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, nazywane także błękitnymi karłami.

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

Czerwone karły[edytuj | edytuj kod]

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. Ruchy plazmy powodują, że hel nie odkłada się w jądrze, dzięki czemu czerwony karzeł może „spalić” praktycznie cały wodór[4].

Masa a ewolucja[edytuj | edytuj kod]

Szybkość fuzji wodoru, a tym samym i jasność, rośnie z wiekiem czerwonego karła, zwiększenie jasności może nastąpić przez zwiększenie promienia lub temperatury. Całkowicie konwektywny karzeł o małej masie (<0,10 M) zużyje swój zapas wodoru, 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 pozwoli tym gwiazdom zwiększyć promień do ponad 1 R i stać się olbrzymami (przypuszczalnie żółtymi)[2]. Jeśli wzrost temperatury będzie przeważający, 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[edytuj | edytuj kod]

Przypisy[edytuj | edytuj kod]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 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. 2,0 2,1 2,2 I. Neill Reid, Suzanne L. Hawley: New Light on Dark Stars. Springer-Praxis, 2005, s. 139-142. ISBN 3540251243.
  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.