Dvärgstjärna

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök

Dvärgstjärna eller dvärg är en stjärna som befinner sig i en speciell fas av dess livscykel. I stjärnans centrum pågår kärnreaktioner där väte om vandlas till helium. Detta är den längsta fasen i stjärnornas livscykel. Mer än tre fjärdedelar av alla stjärnor är dvärgar. Tidigare användes till exempel begreppet gul dvärg för solen, men detta är inte längre i bruk.

Termen ”dvärg” uppstod ursprungligen 1906 då den danske astronomen Ejnar Hertzsprung noterade att de rödaste stjärnorna som klassificerades som K och M i Harvard-systemet kunde delas in i två olika grupper. De lyser antingen mycket starkare än solen, eller mycket svagare. För att skilja dessa grupper kallade han dem "jätte"- och "dvärg"-stjärnor,[1] där dvärgstjärnorna är svagare och jättarna är ljusare än solen. De flesta stjärnor klassificeras för närvarande under Morgan Keenan Systemet med bokstäverna O, B, A, F, G, K och M, en sekvens från de hetaste: typ O , till den svalaste: typ M.

Omfattningen av termen "dvärg" utvidgades senare till att inkludera följande:

Dvärgstjärna står i allmänhet för någon huvudseriestjärna, en stjärna av klass V: huvudseriestjärnor (dvärgar). Exempel: Achernar (B6 Vep) [2]

  • Röda dvärgar är huvudseriestjärnor med liten massa. [3]
  • Gula dvärgar är huvudserie(dvärg)stjärnor med massa som är jämförbar med solens.[4]
  • Orange dvärgar är huvudseriestjärnor av K-typ.[4]
  • En blå dvärg tillhör en hypotetisk klass av stjärnor med mycket liten massa, som ökar temperaturen när de är nära slutet av deras livstid i huvudserien.[5]
  • En vit dvärg är en stjärna som består av joniserad materia, som är det sista steget i utvecklingen av stjärnor, som inte är tillräckligt stora för att kollapsa i en neutronstjärna eller ett svart hål - massa mindre än ungefär 9 solmassor.[6]
  • En svart dvärg är en vit dvärg som har kylts tillräckligt för att inte längre kunna sända ut något synligt ljus.[7]
  • En brun dvärg är ett substellärt objekt som inte är tillräckligt stort för att kunna starta fusion av väte till helium, men fortfarande tilräckligt massiv för att fusionera deuterium - mindre än omkring 0,08 solmassor och mer än cirka 13 Jupiter-massor.[8]

Referenser[redigera | redigera wikitext]

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia

Noter[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A. B., eds. (1995). Twentieth Century Physics. Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics. p. 1696. ISBN 0-7503-0310-7. OCLC 33102501.
  2. ^ Nazé, Y. (November 2009). "Hot stars observed by XMM-Newton. I. The catalog and the properties of OB stars". Astronomy and Astrophysics. 506 (2): 1055–1064. arXiv:0908.1461. Bibcode:2009A&A...506.1055N. doi:10.1051/0004-6361/200912659.
  3. ^ Richmond, Michael (November 10, 2004). "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. Hämtad 2007-09-19.
  4. ^ [a b] Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas H.L. Johnson & W.W. Morgan, 1953, Astrophysical Journal, 117, 313.
  5. ^ Adams, F. C.; P. Bodenheimer; G. Laughlin (2005). "M dwarfs: planet formation and long term evolution". Astronomische Nachrichten. 326 (10): 913–919. Bibcode:2005AN....326..913A. doi:10.1002/asna.200510440.
  6. ^ Johnson, J. (2007). "Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars". Lecture notes, Astronomy 162. Ohio State University. Hämtad 17 oktober 2011.
  7. ^ §3, Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). "How Massive Single Stars End Their Life". Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341.
  8. ^ Nicholos Wethington (October 6, 2008). "Dense Exoplanet Creates Classification Calamity". Universetoday.com. Hämtad 30 januari 2013.