Dvergstjerne

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», 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.
 Raud dverg, stjerner i hovudserien med låg masse. 
 Gul dverg, stjerne i hovudserien med masse som liknar på sola.
 Oransje dverg, hovudseriestjerner klasse K
 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. 

Kjelder
Denne artikkelen bygger på «Dwarf star» frå ,  den 7. juni 2016.  


Kategori:Stjerner