Blå dværge er den teoretiske type stjerner, som røde dværge med lav masse bør udvikle sig til som et resultat af evolutionen . Ifølge teoretiske beregninger overstiger levetiden for røde dværge betydeligt universets alder , så ikke en eneste rød dværg er endnu blevet blå. Stjerner med masser fra 0,08 M ⊙ til omkring 0,16-0,20 M ⊙ bør blive blå dværge . For eksempel vil en 0,1 M⊙ rød dværg blive en blå dværg 5,7 billioner år efter dannelsen, hvis universet kan vare så længe . Dens temperatur i dette trin vil overstige solen, men lysstyrken vil ikke engang nå 0,01 L ⊙ .
Stjerner i hovedsekvensen skinner på grund af termonukleare reaktioner, der involverer brint i deres indre, som et resultat af hvilke stjernen udvikler sig : dens kemiske sammensætning og andre karakteristika ændrer sig, især øges energifrigivelsen [1] . Med en stigning i energifrigivelsen bør stjernens lysstyrke stige, derfor bør enten temperaturen på fotosfæren eller dens radius stige. For at radius kan stige, er der nødvendige betingelser: en mærkbar forskel i den kemiske sammensætning i kernen og i skallerne, samt en stigning i fotosfærens optiske tykkelse med stigende temperatur. Fotosfæren af en stjerne bør være placeret i et område, hvor den optiske tykkelse er lille, og hvis dette indeks vokser med temperaturen, flytter fotosfæren til et område med lavere temperatur. Disse betingelser er opfyldt for tilstrækkeligt massive stjerner, og de udvider sig og bliver til røde kæmper [2] .
I modsætning hertil forbliver de mest lavmassende røde dværge fuldt konvektiv i det meste af deres liv og derfor kemisk homogene. Derudover er temperaturerne på deres fotosfærer ikke så høje, hvilket betyder, at de kan stige uden en mærkbar stigning i opaciteten – de bliver til blå dværge [2] .
Stjerner med lav masse har en meget længere levetid end andre: på grund af deres lave lysstyrke forbruger de langsomt brint, mens på grund af det faktum, at sådanne stjerner er konvektive, er næsten al brint tilgængelig for dem til reaktioner, i modsætning til mere massive stjerner: Eksempelvis vil Solen bruge 10 % brint i løbet af sin levetid [3] . Som følge heraf er kernetiden for en stjerne med en masse på 0,20 M ⊙ en billion år, og for en stjerne med en masse på 0,08 M ⊙ er den omkring 10 billioner år. Disse mængder er størrelsesordener ældre end universets alder , så eksistensen af blå dværge i fremtiden udledes af numeriske modeller. Den observerede mindste masse af stjerner, der har formået at forlade hovedsekvensen, er 0,8 M ⊙ , og ingen af de røde dværge, som udgør størstedelen af alle stjerner, viste mærkbare evolutionære ændringer [2] [4] . Derudover er ikke alle kosmologiske parametre kendt med tilstrækkelig nøjagtighed til at garantere eksistensen af universet i dets sædvanlige form indtil sådanne tidspunkter: for eksempel, med et bestemt sæt parametre, der ikke er udelukket af observationer, kan en Big Rip forekomme 35 milliarder år efter Big Bang [5] .
Over tid stiger heliumindholdet i stjerner, hvilket ifølge numerisk modellering fører til en stigning i gennemsigtighed og i sidste ende til ophør af konvektion i kernen, og jo mere massiv stjernen er, jo lavere er andelen af helium i stjernen, stopper konvektionen. For stjerner med en masse mindre end 0,16 M ⊙ stiger temperaturen og lysstyrken, og radius ændres en smule, og de bliver til blå dværge. For mere massive røde dværge øges radius mærkbart, men ikke så meget som for mere massive stjerner, der bliver til røde kæmper: en stjerne med en masse på 0,16 M ⊙ øger radius med 60 % af den oprindelige, og en stjerne med en masse på 0,20 M ⊙ - mere end fem gange. Dette masseområde kan betragtes som grænsen mellem den, hvor stjerner bliver til røde kæmper, og den, hvor de bliver til blå dværge. Stjerner med en masse på 0,25 M ⊙ bliver allerede utvetydigt røde kæmper: Konvektion i kernen stopper, når helium er mindre end halvdelen af stjernens masse, og deres maksimale radius overstiger den oprindelige med mere end en størrelsesorden. Minimumsmassen for at blive til en blå dværg er 0,08 M ⊙ , da objekter med lavere masse er brune dværge , der ikke er i stand til at understøtte den nukleare forbrænding af brint . Når termonukleare reaktioner stopper, skrumper stjernen, afkøles og dæmpes og bliver til en heliumhvid dværg [2] [3] [4] .
Vi kan betragte udviklingen af en stjerne med en masse på 0,1 M ⊙ . På hovedsekvensen har en sådan stjerne en lysstyrke på 0,0004 L⊙ og en overfladetemperatur på omkring 2230 K. Efter 5,7 billioner år vil massefraktionen af brint falde til 16%, og konvektion i kernen stopper - i dette øjeblik vil stjernens overfladetemperatur være 3450 K , og lysstyrken - 0,003 L ⊙ . Derefter vil stjernen blive en blå dværg, og dens udvikling vil gå hurtigere: I løbet af de næste 400 milliarder år vil stjernens temperatur overstige soltemperaturen, men stjernens maksimale lysstyrke når ikke engang 0,01 L ⊙ . På et tidspunkt vil reaktionerne i midten stoppe, og stoffet i det vil blive degenereret , men reaktionerne vil fortsætte med at fortsætte i lagkilden, og den maksimale temperatur vil være 5810 K. Derefter vil stjernen afkøle og dæmpe, termonukleare reaktioner stopper i den, og den bliver en hvid dværg, hvor massefraktionen af brint kun vil være lidt mere end 1%. Andre stjerner udvikler sig på lignende måde, men mere massive kan nå en højere temperatur og lysstyrke: for eksempel kan overfladetemperaturen på en blå dværg med en masse på 0,16 M ⊙ overstige 8000 K , og lysstyrken - 0,25 L ⊙ . En sådan lysstyrke kan holdes på et nogenlunde konstant niveau i flere milliarder år, hvilket kan gøre det muligt for liv at udvikle sig i en sådan stjernes planetsystem [2] [3] [4] .
Den moderne metode til beregning af stjerners udvikling blev udviklet i 1964 af Lewis Henyi , men i lang tid blev kun evolution anset for til tider mindre end 20 milliarder år, hvilket ikke er nok til at opdage ændringer i røde dværge [4] . På trods af at sådanne stjerner udgør størstedelen af alle stjerner, blev deres langsigtede udvikling og muligheden for at blive til blå dværge først overvejet i detaljer først i 1997 af en gruppe videnskabsmænd ledet af Peter Bodenheimer [3] .
| Stjerner | |
|---|---|
| Klassifikation | |
| Substellære objekter | |
| Udvikling | |
| Nukleosyntese | |
| Struktur | |
| Ejendomme | |
| Beslægtede begreber | |
| Stjernelister | |