青色矮星は、赤色矮星が水素燃料の大半を使い果たした後に成長する、仮説上の恒星のクラスです。赤色矮星は水素の融合が遅く、完全な対流性を持つため（中心核の水素だけでなく、全ての水素が融合するため）、寿命は数兆年と予測されています。現在の宇宙は青色矮星が形成されるほど古くはありません。青色矮星の将来的な存在は、理論モデルに基づいて予測されています。[1]
仮説シナリオ
星は年齢を重ねるにつれて中心核のエネルギーと圧力が増加し、エネルギー過剰が生じます。これは、星がより明るくなる方法を見つけることを意味します。赤色矮星よりも質量の大きい星の場合、その不透明な大気のために、より明るくなるためには星が大きくならなければなりません。しかし、 0.25M☉未満の赤色矮星は、より透明な大気を持つと予測されています 。そのため、単に温度が上昇し、結果としてより青くなるだけで、明るさを増すことができます。[1]
青色矮星という名前にもかかわらず、必ずしも温度が上昇して青い恒星になるわけではない。恒星質量が0.06 M ☉から0.25 M ☉の赤色矮星の将来の進化に関するシミュレーションが実施されている。[1] [2] [3] シミュレーションされた質量の中で、シミュレーション終了時に最も青い青色矮星は、0.14 M ☉の赤色矮星として始まり、表面温度が約8,600 K（8,330 °C; 15,020 °F）にまで上昇し、A型青白色星となった。
恒星の寿命の終わり
青色矮星は最終的に水素燃料の貯蔵量を完全に使い果たすと考えられており、内部圧力は他の燃料を核融合させるには不十分です。核融合が終了すると、もはや主系列矮星ではなく、いわゆる白色矮星になります。白色矮星は、その名前にもかかわらず、主系列矮星でも恒星でもなく、むしろ恒星の残骸です。[1]
かつての「青色」矮星が縮退し、恒星ではない白色矮星になると、それらは冷却され、水素核融合の最終段階で残った熱を失います。冷却過程には、現在の宇宙の年齢よりもはるかに長い、膨大な時間が必要です。これは、かつて恒星が元の赤色矮星から最終的な青色矮星へと変化するのに必要な膨大な時間と似ています。恒星残骸の白色矮星は最終的に冷却され、黒色矮星になります。（恒星残骸が「黒色」に冷却されるほど宇宙は古くないため、黒色矮星もまた、根拠はあるものの、依然として仮説上の天体です。）
理論的には、これらの矮星は生涯のどの段階でも合体して、ヘリウム星のようなより大きな恒星になる可能性もあります。[4]このような恒星も最終的には白色矮星になり、他の恒星と同様に冷えて黒色矮星になります。
参照
参考文献
- ^ abcd アダムス、FC;ボーデンハイマー、P.ラフリン、G. (2005)。 「M矮星：惑星形成と長期進化」。天文学者。326 (10): 913–919。書誌コード:2005AN....326..913A。土井：10.1002/asna.200510440。
- ^ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, FC (1997年6月10日). 「主系列の終焉」. The Astrophysical Journal . 482 (1): 420– 432. Bibcode :1997ApJ...482..420L. doi : 10.1086/304125 . S2CID 121940819.
- ^ アダムス、FC;ラフリン、G.グレイブス、GJM (2004)。赤色矮星とメインシーケンスの終わり。 Revista Mexicana de Astronomia y Astrofísica。 Vol. 22. pp. 46–49 . CiteSeerX 10.1.1.692.5492。
- ^ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1997). 「死にゆく宇宙：天体物理学的天体の長期的な運命と進化」Reviews of Modern Physics . 69 (2): 337– 372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode :1997RvMP...69..337A. doi :10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID 12173790.
