Карликовая звезда

Карликовая звезда является звездой относительно небольшого размера и низкой светимостью . Большинство звезд главной последовательности - карликовые. Этот термин был первоначально введен в употребление в 1906 году, когда датский астроном Эйнар Герцшпрунг заметил, что самые красные звезды, классифицируемые как K и M в Гарвардской схеме, можно разделить на две отдельные группы. Они либо намного ярче Солнца, либо намного тусклее. Чтобы различать эти группы, он назвал их «звездами-гигантами» и «карликами» ^[1], причем карликовые звезды более тусклые, а гиганты ярче Солнца. Большинство звезд в настоящее время классифицируются по системе Моргана Кинана.используя букву O, B, A, F, G, К и М, последовательность из самого горячего: типа O , к самому крутому: типу М . Позднее сфера применения термина «карлик» была расширена и теперь включает в себя следующее:

Сама по себе карликовая звезда обычно относится к любой звезде главной последовательности , звезде класса светимости V: звездам главной последовательности (карликам). Пример: Ахернар (B6Vep) ^[2]
- Красные карлики - это маломассивные звезды главной последовательности.
- Желтые карлики - это звезды главной последовательности (карликовые) с массой, сопоставимой с массой Солнца .
- Оранжевые карлики - это звезды главной последовательности K-типа .
Голубой карликовый является гипотетическим классом очень низкой масса звезд , что повышение температуры , поскольку они ближе к концу своей жизни главной последовательности.
Белый карлик звезда состоит из электронно-вырожденной материи , считается завершающим этапом в эволюции звезд не массивное достаточно , чтобы свернуть в нейтронную звезду или черную дыру , то звезды менее массивные , чем примерно 9 масс Солнца .
- Черный карликовая является белым карликом , который не охладится в достаточной степени , что она больше не излучает никакого видимого света.
Коричневый карлик является субзвездным объект не массивными достаточно , чтобы когда - либо плавкого водород в гелий , но все еще достаточно массивный предохранитель дейтерий -Меньше чем приблизительно 0,08 масс Солнца и больше , чем примерно 13 масс Юпитера.

Смотрите также

использованная литература

^ Браун, Лори М .; Паис, Авраам ; Пиппард, AB , ред. (1995). Физика двадцатого века . Бристоль ; Нью-Йорк: Институт физики , Американский институт физики . п. 1696. ISBN 0-7503-0310-7. OCLC 33102501 .
^ Naze, Y. (ноябрь 2009). «Горячие звезды, наблюдаемые XMM-Newton. I. Каталог и свойства OB-звезд» . Астрономия и астрофизика . 506 (2): 1055–1064. arXiv : 0908.1461 . Bibcode : 2009A&A ... 506.1055N . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912659 . S2CID 17317459 .

[brown-1] Браун, Лори М .; Паис, Авраам ; Пиппард, AB , ред. (1995). Физика двадцатого века . Бристоль ; Нью-Йорк: Институт физики , Американский институт физики . п. 1696. ISBN 0-7503-0310-7. OCLC 33102501 .

[Nazé-2] Naze, Y. (ноябрь 2009). «Горячие звезды, наблюдаемые XMM-Newton. I. Каталог и свойства OB-звезд» . Астрономия и астрофизика . 506 (2): 1055–1064. arXiv : 0908.1461 . Bibcode : 2009A&A ... 506.1055N . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912659 . S2CID 17317459 .

[1],