蓝矮星 (红矮星阶段)

  此条目介绍的是红矮星消耗多数氢燃料后形成的恒星。关于其他用法，请见“蓝矮星”。

艺术家笔下的蓝矮星

红矮星演化阶段中的蓝矮星是一种假想的恒星类型，它是红矮星在消耗了大多数氢燃料之后发展成的恒星。根据计算，红矮星的寿命比宇宙的年龄长得多，因此还没有任何一颗红矮星能够演化成蓝矮星。质量从0.08 M_☉到大约0.16 M_☉~0.20 M_☉的恒星都会演化成蓝矮星。举例来说，一颗质量为0.1 M_☉的红矮星会在约5.7兆岁时进入蓝矮星阶段，此恒星在这个阶段的表面温度会超过太阳，但光度却达不到0.01 L_☉。

演化

主序星因为内部有氢融合反应所以能够稳定的发光，但在恒星演化的过程中，其化学成分以及其他物理特性都会发生变化，其中最明显的一点为能量释放增加。通常随着能量释放增加，恒星的光度与体积都会提高。如果该恒星核心与表面的组成差异大，且内部的不透明度会随着温度的提高而上升，那么恒星在演化过程中就会经历明显的膨胀，例如质量高于0.25 M_☉的恒星能够膨胀成红巨星。

相反的，低质量的红矮星在其生命的大部分时间里，整颗恒星都在对流，代表它内部的化学成分是均匀的，并且，它们的表面温度也不高，这意味着他们可以在能量释放增加的情况下不降低透明度，也就是演化成蓝矮星（不会剧烈膨胀）。.

由于红矮星的光度很低，代表他们消耗氢的速度很慢，而且因为整颗恒星都在对流，所以它们可以使用身上几乎所有的氢，相较之下较大质量的恒星，例如太阳在其生命中只会消耗10%的氢。因此，质量为0.2 M_☉的恒星核时标(预估寿命)为1兆年，而质量0.08 M_☉的恒星核时标约为10兆年。这些时间比目前的宇宙年龄长了好几个数量级，因此蓝矮星的存在完全是从数值模型推论出来的。目前观测到已离开主序星阶段的恒星中，最小质量为0.8 M_☉，而绝大多数的红矮星从进入主序带后到目前为止都没有明显的演化变化。

质量为0.1 M_☉的恒星演化轨迹。参见:赫罗图

根据电脑模拟，随着时间的推移，红矮星内氦的比例增加，增加到一定程度时便导致恒星对流中止，对于质量越大的红矮星，让其中止对流的所需的比例越低。质量小于0.16 M_☉的恒星，在进入蓝矮星阶段时温度和光度增加，但半径仅有些微变化；质量刚好为0.16 M_☉的恒星，半径在此时会增加60%；质量0.20 M_☉的恒星半径会增加五倍，但仍然不能称作红巨星，不过这样的半径变化已经逐渐接近成为红巨星的半径变化。质量0.25 M_☉的恒星在某些定义上已经可以膨胀成为红巨星：他们的对流会在氦的占比为50%时中止，并且它们的最大半径比初始半径大10倍以上。能够演化成蓝矮星的恒星质量最小为0.08 M_☉，在氢融合反应结束后，恒星会收缩、冷却并变暗，变成一颗白矮星。比0.08 M_☉更轻的星体为棕矮星，因为他们无法进行完整的氢融合反应，所以它们最后也不会演化为蓝矮星和白矮星。

以一颗质量0.1 M_☉的恒星演化过程为例子：像这样的恒星在主序星阶段时，光度为0.0004 L_☉，表面温度约为2230K。5.7兆年后，氢的质量比例将下降到16%，核心停止对流，此时，表面温度为3450K，光度为0.003 L_☉。于是恒星演化成了蓝矮星，且之后演化速度会更快：在接下来的4000亿年中，恒星的温度会逐渐上升到超过太阳温度，但恒星的最大光度却不会超过0.01 L_☉。到了某个时间点，核心的氢融合反应停止，里面的物质会转换成简并态，但是该反应的能量将继续往恒星表面传播，此时的表面温度最高可达到5810K，在此之后，这颗恒星将冷却并变暗，整颗恒星转为一颗以氦为主的白矮星，其中氢的质量比仅有1%。其他红矮星也以类似的方式演化，但质量更大的恒星可以达到更高的温度和光度：例如质量为0.16 M_☉的蓝矮星表面温度可以超过8000K，亮度可达0.25 L_☉，这种光度可以保持数十亿年，让其周遭行星上的生物演化成为可能。

研究历史

现代计算恒星演化方法是在1964年由路易斯·G·亨伊提出的，但长期以来考虑的演化时间只少于200亿年，不足以推论红矮星的演化，尽管红矮星占了所有恒星中的大部分。他们的长期演化和演化成蓝矮星的可能性到了1997年才由彼得·博登海默领导的一组科学家首次详细研究.。