Ta članek je med solidnimi članki

Modri ​​škrat

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Modri ​​škrat, kot ga vidi umetnik

Modri ​​palčki so teoretična vrsta zvezd, v katere bi se morali razviti rdeči palčki z nizko maso. Po teoretičnih izračunih je življenje rdečih pritlikavk veliko daljše od starosti vesolja , tako da še noben rdeči palček ni postal modri palček. Zvezde z maso od 0,08 M do približno 0,16-0,20 M postanejo modri palčki. Na primer, rdeči škrat z maso 0,1 M bo 5,7 bilijona let po nastanku postal modri pritlikavec, njegova temperatura v tej fazi bo presegla sončno, a svetilnost ne bo dosegla niti 0,01 L .

Evolucija

Zvezde glavnega zaporedja sijejo zaradi termonuklearnih reakcij s sodelovanjem vodika v njihovem črevesju, zaradi česar se zvezda razvija : spremeni se njena kemična sestava in druge značilnosti, zlasti se poveča sproščanje energije[1] . S povečanjem sproščanja energije naj bi se svetilnost zvezde povečala, zato bi se morala povečati bodisi temperatura fotosfere bodisi njen polmer. Da bi se polmer povečal, so potrebni pogoji: opazna razlika v kemični sestavi v jedru in v lupinah ter povečanje optične debeline fotosfere z naraščajočo temperaturo. Fotosfera zvezde se mora nahajati na območju, kjer je optična debelina majhna, in če se ta indeks poveča s temperaturo, se fotosfera premakne na območje nižje temperature. Ti pogoji so izpolnjeni za dovolj masivne zvezde in te, ko se širijo, postanejo rdeči velikani [2] .

Nasprotno pa rdeči palčki z najbolj nizko maso ostanejo popolnoma konvektivni večino svojega življenja, kar pomeni, da so kemično homogeni. Poleg tega temperature njihovih fotosfer niso tako visoke, kar pomeni, da se lahko povečajo brez opaznega povečanja motnosti – postanejo modri palčki [2] .

Zvezde z majhno maso imajo veliko daljšo življenjsko dobo kot druge: zaradi svoje nizke svetilnosti počasi porabljajo vodik, medtem ko imajo zaradi dejstva, da so takšne zvezde konvektivne, dostop do skoraj vsega vodika za reakcije, v nasprotju z več masivne zvezde: na primer, Sonce bo v svojem življenju porabilo 10 % vodika [3] . Zaradi jedrskega časa je za zvezdo masa 0,20 M trilijon let, za maso zvezde 0,08 M ⊙ pa približno 10 bilijonov let. Te vrednosti so za rede velikosti večje od starosti vesolja , zato je obstoj modrih pritlikavk v prihodnosti sklepan iz numeričnih modelov. Opažena najmanjša masa zvezd, ki je uspela zapustiti glavno zaporedje, je 0,8 M in niti en rdeči škrat, ki predstavlja večino vseh zvezd, ni opazil opaznih evolucijskih sprememb [2][4] .

Evolucijski tir zvezde z maso 0,1 M

Sčasoma se vsebnost helija v zvezdah poveča, kar po numeričnem modeliranju vodi do povečanja prosojnosti in na koncu do prenehanja konvekcije v jedru, in bolj masivna je zvezda, manjši je delež helija. v zvezdi se konvekcija ustavi. Pri zvezdah z maso manj kot 0,16 M se temperatura in svetilnost povečata, polmer pa se nekoliko spremeni in se spremenijo v modre pritlikavke. Pri masivnejših rdečih pritlikavkah se polmer opazno poveča, vendar ne toliko kot pri masivnejših zvezdah, ki se spremenijo v rdeče velikanke: zvezda z maso 0,16 M poveča svoj polmer za 60 % začetnega, zvezda pa z maso 0,16 M ⊙. masa 0,20 M - več kot petkrat. Ta razpon mase lahko štejemo za mejo med časom, ko zvezde postanejo rdeče velikanke, in časom, ko se spremenijo v modre pritlikavke. Zvezde z maso 0,25 M že nedvoumno postajajo rdeči velikani: konvekcija v jedru se ustavi, ko je helij manjši od polovice mase zvezde, njihov največji polmer pa je več kot za red velikosti večji od začetnega. Najmanjša masa za predelavo v modrem palčka je 0,08 M , saj so predmeti manjši masi rjave pritlikavke , ne podpirajo jedrsko izgorevanje vodika . Ko se termonuklearne reakcije ustavijo, se zvezda skrči, ohladi in zatemni ter se spremeni v helijevo belo pritlikavko [2] [3][4] .

Razmislite lahko o razvoju zvezde z maso 0,1 M . Na glavnem zaporedju ima takšna zvezda svetilnost 0,0004 L in površinsko temperaturo približno 2230 K. Čez 5,7 bilijona let bo masni delež vodika padel na 16 % in konvekcija v jedru se bo ustavila – v tem trenutku bo temperatura površine zvezde 3450 K , svetilnost pa 0,003 L . Po tem bo zvezda postala modra pritlikavka in njen razvoj bo šel hitreje: v naslednjih 400 milijardah let bo temperatura zvezde presegla sončno, vendar največja svetilnost zvezde ne bo dosegla niti 0,01 L . V nekem trenutku se bodo reakcije v središču ustavile in snov v njem se bo degenerirala , vendar se bodo reakcije nadaljevale v viru plasti, najvišja temperatura pa bo 5810 K. Po tem se bo zvezda ohladila in zbledela, termonuklearne reakcije se bodo v njej ustavile in postala bo bela pritlikavka, v kateri bo masni delež vodika le nekaj več kot 1%. Druge zvezde se razvijajo na podoben način, vendar bolj masivne lahko dosežejo višje temperature in svetilnosti: na primer, površinska temperatura modrega pritlikavka z maso 0,16 M lahko preseže 8000 K , svetilnost pa 0,25 L . Ta svetilnost se lahko vzdržuje na približno konstantni ravni več milijard let, kar lahko omogoči razvoj življenja v planetarnem sistemu takšne zvezde [2] [3][4] .

Študij zgodovine

Sodobno metodo za izračun evolucije zvezd je leta 1964 razvil Lewis Henyi , vendar je dolgo časa veljala le evolucija v času manj kot 20 milijard let, kar ni dovolj za odkrivanje sprememb pri rdečih pritlikavkah[4] . Kljub temu, da takšne zvezde predstavljajo večino vseh zvezd, je njihov dolgoročni razvoj in možnost, da postanejo modri palčki, prvič podrobno obravnavala šele leta 1997 skupina znanstvenikov pod vodstvom Petra Bodenheimerja [3] .

Opombe (uredi)

  1. Karttunen et al., 2007 , str. 248-249.
  2. 1 2 3 4 5 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams FC The End of the Main Sequence (angleščina) // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - Zv. 482. - str. 420-432. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 .
  3. 1 2 3 4 Adams FC, Graves GJM, Laughlin G. Rdeči palčki in konec glavnega zaporedja // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. - Mehika: Universidad Nacional Autónoma de México , 2004. - Zv. 22. - str. 46-49. - ISSN 0185-1101 .
  4. 1 2 3 4 Adams, Laughlin, 1997 , str. 338-340.

Literatura