青色矮星（赤色矮星段階）

青色矮星は、赤色矮星が水素燃料の供給をほとんど使い果たした後に発達すると予測される恒星のクラスです。赤色矮星は水素の融合が遅く、完全に対流するため（核内の水素だけでなく、供給する水素全体が融合される）、寿命は数兆年と予測されています。現在の宇宙は青色矮星が形成されるほど古くはありません。青色矮星の将来の存在は理論モデルに基づいて予測されています。^[1]

恒星は年をとるにつれて明るさが増し、明るい恒星ほど平衡を保つためにエネルギーをより速く放射しなければならない。赤色矮星よりも質量の大きい恒星の場合、内部圧力によってサイズが大きくなり、表面積の大きい赤色巨星になる。しかし、太陽質量の0.25倍未満の赤色矮星は 、膨張するのではなく、表面温度の上昇によって放射率が上昇し、青色光が多く放射され、赤色光が少なくなると予測されている。これは、赤色矮星の表面層が温度上昇で著しく不透明にならないため、より大きな恒星で起こるように吸収されて低温で再放射されるのではなく、星の内部からの高エネルギー光子が逃げることができるためである。^[1]

青色矮星という名前にもかかわらず、必ずしも温度が上昇して青い恒星になるわけではない。恒星質量が 0.06  M _☉から 0.25  M _☉の赤色矮星の将来の進化に関するシミュレーションが行われている。^{[1] [2] [3]} シミュレートされた質量のうち、シミュレーション終了時の最も青い青色矮星は、0.14  M _{☉の赤色矮星として始まり、表面温度が約 8,600 K (8,330 °C、15,020 °F) で終了し、} A 型青白色星 となった。

青色矮星は最終的に水素燃料の貯蔵量を完全に使い果たすと考えられており、その内部圧力は他の燃料を融合させるには不十分です。融合が終了すると、それらはもはや主系列「矮星」ではなく、いわゆる白色矮星になります。白色矮星は名前にもかかわらず、主系列「矮星」ではなく、恒星でもなく、むしろ恒星の残骸です。[ 1 ^]

かつての「青色」矮星が縮退して恒星ではない白色矮星になると、最終段階の水素融合から残った熱を失い、冷却します。冷却プロセスには、現在の宇宙の年齢よりもはるかに長い膨大な時間も必要です。これは、以前の赤色矮星段階から最終的な青色矮星段階に変化するのに要した膨大な時間と同様です。恒星残骸の白色矮星は、最終的に冷却して黒色矮星になります。(宇宙は、恒星残骸が「黒色」に冷却するほど古くないため、黒色矮星も根拠はありますが、依然として仮説上の物体です。)

また、理論的には、これらの矮星は生涯のどの段階でも合体して、ヘリウム星などのより大きな恒星になる可能性がある。^{[4]このような恒星も最終的には}白色矮星になり、他の恒星と同様に冷えて黒色矮星になるはずである。

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• ウォルフ・ライエ星 – 異常なスペクトルを持つ異質な星のクラス