Błękitny karzeł

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Ujednoznacznienie Ten artykuł dotyczy etapu ewolucji czerwonego karła. Zobacz też: Gwiazdy typu widmowego O V - nazywana także błękitnym karłem.

Błękitny karzeł – hipotetyczna gwiazda powstała z czerwonego karła, kiedy ten wyczerpie większość zapasów paliwa wodorowego.

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[2] mld lat. Żaden błękitny karzeł nie mógł więc jeszcze powstać. Tak długa żywotność czerwonych karłów wynika z powolnego tempa fuzji jądrowej i konwektywności w całej ich objętości (ruchy plazmy powodują, że hel nie odkłada się w jądrze, dzięki czemu czerwony karzeł może "spalić" cały wodór)[3]. Szybkość fuzji wodoru, a tym samym i jasność, rośnie z wiekiem czerwonego karła, zwiększenie jasności może nastąpić przez zwiększenie promienia lub temperatury. Jeśli wzrost temperatury jest przeważający, gwiazda nie stanie się czerwonym olbrzymem, ale błękitnym karłem. Jest to możliwe, gdy przeźroczystość zewnętrznych warstw gwiazdy nie zmniejsza się ze wzrostem ich temperatury[1][4]. Zakłada się, że czerwone karły o masach z przedziału 0,08–0,25 masy Słońca staną się błękitnymi karłami, natomiast cięższe zostaną olbrzymami[1].

Ostatecznie, po wyczerpaniu całego zapasu wodoru błękitny karzeł stanie się białym karłem.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. 1,0 1,1 1,2 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. Clara Moskowitz: Universe Older Than Thought, Best Space-Time Map Yet Reveals (ang.). space.com, 2013-03-21. [dostęp 2013-04-07].
  3. Michael Richmond: Late stages of evolution for low-mass stars.
  4. Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, Fred Adams. The end of the main sequence. „The Astrophysical Journal”. 482, 1997 June 10. s. 420-432. doi:10.1086/304125.