Сино џуџе
Сино џуџе — предвидена класа на ѕвезди кои се развиваат од црвено џуџе откако тоа ќе го потроши водородот. Бидејќи црвените џуџиња го соединуваат водородот бавно и се наполно струевити (што значи дека сиот водород се соединува, наместо само оној во јадрото), се предвидува дека живеат трилиони години; засега вселената не е доволно стара за да има сини џуџиња. Нивното идно постоење е предвидено од теоретски модели.[1]
Хипотетичко сценарио
[уреди | уреди извор]Како што стареат, ѕвездите имаат сè поголема сјајност, и посјајната ѕвезда треба да зрачи енергија побргу за да ја одржи рамнотежата. Ѕвездите поголеми од црвени џуџиња го прават ова со тоа што растат во големина и стануваат црвени џинови со поголеми површини. Меѓутоа, наместо да се шират, црвените џуџиња со помалку од 0,25 Сончеви маси (M☉) го засилуваат нивното зрачење со зголемување на површинската температура и стануваат „посини“. Ова се должи на тоа што површинските слоеви на црвените џуџиња не стануваат значително понепроѕирни со зголемување на температурата.[1]
Иако се така наречени, сините џуџиња не секогаш стануваат доволно врели за да станат сини ѕвезди. Извршени се симулации за идниот развој на црвени џуџиња со маса помеѓу 0,06 и 0,25 M☉.[1][2][3] Најсиното сино џуџе добиено на крајот од симулацијата почнало како црвено џуџе со маса од 0,14 M☉, и завршило со површинска температура од 8.600 K (8.330 °C), што го прави синобела ѕвезда од типот A.
Умирање
[уреди | уреди извор]Се смета дека сините џуџиња со време целосно го трошат водородот, и внатрешниот притисок станува недоволен за соединување на било кој. Штом заврши соединувањето, тие повеќе не се „џуџести“ ѕвезди од главната низа, и стануваат бели џуџиња — кои, без оглед на називот, не се „џуџиња“ од главната нива и не се ѕвезди, туку ѕвездени остатоци.[1]
Штом поранешните сини џуџиња ќе станат изродени неѕвездени бели џуџиња, тие се ладат, губејќи ја топлината преостаната од последната фаза на водородно согорување. На ладењето му е потребно многу долго време — многу подолго од сегашната старост на вселената – слично на времето потребно за да се претворат од црвени во сини џуџиња. Белото џуџе со време ќе се олади и ќе стане црно џуџе. Вселената засега не е доволно стара за да постојат црни џуџиња.
Теоретски е возможно едно вакво џуџе во било која развојна фазаа да се спои со друго и да стане поголема ѕвезда како хелиумски ѕвезди.[4] Ваквите ѕвезди со време исто така ќе станат бели џуџиња, и како другите, ќе се оладат и ќе станат црни џуџиња.
Поврзано
[уреди | уреди извор]Наводи
[уреди | уреди извор]- ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Adams, F.C.; Bodenheimer, P.; Laughlin, G. (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 јуни 1997). „The end of the Main Sequence“. The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125. S2CID 121940819.
- ↑ Adams, F.C.; Laughlin, G.; Graves, G.J.M. (2004). Red dwarfs and the end of the Main Sequence. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 22. стр. 46–49. CiteSeerX 10.1.1.692.5492.
- ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1997). „A dying universe: The long-term fate and evolution of astrophysical objects“. Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337–372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID 12173790.
Text is available under the CC BY-SA 4.0 license; additional terms may apply.
Images, videos and audio are available under their respective licenses.
