Блакитний карлик () — гіпотетичний клас зір, на які внаслідок еволюції мають перетворюватися маломасивні червоні карлики. Тривалість життя червоних карликів значно перевищує вік Всесвіту, тому жоден із них ще не став блакитним карликом. Блакитними карликами мають ставати зорі з масами від 0,08 до приблизно 0,16—0,20 . Попри назву, не всі блакитні карлики нагріваються настільки, щоб набути блакитного відтінку. Наприклад, червоний карлик масою 0,1 стане «блакитним карликом» через 5,7 трильйона років після формування, якщо Всесвіт існуватиме так довго. Його температура на цій стадії трохи перевищить сонячну, досягнувши приблизно 5800 K, але світність не перевищить навіть 0,01 . Водночас масивніший червоний карлик із масою 0,16 , подібний до зорі Барнарда, може нагрітися до 8350—8500 K, ставши біло-блакитною зорею спектрального класу A і досягнувши третини сонячної світності.

Еволюція Зорі головної послідовності світять завдяки термоядерним реакціям за участю водню у своїх надрах, унаслідок чого зоря еволюціонує: змінюється її хімічний склад та інші характеристики, зокрема зростає енерговиділення. Із зростанням енерговиділення має збільшуватися світність зорі, а отже — або температура фотосфери, або її радіус. Для збільшення радіуса потрібні певні умови: помітна різниця хімічного складу між ядром і оболонками, а також зростання оптичної товщини фотосфери зі зростанням температури. Фотосфера зорі розташована в регіоні з малою оптичною товщиною, і якщо цей параметр зростає разом із температурою, фотосфера зміщується в регіони з нижчою температурою. Ці умови виконуються для достатньо масивних зір, і вони, розширюючись, перетворюються на червоні гіганти.

На відміну від них, найменш масивні червоні карлики залишаються повністю конвективними протягом більшої частини свого життя, а отже — хімічно однорідними. Крім того, температури їхніх фотосфер невисокі, тому вони можуть зростати без істотного збільшення непрозорості — такі зорі поступово стають блакитними карликами.

Маломасивні зорі мають значно довший час життя, ніж інші: через низьку світність вони повільно витрачають водень, і водночас завдяки конвекції їм доступний для реакцій майже весь водень, на відміну від масивніших зір, де в реакціях бере участь тільки водень, розташований у ядрі. Наприклад, Сонце за час свого існування витратить лише близько 10 % водню. Унаслідок цього ядерний час для зорі масою 0,20 становить близько трильйона років, а для зорі масою 0,08  — приблизно 10 трильйонів років. Ці значення на багато порядків перевищують вік Всесвіту, тому існування блакитних карликів у майбутньому випливає лише з чисельних моделей. Найменша маса зір, які вже встигли зійти з головної послідовності, становить 0,8 , і в жодному червоному карлику, що становлять більшість усіх зір, не спостерігається помітних еволюційних змін. Крім того, не всі космологічні параметри відомі з достатньою точністю, щоб гарантувати існування Всесвіту в звичному вигляді протягом такого тривалого часу: наприклад, за деяких значень параметрів, не виключених спостереженнями, за 35 мільярдів років після Великого вибуху може відбутися Великий розрив.

З часом у зорях зростає вміст гелію, що, згідно з чисельним моделюванням, підвищує прозорість і зрештою призводить до припинення конвекції в ядрі; причому що масивніша зоря, то при меншій частці гелію конвекція припиняється. У зір із масою, меншою за 0,16 , зростають температура і світність, тоді як радіус змінюється мало — вони стають блакитними карликами. У більш масивних червоних карликів радіус збільшується помітніше, але не так сильно, як у масивніших зір, що перетворюються на червоні гіганти: зоря масою 0,16 збільшує радіус на 60 % від початкового, а зоря масою 0,20  — більш ніж у п'ять разів. Цей діапазон мас можна вважати граничним між зорями, що стають червоними гігантами, і тими, що перетворюються на блакитні карлики. Зорі з масою 0,25 вже однозначно стають червоними гігантами: конвекція в ядрі припиняється, коли гелій становить менш як половину маси зорі, а їхній максимальний радіус перевищує початковий більш ніж на порядок. Мінімальна маса для перетворення на блакитний карлик становить 0,08 , оскільки менш масивні об'єкти — це коричневі карлики, які не здатні підтримувати ядерне горіння водню. Коли термоядерні реакції припиняються, зоря стискається, охолоджується і тьмяніє, перетворюючись на гелієвий білий карлик.

Можна розглянути еволюцію зорі масою 0,1 . На головній послідовності така зоря має світність 0,0004 і температуру поверхні близько 2230 K. Через 5,7 трильйона років масова частка водню зменшиться до 16 %, і конвекція в ядрі припиниться — у цей момент температура поверхні становитиме 3450 K, а світність — 0,003 . Після цього зоря стане блакитним карликом, і її еволюція пришвидшиться: за наступні 400 мільярдів років температура перевищить сонячну, але максимальна світність не досягне навіть 0,01 . У певний момент реакції в центрі припиняться, і речовина там стане виродженим газом, але реакції триватимуть у шаровому джерелі; максимальна температура сягне 5810 K. Після цього зоря охолоджуватиметься і тьмянітиме, термоядерні реакції припиняться, і вона стане білим карликом, у якому масова частка водню становитиме лише трохи більше 1 %. Інші зорі еволюціонують подібним чином, але масивніші можуть досягати вищих температур і світностей: наприклад, температура поверхні блакитного карлика масою 0,16 може перевищувати 8000 K, а світність — 0,25 . Така світність може залишатися приблизно сталою протягом кількох мільярдів років, що потенційно робить можливим розвиток життя у планетній системі такої зорі.

Історія вивчення Сучасну методику розрахунку еволюції зір розробив 1964 року Льюїс Хеньї, однак тривалий час досліджували лише еволюцію на часових інтервалах менше 20 мільярдів років, чого недостатньо для виявлення змін у червоних карликах. Попри те, що такі зорі становлять більшість усіх зір, їхню довготривалу еволюцію та можливість перетворення на блакитні карлики вперше детально розглянула лише 1997 року група науковців під керівництвом Пітера Боденгаймера.

Примітки

Див. також Червоний карлик Коричневий карлик Білий карлик

Література