Kääpiötähti
Hertzsprung-Russell-kaavio Spektriluokka ruskeat kääpiöt valkoiset kääpiöt punaiset kääpiöt alikääpiöt Pääsarja (kääpiöt) Subgiants Jättiläiset Kirkkaat jättiläiset superjättiläiset Hyperjättiläiset Ehdoton tähtien suuruus (M V )Kääpiötähti , ("kääpiö") - voi olla seuraavia tyyppejä:
- Keltainen kääpiö on eräänlainen pieni pääsarjan spektriluokan G tähti, jonka massa on 0,8–1,2 auringon massaa.
- Oranssi kääpiö on eräänlainen pieni pääsarjan spektriluokan K tähti, jonka massa on 0,5–0,8 auringon massaa ja pidempi elinikä.
- Punainen kääpiö on pieni ja suhteellisen kylmä pääsarjan tähti spektrityyppiä M. Ne ovat melko erilaisia kuin muut tähdet. Punaisten kääpiöiden halkaisija ja massa ei ylitä kolmannesta auringon massasta (alempi massaraja on 0,0767 [1] [2] aurinkoa, jota seuraavat ruskeat kääpiöt ).
- Sininen kääpiö on hypoteettinen tähtityyppi, joka kehittyy punaisista kääpiöistä ennen kuin kaikki vety palaa, ja sitten oletettavasti kehittyy valkoisiksi kääpiöiksi.
- Valkoinen kääpiö - kehittyneet tähdet, joiden massa ei ylitä Chandrasekharin rajaa ja joilla ei ole omia lämpöydinenergian lähteitä. Heillä on spektriluokka DA.
- Musta kääpiö on valkoinen kääpiö, joka on jäähtynyt ja sen seurauksena ei säteile (tai säteile heikosti) näkyvällä alueella. Edustaa valkoisten kääpiöiden evoluution viimeistä vaihetta akkretion puuttuessa. Mustien kääpiöiden massat, kuten valkoisten kääpiöiden massat, on rajoitettu ylhäältä Chandrasekharin rajalla .
- Ruskeat kääpiöt ovat tähtien alaisia esineitä (massat ovat 12,57–80,35 Jupiterin massaa , mikä vastaa 0,012 [3] [4] -0,0767 [1] [2] auringon massaa ), joiden syvyyksissä, toisin kuin tärkeimmät tähtien sarjassa ei tapahdu lämpöydinfuusioreaktiota vedyn muuntuessa heliumiksi ( Bethe-sykli ).
- Subruskeat kääpiöt tai ruskeat kääpiöt ovat kylmiä muodostelmia, jotka ovat massaltaan ruskeiden kääpiöiden rajan alapuolella . Niitä pidetään enimmäkseen planeetoina .
Muistiinpanot
- ↑ 1 2 Burrows, A., Hubbard, WB, Saumon, D., Lunine, JI Laajennettu sarja ruskea kääpiö ja erittäin pienimassainen tähtimalli // The Astrophysical Journal : op. tieteellinen -lehteä . - IOP Publishing , 1993. - Voi. 406 , no. 1 . - s. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . - . - Kanssa. 160.
- ↑ 1 2 Fred C. Adams & Gregory Laughlin (U. Michigan) (1997), A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects, arΧiv : astro-ph/9701131 [astro-ph]. (englanniksi) - s. 5.
- ↑ David S. Spiegel; Adam Burrows & John A. Milsom (2010), The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets, arΧiv : 1008.5150v2 [astro-ph]. (englanniksi) - Katso s. 2, 6.
- ↑ G. Chabrier; I. Baraffe; F. Allard & PH Hauschildt (2005), Katsaus pienimassaisista tähdistä ja ruskeista kääpiöistä, arΧiv : astro-ph/0509798v1 [astro-ph]. (Suomi) - Katso s. 16. - Lainaus: BD:n ja jättiläisplaneettojen erosta on tullut nykyään kiihkeän keskustelun aihe. Vuonna 2003 IAU on ottanut deuteriumin palavan vähimmäismassan, m DBMM ≃ 0,012 M ⊙ (Saumon et al. 1996, Chabrier et al. 2000b) viralliseksi eroksi näiden kahden esinetyypin välillä.[…] Käännös: [ …] Ruskeiden kääpiöiden ja jättimäisten planeettojen välisestä erosta on tullut tällä hetkellä kiihkeän keskustelun aihe. Vuonna 2003 IAU hyväksyi palamiseen vaadittavan vähimmäismassan deuterium m DBMM ≃ 0,012M ⊙ (Saumon et al. 1996, Chabrier et al. 2000b), virallisena arvona näiden kahden objektityypin erottamiseksi.[…]
 Sanakirjat ja tietosanakirjat | |
|---|---|
| Bibliografisissa luetteloissa |
|