Sininen kääpiö

Siniset kääpiöt ovat teoreettisia tähtiä, joihin pienimassaisten punaisten kääpiöiden pitäisi kehittyä evoluution seurauksena . Teoreettisten laskelmien mukaan punaisten kääpiöiden elinikä ylittää merkittävästi universumin iän , joten yksikään punainen kääpiö ei ole vielä muuttunut siniseksi. Tähdistä , joiden massa on 0,08 M ​​⊙ - noin 0,16–0,20 M , pitäisi tulla sinisiä kääpiöitä . Esimerkiksi 0,1 M⊙ punaisesta kääpiöstä tulee sininen kääpiö 5,7 biljoonaa vuotta muodostumisen jälkeen, jos maailmankaikkeus kestää niin kauan . Sen lämpötila tässä vaiheessa ylittää auringon, mutta valoisuus ei saavuta edes 0,01 L .

Evoluutio

Pääsarjan tähdet loistavat lämpöydinreaktioiden seurauksena, joissa vetyä tapahtuu niiden sisällä, minkä seurauksena tähti kehittyy : sen kemiallinen koostumus ja muut ominaisuudet muuttuvat, erityisesti energian vapautuminen lisääntyy [1] . Energian vapautumisen lisääntyessä tähden kirkkauden tulisi kasvaa, joten joko fotosfäärin lämpötilan tai sen säteen tulisi kasvaa. Jotta säde kasvaisi, on olemassa välttämättömät olosuhteet: huomattava ero kemiallisessa koostumuksessa ytimessä ja kuorissa sekä fotosfäärin optisen paksuuden kasvu lämpötilan noustessa. Tähden fotosfäärin tulisi sijaita alueella, jossa optinen paksuus on pieni, ja jos tämä indeksi kasvaa lämpötilan mukana, fotosfääri siirtyy alhaisemman lämpötilan alueelle. Nämä ehdot täyttyvät riittävän massiivisille tähdille, ja ne laajentuessaan muuttuvat punaisiksi jättiläisiksi [2] .

Sitä vastoin pienimassaiset punaiset kääpiöt pysyvät täysin konvektiivisina suurimman osan elämästään ja siksi kemiallisesti homogeenisina. Lisäksi niiden fotosfäärien lämpötilat eivät ole niin korkeita, mikä tarkoittaa, että ne voivat nousta ilman havaittavaa opasiteetin lisääntymistä - niistä tulee sinisiä kääpiöitä [2] .

Pienimassaisilla tähdillä on paljon pidempi elinikä kuin muilla: heikon kirkkautensa vuoksi ne kuluttavat hitaasti vetyä, kun taas tällaisten tähdet ovat konvektiivisia, joten lähes kaikki vety on niille saatavilla reaktioita varten, toisin kuin massiivisemmilla tähdillä: Esimerkiksi aurinko käyttää 10 % vedystä elämänsä aikana [3] . Tämän seurauksena tähdelle, jonka massa on 0,20 M , ydinaika on biljoona vuotta ja tähdellä, jonka massa on 0,08 M ​​⊙, se  on noin 10 biljoonaa vuotta. Nämä suureet ovat suuruusluokkaa vanhempia kuin maailmankaikkeuden ikä , joten sinisten kääpiöiden olemassaolo tulevaisuudessa päätellään numeeristen mallien perusteella. Havaittu pienin pääsarjasta lähteneiden tähtien massa on 0,8 M , eikä yksikään punaisista kääpiöistä, jotka muodostavat suurimman osan kaikista tähdistä, osoittanut havaittavia evoluutiomuutoksia [2] [4] . Lisäksi kaikkia kosmologisia parametreja ei tunneta riittävällä tarkkuudella takaamaan maailmankaikkeuden olemassaolon tavanomaisessa muodossaan näihin aikoihin asti: esimerkiksi tietyllä parametrijoukolla, jota havainnot eivät sulje pois, Big Rip voi tapahtua 35 miljardin vuoden kuluttua. alkuräjähdys [5] .

