Le papier « M nains: formation de planètes et évolution à long terme » décrit les étoiles naines bleues, une hypothétique étape suivante dans la durée de vie des étoiles naines rouges dans une certaine plage de masse, après quoi elles deviennent des naines blanches.
(Hypothétique parce que lunivers nest pas assez vieux pour les nains rouges ont atteint ce stade.)
Le diagramme de Hertzsprung Russell à la page 917 de cet article, si je « lai interprété correctement (je navais jamais vu un de ceux-ci jusquà récemment!), montre nains rouges dans la gamme de masse solaire 0,14-0,16 progressant plus loin de lextrémité «rouge» du spectre et dans la direction du bleu. Mais il ne représente pas réellement leur température de surface atteignant – ou même dépassant – 9000K (type spectral A, au lieu du type B ou O qui sont normalement considérés comme suffisamment bleus pour justifier le nom.)
Ai-je raison de dire que les étoiles « nain bleu » ne le seraient pas, selon au diagramme HR de ce papier, en fait jamais dépasser le « blanc », et sont ainsi nommés parce quils « ont bougé un long chemin de lextrémité rouge du spectre vers le bleu? Jai vu différents nuanciers illustrant différents niveaux de bleu pour les types O, B et A lors de mes recherches sur cette question, bien que le consensus majoritaire semble être que les types A sont presque entièrement blancs avec seulement une très petite quantité de bleu.
(Le même diagramme Hertzsprung-Russell est également montré à la page 424 du document de 1997 « La fin de la séquence principale » , si cela aide à tous.)
Commentaires
- Question intéressante! Pouvez-vous modifier votre question pour inclure un lien vers lastro-ph ou une autre version publique de larticle et / ou inclure le diagramme pertinent dans la question?
- @astrosnapper That ' est une très bonne idée – je ' me donner des coups de pied pour ne pas le faire depuis le début! Des liens vers des fichiers PDF non payants et téléchargeables publiquement ont été ajoutés.
- @astrosnapper Un .png du diagramme a également été ajouté.
- Bonne question. Cela soulève la question de savoir pourquoi les traces de 0,14 masse solaire et plus sarrêtent là où elles le font, et où elles vont par la suite. Vraisemblablement, ils rejoignent une piste de refroidissement naine blanche comme la masse solaire de 0,12 et sous les étoiles), mais deviennent-ils encore plus bleus en premier?
- Il y a ' un précédent en HR schémas dutilisation de " bleu " en référence à des étoiles qui se décalent vers le bleu sans réellement avoir lair bleu: le boucle bleue .
Réponse
Jai envoyé un e-mail aux auteurs de larticle, demandant si les étoiles naines bleues pourraient
« devenir suffisamment chaudes pour passer les seuils de type B ou de type O »
et lun deux a répondu:
« Nous utilisons le terme » bleu « pour signifier » plus bleu « , de sorte que lorsque les étoiles deviennent bleues, elles deviennent plus chaudes que leurs températures de séquence principale habituelles. … Le point du papier est que les étoiles plus petites deviennent plus bleues … Mais « bleu » ne correspond pas à une température particulière, et ne signifie pas « aussi chaud comme un O star « . »
Il semble donc que jai lu correctement le diagramme H-R. Pour les masses stellaires qui y sont représentées, aucune des étoiles naines bleues natteint réellement une température de surface suffisamment élevée pour les types B ou O, et les étoiles blanches de type A sont les plus proches.
Cependant, cela ne répond pas à la question des étoiles dont les masses stellaires ne sont pas représentées dans le diagramme, par exemple $ 0.15M_☉ $ , $ 0.13M_ ☉ $ ou $ 0.135M_☉ $ . Les auteurs de larticle nont pas exécuté leur simulation pour ces derniers, et il ne semble pas y avoir suffisamment dinformations dans le diagramme pour faire des déductions concernant leur température de surface. Donc, jusquà ce que plus de recherches soient faites dans ce domaine, la question de savoir si des étoiles naines bleues peuvent réellement devenir bleues reste sans réponse.