ננס כחול (תוצר של ננס אדום)

ננס כחול הוא שלב משוער של כוכב המתפתח מננס אדום לאחר שהוא מיצה חלק רב מאספקת הדלק המימני שלו. מכיוון שננסים אדומים מתיכים את המימן שלהם באופן איטי והם מוסעים לחלוטין (דבר המאפשר לאספקת המימן כולה להיות מותכת, במקום רק לליבה), היקום כיום לא מספיק זקן בשביל שננסים כחולים ייווצרו עדיין, אבל הקיום העתידי שלהם נחזה על בסיס מודלים תאורטיים.^[1]

עוצמת ההארה של כוכבים מתחזקת ככל שהם מזדקנים, וכוכב זוהר יותר צריך להקרין אנרגיה מהר יותר כדי לשמור על שיווי המשקל שלו. כוכבים גדולים יותר מננסים אדומים עושים זאת על ידי הגדלתם והפיכתם לענקים אדומים עם שטחי פנים גדולים יותר. לעומת זאת, במקום להתרחב, ננסים אדומים עם פחות מ-0.25 מסות שמש צפויים להגדיל את קצב הקרינה שלהם על ידי הגדלת טמפרטורת פני השטח שלהם והפיכתם ל"כחולים יותר". הסיבה לכך היא ששכבות פני השטח של ננסים אדומים לא הופכות לאטומות יותר באופן משמעותי ככל שהטמפרטורה עולה.^[1]

למרות שמם, ננסים כחולים הם לא בהכרח חמים מספיק כדי להפוך לכוכבים כחולים. נערכו סימולציות על האבולוציה העתידית של ננסים אדומים שמסתם היא בין 0.06 מסות שמש ל-0.25 מסות שמש.^[2]^[3] מתוך המסות שנחקרו בסימולציה, הננסים הכחולים הכחולים ביותר בסוף הסימולציה החלו כננסים אדומים בעלי 0.14 מסות שמש והסתיימו עם טמפרטורת פני השטח של כ-8600° קלווין, מה שהופך אותם לכוכבים לבנים-כחלחלים מסוג א.

ננסים כחולים מתפתחים בסופו של דבר לננסים לבנים ברגע שדלק המימן שלהם מוצה לחלוטין,^[1] שבתורם יתקררו אל ננסים שחורים.

ראו גם עריכה

כוכב וולף-ראייה

הערות שוליים עריכה

^ ¹ ² ³ Adams, F. C.; P. Bodenheimer; G. Laughlin (2005). "M dwarfs: planet formation and long term evolution". Astronomische Nachrichten. 326 (10): 913–919. Bibcode:2005AN....326..913A. doi:10.1002/asna.200510440.
^ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F.C. (10 ביוני 1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420–432. {{cite journal}}: (עזרה)
^ Adams, F.C.; Laughlin, G.; Graves, G.J.M. (2004). Red Dwarfs and the End of the Main Sequence. Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica. Vol. 22. pp. 46–49.

מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)

_{\mathrm {M} _{\bigodot }}

= מסת שמש, כ־‎2 x 10³⁰ ‏ק"ג

מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־ $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־ $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44 לערך)

הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן במערכת זוגית סופח אליו חומר מבן זוגו, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר ( $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).

[Adams_2005-1] ¹ ² ³ Adams, F. C.; P. Bodenheimer; G. Laughlin (2005). "M dwarfs: planet formation and long term evolution". Astronomische Nachrichten. 326 (10): 913–919. Bibcode:2005AN....326..913A. doi:10.1002/asna.200510440.

[1997_Adams_Bodenheimer_Laughlin-2] Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F.C. (10 ביוני 1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420–432. {{cite journal}}: (עזרה)

[adams_laughlin_graves20042-3] Adams, F.C.; Laughlin, G.; Graves, G.J.M. (2004). Red Dwarfs and the End of the Main Sequence. Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica. Vol. 22. pp. 46–49.

[1]

[2]

[3]