De paper “M dwergen: planeetvorming en evolutie op lange termijn” beschrijft blauwe dwergsterren, een hypothetische volgende fase in de levensduur van rode dwergsterren binnen een bepaald massabereik, waarna ze witte dwergen worden.
(Hypothetisch omdat het universum niet oud genoeg is voor enige rode dwergen die dit stadium hebben bereikt.)
Het Hertzsprung Russell-diagram op pagina 917 van dit artikel, als ik het “correct heb geïnterpreteerd (ik had er tot voor kort nog nooit een gezien!), laat zien rode dwergen in het 0,14-0,16 zonnemassabereik die verder weg van het “rode” uiteinde van het spectrum en in de richting van het blauw voortschrijden. Maar het geeft niet echt hun oppervlaktetemperatuur weer die 9000K bereikt – of zelfs overschrijdt – (spectraaltype A, in plaats van het B- of O-type dat normaal als blauw genoeg wordt beschouwd om de naam te rechtvaardigen.)
Heb ik gelijk dat “blauwe dwerg” -sterren dat niet zouden doen, volgens naar het HR-diagram van dit artikel, ooit voorbij “wit” komen, en zo genoemd worden omdat ze “ver van het rode uiteinde van het spectrum naar het blauw zijn bewogen? Ik heb verschillende kleurenkaarten gezien die verschillende niveaus van blauwheid weergeven voor de O-, B- en A-typen tijdens het onderzoeken van deze vraag, hoewel de meerderheid het er blijkbaar over eens is dat A-typen bijna volledig wit zijn met slechts een zeer kleine hoeveelheid blauw.
(Hetzelfde Hertzsprung-Russell-diagram wordt ook getoond op pagina 424 van het artikel uit 1997 “The End of the Main Sequence” , als dat helpt bij all.)
Reacties
- Interessante vraag! Kunt u uw vraag bewerken om een link naar de astro-ph of een andere openbare versie van de paper op te nemen en / of het relevante diagram in de vraag op te nemen?
- @astrosnapper That ' is een heel goed idee – ik ' ben mezelf aan het schoppen omdat ik dit niet vanaf het begin heb gedaan! Links naar niet-paywalled, publiekelijk downloadbare pdfs zijn toegevoegd.
- @astrosnapper Er is ook een .png-bestand van het diagram toegevoegd.
- Goede vraag. Het roept wel de vraag op waarom de sporen van 0,14 zonsmassas en hoger stoppen waar ze komen, en waar ze vervolgens naartoe gaan. Vermoedelijk sluiten ze zich aan bij een afkoelspoor van een witte dwerg zoals de 0,12 zonsmassa en lager dan de sterren), maar worden ze eerst nog blauwer?
- Daar ' een precedent in HR diagrammen van het gebruik van " blauw " in verwijzing naar sterren die blauw verschuiven zonder er echt blauw uit te zien: de blauwe lus .
Antwoord
Ik heb de auteurs van het artikel een e-mail gestuurd met de vraag of blauwe dwergsterren
“heet genoeg kunnen worden om de drempels voor Type B of Type O te overschrijden”
en een van hen antwoordde:
“We gebruiken de term” blauw “om” blauwer “te betekenen, zodat wanneer sterren worden blauw, ze worden heter dan de gebruikelijke temperaturen in de hoofdreeks … Het punt van het papier is dat kleinere sterren blauwer worden … maar blauw komt niet overeen met een bepaalde temperatuur, en betekent niet zo heet als een O star “.”
Het lijkt erop dat ik het H-R-diagram correct heb gelezen. Voor de daarin weergegeven sterrenmassas bereikt geen van de blauwe dwergsterren daadwerkelijk een voldoende hoge oppervlaktetemperatuur voor type B of O, en witte type A-sterren komen het dichtst in de buurt.
Dat zal echter gebeuren. beantwoordt de vraag niet voor sterren met sterrenmassas die niet in het diagram worden weergegeven, bijvoorbeeld $ 0,15 miljoen_☉ $ , $ 0,13 miljoen ☉ $ of $ 0,135M_☉ $ . De auteurs van het artikel hebben hun simulatie hiervoor niet uitgevoerd, en er lijkt niet genoeg informatie te zijn in het diagram om conclusies te trekken over hun oppervlaktetemperatuur. Dus totdat er meer onderzoek op dit gebied is gedaan, blijft de vraag of enige blauwe dwergsterren daadwerkelijk blauw kunnen worden onbeantwoord.