Opna hovudmenyen

Ei dvergstjerne eller berre dverg er forskjellige typar stjerner, som ikkje nødvendigvis har noko med kvarandre å gjere.

Omgrepet vart først nytta i 1906, då den danske astronomen Ejnar Hertzsprung merka seg at dei raudaste stjernene som var klassifisert som K og M i Harvard-skjemaet, kunne delast inn i to særeigne grupper. Dei er anten mykje meir lyssterke enn sola, eller mykje svakare. For å skilje desse to gruppene, kalla han dei «kjemper» eller «dvergar»,[1] der dvergstjernene var meir lyssvake og kjempene meir lyssterke enn sola. Omgrepet «dverg» er seinare utvida til å gjelde:

  • Dvergstjerne aleine syner som regel til ei stjerne i hovudserien, ei stjerne med spektralklasse V.
  • Blå dverg ein hypotetisk klasse av stjerner med særs låg masse som aukar i temperatur når dei nærmar seg slutten av levetida i hovudserien.
  • Kvit dverg er ei stjerne som består av degenerert materie, tenkt å vere det siste stadiet i utviklinga av stjerner som ikkje er massive nok til å kollapse til å bli ei nøytronstjerne eller gå gjennom ein type II supernova—stjerner med masse mindre enn rundt ni solmassar.
    • Svart dverg er ein kvit dverg som har blitt avkjølt så mykje at ho ikkje lenger sender ut synleg lys.
  • Brun dverg er eit substellart objekt som ikkje er massive nok til å fusjonere hydrogen til helium, men likevel massive nok til å fusjonere deuterium—mindre enn kring 0,08 solmassar og meir enn kring 13 Jupitermassar.

KjelderEndra

  1. Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A. B., red. (1995). Twentieth Century Physics. Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics. s. 1696. ISBN 0-7503-0310-7. OCLC 33102501.