25124-3.
  3. ↑ Clara Moskowitz: Universe Older Than Thought, Best Space-Time Map Yet Reveals (ang.). space.com, 2013-03-21. [dostęp 2013-04-07].
  4. ↑ Michael Richmond: Late stages of evolution for low-mass stars.
  5. ↑ Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, Fred Adams. The end of the main sequence. „The Astrophysical Journal”. 482, s. 420-432, 1997-06-10. DOI: 10.1086/304125.