청색왜성(적색왜성 단계)

Blue dwarf (red-dwarf stage)
다른 용도는 청색 왜성을 참조하십시오.

청색왜성은 적색왜성이 수소연료 공급량의 대부분을 소진하고 나서 적색왜성에서 발달할 것으로 예측되는 별의 종류이다.적색왜성은 수소를 천천히 융합하고 완전히 대류하기 때문에 (핵에 있는 수소 공급 전체를 융합시키는 대신) 그들은 수조 년의 수명을 가질 것으로 예측됩니다; 우주는 현재 청색왜성이 형성될 수 있을 만큼 충분히 늙지 않았지만, 그들의 미래의 존재는 그에 기초하여 예측됩니다.이론적인 [1]모델

가상 시나리오

별은 나이가 들면서 밝기가 증가하고, 더 밝은 별은 평형을 유지하기 위해 에너지를 더 빨리 방출해야 합니다.적색왜성보다 큰 별들은 크기가 커지고 표면적이 더 큰 적색거성이 됨으로써 이러한 현상을 일으킵니다.그러나 태양 질량이 0.25 미만인 적색왜성은 팽창하기보다는 표면 온도를 높이고 "블루어"가 됨으로써 복사 속도를 증가시킬 것으로 예측된다.이는 적색왜성의 표면층이 온도가 [1]상승해도 훨씬 더 불투명해지지 않기 때문입니다.

그들의 이름에도 불구하고, 청색 왜성은 반드시 청색 별이 될 만큼 온도가 상승하지는 않습니다.별의 질량이 0.06 사이인 적색왜성의 미래 진화에 대한 시뮬레이션이 실시되었습니다.M☉ 및 0.25M시뮬레이션된 질량 중 시뮬레이션 끝에 있는 가장 푸른 왜성은 0.14로 시작되었습니다☉.[1][2][3]M☉ 적색왜성은 표면온도가 약 8600 K로 끝나 A형 청백색 별이다.

별의 수명 종료

청색왜성은 결국 저장된 수소 연료를 완전히 소진하고 내부 압력은 다른 연료를 융합하기에 충분하지 않습니다.핵융합이 끝나면 이들은 더 이상 주계열성 "왜성"이 아니라 소위 백색왜성이 됩니다. 백색왜성은 이름에도 불구하고 주계열성 "왜성"이 아니며 별이 아니라 오히려 별의 [1]잔재입니다.

이전의 "청색 왜성" 별들이 퇴화된 비성형 백색 왜성이 되면, 그들은 식어 마지막 수소 융합 단계에서 남은 열을 잃게 됩니다.냉각 과정은 또한 현재 우주의 나이보다 훨씬 더 긴 엄청난 시간을 필요로 하는데, 이는 그들이 원래 적색왜성 단계에서 마지막 청색왜성 단계로 변화하는데 이전에 필요했던 엄청난 시간과 유사합니다.별의 잔존 백색왜성은 결국 식어서 흑색왜성이 될 것입니다.(우주는 별의 잔해가 "검은색"으로 식을 만큼 나이가 많지 않기 때문에, 흑색 왜성은 근거가 충분하지만 여전히 가상의 물체이다.)

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b c d Adams, F.C.; Bodenheimer, P.; Laughlin, G. (2005). "M dwarfs: Planet formation and long term evolution". Astronomische Nachrichten. 326 (10): 913–919. Bibcode:2005AN....326..913A. doi:10.1002/asna.200510440.
  2. ^ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F.C. (10 June 1997). "The end of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
  3. ^ Adams, F.C.; Laughlin, G.; Graves, G.J.M. (2004). Red dwarfs and the end of the Main Sequence. Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica. Vol. 22. pp. 46–49. CiteSeerX 10.1.1.692.5492.