Paperi ”M kääpiöt: planeetan muodostuminen ja pitkäaikainen evoluutio” kuvaa sinisiä kääpiötähtiä, hypoteettista seuraavaa vaihetta punaisten kääpiötähtien elinaikana tietyllä massa-alueella, minkä jälkeen niistä tulee valkoisia kääpiöitä.
(Hypoteettinen, koska maailmankaikkeus ei ole tarpeeksi vanha kaikki punaiset kääpiöt, jotka ovat saavuttaneet tämän vaiheen.)
Hertzsprung Russell -kaavio tämän kirjan sivulla 917, jos olen tulkinnut sitä oikein (en ole koskaan nähnyt yhtä näistä vasta äskettäin!), osoittaa punaiset kääpiöt 0,14-0,16 aurinkomassa-alueella etenevät kauempana spektrin ”punaisesta” päästä ja sinisen suuntaan. Mutta se ei kuvaa sitä, että niiden pintalämpötila saavuttaa – tai ylittää – 9000K (spektrityyppi A B- tai O-tyypin sijasta, joita normaalisti pidetään riittävän sinisinä nimen perustelemiseksi.)
Olenko oikeassa, että ”sinisen kääpiön” tähdet eivät tämän paperin HR-kaavioon, tosiasiallisesti koskaan ohittaa ”valkoinen”, ja on siten nimetty, koska he ”ovat siirtyneet pitkän matkan spektrin punaisesta päästä kohti sinistä? Olen nähnyt erilaisten värikarttojen kuvaavan erilaisia sinisyyteen O-, B- ja A-tyyppejä tutkittaessa tätä kysymystä, vaikka enemmistön yksimielisyys näyttää olevan, että A-tyypit ovat melkein kokonaan valkoisia ja vain hyvin pieni määrä sinistä.
(Sama Hertzsprung-Russell-kaavio näkyy myös vuoden 1997 paperin ”Pääjakson loppu” sivulla 424, jos se auttaa kaikki.)
Kommentit
- Mielenkiintoinen kysymys! Voitko muokata kysymystäsi siten, että se sisältää linkin paperin astro-ph- tai muuhun julkiseen versioon ja / tai sisällyttää kysymykseen asiaankuuluvan kaavion?
- @astrosnapper That ' sa erittäin hyvä idea – minä potkaisen itseäni, koska en tehnyt niin alusta alkaen! Linkit maksuttomiin, julkisesti ladattaviin PDF-tiedostoihin on lisätty.
- @astrosnapper Kaavion .png on myös lisätty.
- Hyvä kysymys. Se herättää kysymyksen siitä, miksi 0,14 aurinkomassan ja sitä korkeammat radat pysähtyvät missä he lopettavat ja minne ne menevät myöhemmin. Oletettavasti he liittyvät valkoisen kääpiön jäähdytysradaan, kuten 0,12 aurinkomassaa ja tähtien alapuolelle), mutta menevätkö he ensin vielä sinisemmiksi?
- Siellä ' on ennakkotapaus HR: ssä kaaviot " sinisen käytöstä " viitaten tähtiin, jotka siirtyvät sinisiksi ilman, että ne todella näyttävät sinisiltä: sininen silmukka .
vastaus
Lähetin sähköpostin kirjoittajille ja kysyin voisivatko siniset kääpiötähdet
”tulla tarpeeksi kuumiksi ylittämään tyypin B tai O kynnysarvot”
ja yksi heistä vastasi:
”Käytämme termiä” sininen ”tarkoittamaan” sinisempi ”, joten kun tähdistä tulee sinisiä, ne kuumenevat kuin tavanomaiset pääjärjestyksensä lämpötilat. – – Paperin tarkoitus on, että pienemmät tähdet sinisevät … Mutta ”sininen” ei vastaa tiettyä lämpötilaa eikä tarkoita ”yhtä kuumaa” O: na tähti ”.”
Joten näyttää siltä, että luin H-R-kaavion oikein. Mikään sinisistä kääpiötähdistä ei tosiasiassa saavuta riittävän korkeaa pintalämpötilaa tyypin B tai O kohdalla, ja valkoiset tyypin A tähdet ovat lähinnä mitä tahansa niistä.
Se kuitenkin ei ”vastaa kysymykseen tähdistä, joiden tähtimassat eivät näy kaaviossa, esimerkiksi $ 0.15M_☉ $ , $ 0.13M_ ☉ $ tai $ 0.135M_☉ $ . Artikkelin kirjoittajat eivät suorittaneet simulaatiotaan näille, eikä tietoa näytä olevan tarpeeksi Kaaviossa voidaan tehdä johtopäätöksiä niiden pintalämpötilasta. Joten kunnes tällä alueella on tehty enemmän tutkimuksia, kysymys siitä, voivatko kaikki siniset kääpiötähdet todella sinistyä, jää vastaamatta.