Ajan myötä tähtien heliumpitoisuus kasvaa, mikä numeerisen mallinnuksen mukaan johtaa läpinäkyvyyden lisääntymiseen ja lopulta konvektion lakkaamiseen ytimessä, ja mitä massiivisempi tähti, sitä pienempi heliumin osuus tähti, konvektio pysähtyy. Tähtien, joiden massa on alle 0,16 M , lämpötila ja kirkkaus nousevat ja säde muuttuu hieman ja ne muuttuvat sinisiksi kääpiöiksi. Massiivisempien punaisten kääpiöiden säde kasvaa huomattavasti, mutta ei niin paljon kuin massiivisemmilla tähdillä, jotka muuttuvat punaisiksi jättiläisiksi: tähti, jonka massa on 0,16 M kasvattaa sädettä 60 % alkuperäisestä, ja tähti, jolla on massa 0,20 M  - yli viisi kertaa. Tätä massa-aluetta voidaan pitää rajana sen välillä, jossa tähdistä tulee punaisia ​​jättiläisiä, ja sen välillä, jossa ne muuttuvat sinisiksi kääpiöiksi. Tähdistä, joiden massa on 0,25 M , tulee jo yksiselitteisesti punaisia ​​jättiläisiä: konvektio ytimessä pysähtyy, kun heliumia on alle puolet tähden massasta ja niiden enimmäissäde ylittää alkuperäisen yli suuruusluokan. Vähimmäismassa muuttua siniseksi kääpiöksi on 0,08 M⊙ , koska pienempimassaiset esineet ovat ruskeita kääpiöitä , jotka eivät pysty tukemaan vedyn ydinpolttoa . Kun lämpöydinreaktiot pysähtyvät, tähti kutistuu, jäähtyy ja himmenee muuttuen heliumin valkoiseksi kääpiöksi [2] [3] [4] .

Voimme tarkastella 0,1 M massaisen tähden kehitystä . Pääsekvenssissä tällaisen tähden valoisuus on 0,0004 L⊙ ja pintalämpötila noin 2230 K. 5,7 biljoonan vuoden kuluttua vedyn massaosa putoaa 16 prosenttiin ja konvektio ytimessä pysähtyy - tällä hetkellä tähden pintalämpötila on 3450 K ja valoisuus - 0,003 L⊙ . Sen jälkeen tähdestä tulee sininen kääpiö, ja sen evoluutio kiihtyy: seuraavien 400 miljardin vuoden aikana tähden lämpötila ylittää auringon lämpötilan, mutta tähden maksimikirkkaus ei saavuta edes 0,01 L . Jossain vaiheessa reaktiot keskustassa pysähtyvät ja siinä oleva aine rappeutuu , mutta reaktiot jatkuvat kerroslähteessä ja maksimilämpötila on 5810 K. Sen jälkeen tähti jäähtyy ja himmenee, lämpöydinreaktiot pysähtyvät siihen ja siitä tulee valkoinen kääpiö, jonka vedyn massaosuus on vain hieman yli 1 %. Muut tähdet kehittyvät samalla tavalla, mutta massiivisemmat voivat saavuttaa korkeamman lämpötilan ja valoisuuden: esimerkiksi sinisen kääpiön, jonka massa on 0,16 M , pintalämpötila voi ylittää 8000 K ja kirkkaus - 0,25 L . Tällainen valoisuus voidaan pitää suunnilleen vakiona useiden miljardien vuosien ajan, mikä saattaa mahdollistaa elämän kehittymisen tällaisen tähden planeettajärjestelmässä [2] [3] [4] .

Opiskeluhistoria

Modernin menetelmän tähtien evoluution laskentaan kehitti Lewis Henyi vuonna 1964 , mutta pitkään aikaan vain evoluutiota pidettiin joskus alle 20 miljardia vuotta, mikä ei riitä havaitsemaan punaisten kääpiöiden muutoksia [4] . Huolimatta siitä, että tällaiset tähdet muodostavat suurimman osan kaikista tähdistä , Peter Bodenheimerin johtama tutkijaryhmä pohti niiden pitkän aikavälin kehitystä ja mahdollisuutta muuttua sinisiksi kääpiöiksi ensimmäisen kerran yksityiskohtaisesti vasta vuonna 1997 .

Muistiinpanot

  1. Karttunen ym., 2007 , s. 248-249.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams FC The End of the Main Sequence  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - Voi. 482.-s. 420-432. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 . Arkistoitu alkuperäisestä 5. lokakuuta 2018.
  3. ↑ 1 2 3 4 Adams FC, Graves GJM, Laughlin G. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence  // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. - Meksiko: Universidad Nacional Autónoma de México , 2004. - Voi. 22. - s. 46-49. — ISSN 0185-1101 . Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2013.
  4. 1 2 3 4 Adams, Laughlin, 1997 , s. 338-340.
  5. Caldwell RR, Kamionkowski M., Weinberg NN Phantom Energy: Dark Energy with w  // Physical Review Letters. - 01.08.2003. - T. 91 . - S. 071301 . — ISSN 0031-9007 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.91.071301 . Arkistoitu alkuperäisestä 10. maaliskuuta 2021.

Kirjallisuus