논문 “M 왜성 : 행성 형성과 장기 진화”는 특정 질량 범위 내에서 적색 왜성 수명의 다음 단계 인 청색 왜성에 대해 설명합니다. 그 후에 백색 왜성이됩니다.
(우주는 충분히 오래되지 않았기 때문에 가정 이 단계에 도달 한 모든 레드 드워프.)
이 논문의 917 페이지에있는 Hertzsprung Russell 다이어그램은 내가 올바르게 해석했다면 (최근까지이 중 하나를 본 적이 없었습니다!) 0.14-0.16 태양 질량 범위의 적색 드워프는 스펙트럼의 “적색”끝에서 파란색 방향으로 더 멀리 진행됩니다. 그러나 실제로 표면 온도가 9000K에 도달하거나 실제로 초과하는 것을 묘사하지는 않습니다 (일반적으로 이름을 정당화 할만큼 충분히 파란색으로 간주되는 B 또는 O 유형 대신 스펙트럼 유형 A).
“파란 왜성”별은 그렇지 않을까요? 이 문서의 HR 다이어그램에 실제로 “백색”을 지나쳐서 이름이 붙여진 이유는 스펙트럼의 빨간색 끝에서 파란색으로 먼 길을 이동했기 때문입니다. 이 질문을 조사하는 동안 다양한 색상 차트가 O, B 및 A 유형에 대해 서로 다른 수준의 청색도를 묘사하는 것을 보았습니다. 대부분의 합의는 A 유형이 거의 완전히 흰색이고 매우 적은 양의 파란색 만 사용한다는 것입니다.
(1997 년 논문 “The End of the Main Sequence”의 424 페이지에도 동일한 Hertzsprung-Russell 다이어그램이 나와 있습니다. all.)
댓글
- 흥미로운 질문! astro-ph 또는 기타 공개 버전의 논문에 대한 링크를 포함하거나 질문에 관련 다이어그램을 포함하도록 질문을 편집 할 수 있습니까?
- @astrosnapper That ' 아주 좋은 생각입니다. ' 처음부터 그렇게하지 않는다는 이유로 저를 차고 있습니다. 유료화되지 않고 공개적으로 다운로드 할 수있는 PDF에 대한 링크가 추가되었습니다.
- @astrosnapper 다이어그램의 .png도 추가되었습니다.
- 좋은 질문입니다. 그것은 왜 0.14 태양 질량 이상의 궤도가 그들이하는 곳에서 멈추고 그 후에 어디로 가는지에 대한 의문을 제기합니다. 아마도 그들은 0.12 태양 질량과 별 아래에있는 백색 왜성 냉각 트랙에 합류 할 것입니다. 그러나 그것들이 먼저 더 파랗게됩니까?
- HR의 선례가 있습니다. ' 실제로 파란색으로 보이지 않고 파란색으로 변하는 별과 관련하여 " 파란색 "을 사용하는 다이어그램 : 파란색 루프 .
답변
저는 논문 작성자에게 이메일을 보냈습니다. 청색 왜성이
“B 형 또는 O 형의 임계 값을 통과 할만큼 뜨거워 질 수 있는지 여부”
그리고 그들 중 한 명이 대답했습니다.
“우리는”파란색 “이라는 용어를 사용하여”파란색 “을 의미하므로 별은 파랗게되고, 평소의 주 계열 온도보다 더 뜨거워집니다. … 종이의 요점은 작은 별이 파랗게된다는 것입니다. 그러나 “파란색”은 특정 온도에 해당하지 않으며 “뜨거운 상태”를 의미하지는 않습니다. O로 star “.”
그래서 H-R 다이어그램을 올바르게 읽은 것 같습니다. 그 안에 표현 된 별들의 질량의 경우, 청색 왜성 중 어느 것도 실제로 B 형 또는 O 형에 대해 충분히 높은 표면 온도에 도달하지 못하며, 흰색 A 형 별은 이들 중 가장 가까운 별이 아닙니다.
그러나 그것은 $ 0.15M_☉ $ , $ 0.13M_과 같이 다이어그램에 표시되지 않은 별의 질량을 가진 별에 대한 질문에는 답변하지 않습니다. ☉ $ 또는 $ 0.135M_☉ $ . 논문 작성자는 이에 대해 시뮬레이션을 실행하지 않았으며 충분한 정보가없는 것 같습니다. 따라서이 분야에 대한 더 많은 연구가 수행 될 때까지 어떤 청색 왜성 별이 실제로 청색이 될 수 있는지에 대한 질문은 아직 답이 없습니다.