Голубые карлики — теоретический тип звёзд, в которые должны в результате эволюции превращаться маломассивные красные карлики . Согласно теоретическим расчётам, срок жизни красных карликов значительно превышает возраст Вселенной , поэтому ни один красный карлик ещё не стал голубым. Голубыми карликами должны становиться звёзды с массами от 0,08 M ⊙ до примерно 0,16—0,20 M ⊙ . Например, красный карлик массой 0,1 M ⊙ станет голубым карликом через 5,7 триллионов лет после формирования, если Вселенная сможет просуществовать столько времени . Его температура во время этой стадии превысит солнечную, но светимость не достигнет даже 0,01 L ⊙ .

Эволюция

Звёзды главной последовательности светят за счёт термоядерных реакций с участием водорода в своих недрах, в результате чего звезда эволюционирует : меняется её химический состав и другие характеристики, в частности, увеличивается энерговыделение . При росте энерговыделения светимость звезды должна возрастать, следовательно, должна увеличиваться либо температура фотосферы , либо её радиус. Для того, чтобы увеличивался радиус, есть необходимые условия: заметное различие химического состава в ядре и в оболочках, а также рост оптической толщины фотосферы при росте температуры. Фотосфера звезды должна располагаться в области, где оптическая толщина невелика, и, если этот показатель растёт вместе с температурой, то фотосфера перемещается в области более низкой температуры. Эти условия выполняются для достаточно массивных звёзд, и они, расширяясь, становятся красными гигантами .

В отличие от них, самые маломассивные красные карлики остаются полностью конвективными на протяжении большей части своей жизни, а значит, химически однородными. Кроме того, температуры их фотосфер не так высоки, значит, они могут повышаться без заметного увеличения непрозрачности — они становятся голубыми карликами .

Маломассивные звёзды имеют гораздо больший срок жизни, чем остальные: из-за невысокой светимости они медленно расходуют водород, при этом из-за того, что такие звёзды конвективны, им доступен практически весь водород для реакций, в отличие от более массивных звёзд: например, Солнце в течение своей жизни израсходует 10 % водорода . В результате ядерное время для звезды массой 0,20 M ⊙ составляет триллион лет, а для звезды массой 0,08 M ⊙ — около 10 триллионов лет. Эти величины на порядки превосходят возраст Вселенной , поэтому существование голубых карликов в будущем выводится из численных моделей. Наблюдаемая наименьшая масса звёзд, которые успели сойти с главной последовательности, составляет 0,8 M ⊙ , и ни в одном красном карлике, которые составляют большинство всех звёзд, не проявились заметные эволюционные изменения . Кроме того, не все космологические параметры известны с достаточной точностью, чтобы гарантировать существование Вселенной в привычном виде до таких времён: например, при некотором наборе параметров, не исключённом наблюдениями, через 35 миллиардов лет после Большого взрыва может случиться Большой разрыв .

Со временем у звёзд возрастает содержание гелия, что, согласно численному моделированию , приводит к увеличению прозрачности и в конечном итоге к прекращению конвекции в ядре, причём чем массивнее звезда, тем при меньшей доле гелия в звезде конвекция прекращается. У звёзд с массой менее 0,16 M ⊙ увеличивается температура и светимость, а радиус меняется слабо, и они превращаются в голубые карлики. У более массивных красных карликов радиус заметно увеличивается, но не настолько, как у более массивных звёзд, превращающихся в красные гиганты: звезда с массой 0,16 M ⊙ увеличивает радиус на 60 % от начального, а звезда с массой 0,20 M ⊙ — более чем в пять раз. Этот диапазон масс может считаться пограничным между тем, при котором звёзды становятся красными гигантами, и тем, при котором они превращаются в голубые карлики. Звезды с массой 0,25 M ⊙ уже однозначно становятся красными гигантами: конвекция в ядре прекращается, когда гелий составляет менее половины массы звезды, а их максимальный радиус более чем на порядок превышает начальный. Минимальная же масса для превращения в голубой карлик составляет 0,08 M ⊙ , поскольку объекты меньшей массы — коричневые карлики , неспособные поддерживать ядерное горение водорода . Когда термоядерные реакции прекращаются, звезда сжимается, остывает и тускнеет, превращаясь в гелиевый белый карлик .

Можно рассмотреть эволюцию звезды с массой 0,1 M ⊙ . На главной последовательности такая звезда имеет светимость 0,0004 L ⊙ и температуру поверхности около 2230 K . Через 5,7 триллионов лет массовая доля водорода понизится до 16 % и конвекция в ядре прекратится — в этот момент температура поверхности звезды будет составлять 3450 K , а светимость — 0,003 L ⊙ . После этого звезда станет голубым карликом, и её эволюция будет идти быстрее: за следующие 400 миллиардов лет температура звезды превысит солнечную, но максимальная светимость звезды не достигнет даже 0,01 L ⊙ . В какой-то момент реакции в центре прекратятся и вещество в нём станет вырожденным , но реакции продолжат идти в слоевом источнике, а максимальная температура составит 5810 K . После этого звезда будет охлаждаться и тускнеть, в ней прекратятся термоядерные реакции и она станет белым карликом, массовая доля водорода в котором будет составлять лишь чуть больше 1 %. Другие звёзды эволюционируют похожим образом, но более массивные могут достигать большей температуры и светимости: так, например, поверхностная температура голубого карлика массой 0,16 M ⊙ может превышать 8000 K , а светимость — 0,25 L ⊙ . Такая светимость может поддерживаться на приблизительно постоянном уровне в течение нескольких миллиардов лет, что может делать возможным развитие жизни в планетной системе такой звезды .

История изучения

Современная методика расчёта эволюции звёзд была разработана в 1964 году Льюисом Хеньи , но в течение долгого времени рассматривалась только эволюция на временах менее 20 миллиардов лет, чего недостаточно для обнаружения изменений в красных карликах . Несмотря на то, что такие звёзды составляют бо́льшую часть всех звёзд, их долговременная эволюция и возможность превращения в голубые карлики впервые была подробно рассмотрена только в 1997 году группой учёных под руководством .

Примечания

Литература

• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. . — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y. : Springer , 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Adams F. C., Laughlin G. // Reviews of Modern Physics . — College Park, MD: The American Physical Society , 1997. — Vol. 69. — P. 337—372. — ISSN . — doi : .