Mėlynoji nykštukė

Mėlynoji nykštukė – hipotetinė žvaigždė, kuri turėtų išsivystyti iš mažesnės nei 0,25 Saulės masės raudonosios nykštukės, šiai išnaudojus didžiąją dalį vandenilio atsargų.

Vandenilio virtimas heliu raudonosiose nykštukėse vyksta lėtai, be to, konvekcija apima visą žvaigždę (jei masė mažesnė nei 35 % Saulės masės), todėl sunaudojama didesnė joje esančio vandenilio dalis, palyginus su kitų tipų žvaigždėmis. Tai lemia itin ilgą raudonųjų nykštukių egzistavimo trukmę. Šio tipo žvaigždė, kurios masė prilygsta 0,1 Saulės masės, turėtų išlikti pagrindinės sekos žvaigžde 6–12 trilijonų metų – žymiai ilgiau nei dabartinis Visatos amžius. Tai reiškia, jog šiuo metu Visata yra per jauna, kad joje jau būtų susiformavę mėlynųjų nykštukių. Jų egzistavimas numatytas, remiantis teoriniais modeliais.

Laikui bėgant, žvaigždžių šviesis didėja. Kad išlaikytų pusiausvyrą, šviesesnė žvaigždė turi sparčiau išspinduliuoti energiją. Už raudonąsias nykštukes masyvesnės žvaigždės padidėja, tapdamos raudonosiomis milžinėmis, turinčiomis didesnį paviršiaus plotą. Tuo tarpu mažesnių nei 0,25 Saulės masės raudonųjų nykštukių energijos išspinduliavimo tempas išauga, pakilus paviršiaus temperatūrai. Jos įgyja mėlyną atspalvį, nes paviršinių sluoksnių neskaidrumas žymiai nepadidėja, kylant temperatūrai.

Visiškai išsekus vandeniliui, šios žvaigždės virs baltosiomis nykštukėmis.

Išnašos

1. Reiners, A.; Basri, G. (2009 m. kovo mėn.). „On the magnetic topology of partially and fully convective stars“. Astronomy and Astrophysics. 496 (3): 787–790. Bibcode:2009A&A...496..787R. doi:10.1051/0004-6361:200811450.
2. 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.^{[neveikianti nuoroda]}