まだ宇宙に存在しない理論上の青色矮星が、低質量の赤色矮星の遠い未来にどう高温・高光度になるのかを、モデルの前提とともに紹介します。
現在の観測例なし・低質量星の長期進化に関するモデル予測
3Dモデルは関係を読み取るための教育用表現です。科学的な情報は、下の数値と説明に示しています。
非常に低い質量と特定の組成を仮定した計算上の不連続な節目で、現在観測された進化順序ではありません。
このページでいう青色矮星は、高温のO型・B型主系列星ではありません。非常に低質量の赤色矮星が数兆年後に到達すると計算される、理論上の進化段階です。そのような赤色矮星は、現在の宇宙年齢よりはるかに長い寿命をまだ終えていません。そのため天文学者はこの青色矮星を観測したことがなく、恒星構造方程式とコンピューターモデルを使って、未来の温度と明るさの変化を予測しています。
非常に軽い赤色矮星では、内部の広い領域が対流によって混ざることがあります。長い年月をかけて水素がヘリウムへ変わると、星全体の平均的な化学組成と内部構造が変化します。残った燃料を使う間に、光度と有効温度が上昇する進化経路が計算されています。温度が上がるとスペクトルは短波長側へ移り、「青色」という名前につながります。質量が増えたり、高温の大質量星へ変わったりする過程ではありません。
青色矮星の青さは観測写真の色ではなく、低質量星の未来モデルで温度が上昇することを表しています。
太陽のような星は中心の水素を使い果たすと、中心部と外層の構造が大きく分かれ、赤色巨星へ膨張します。非常に低質量の星は、対流によってより広い範囲の燃料を混ぜて使うため、太陽と同じような大膨張を経ない進化経路をたどる可能性があります。太陽質量の0.10倍の星を計算した代表的なモデルでは、星が高温になる青色矮星段階を経た後、主にヘリウムからなる白色矮星へ向かいます。これは特定の質量と物理的仮定を用いた結果であり、すべての赤色矮星にそのまま当てはめることはできません。
各段階の正確な時期と経路は、質量、化学組成、対流や物質輸送をどう計算するかによって変わります。それでも、現在の宇宙では形成に必要な時間がまだ過ぎていないという結論は、低質量星の長い寿命と宇宙年齢の大きな差から導かれます。
光度階級VのO型・B型主系列星は、技術的には青色矮星と呼ばれることがあります。これらは大質量で明るく、寿命が短く、現在実際に観測されています。一方、ここで扱う青色矮星は、小さく長寿命な赤色矮星の未来です。両者を区別しないと、「青色矮星はすでに発見されている」「赤色矮星が大質量星になる」といった誤解が生じます。まず文脈に「低質量赤色矮星の遠い未来」とあるかを確認する必要があります。
観測されていないことは、根拠がないという意味ではありません。物理モデルによる予測ですが、直接検証できるだけの宇宙的時間がまだ経過していないという意味です。