왜성

Dwarf star
콤팩트 스타와 혼동하지 말 것.

왜성은 상대적으로 크기가 작고 광도가 낮은 별이다.대부분의 주계열성은 왜성입니다."왜성"이라는 단어의 의미는 나중에 별이 아닌 일부 별 크기의 물체들과 더 이상 별이 아닌 작은 별의 잔재들로 확장되었다.

역사

이 용어는 원래 1906년 덴마크 천문학자 Ejnar Hertssprung이 하버드 체계에서 K와 M으로 분류된 가장 붉은 별들이 두 개의 뚜렷한 그룹으로 나눌 수 있다는 것을 알아냈을 때 만들어졌다.그것들은 태양보다 훨씬 밝거나 훨씬 희미하다.이러한 별들을 구별하기 위해, 그는 그것들을 "거성"[1]과 "왜성"이라고 불렀는데, 왜성은 더 희미하고 거성은 태양보다 밝다.

대부분의 별들은 현재 가장 뜨거운 O형부터 가장 차가운 M형까지의 순서인 O형, B형, A형, F형, G형, K형, M형 문자를 사용하여 모건 키난계로 분류됩니다.

20세기 후반의 적외선 천문학의 발달로 모건 키넌 시스템은 더 차가운 L과 T형까지 확장되었는데, 이들은 모두 "왜성"이지만 실제로 모두 진짜 별은 아니다.

현재 "난쟁이"라는 용어의 사용법

현재 "난동"이라는 용어의 범위는 다음과 같다.

  • 다른 조건이 없는 왜성은 일반적으로 주계열성, 광도 등급 V의 별: 주계열성(왜성)을 말합니다.예제:Achernar (B6Vep)[2]
  • 청색왜성은 주계열성 수명이 다하면 온도가 상승하는 초저질량 별의 가설 클래스입니다.(우주는 적색왜성이 아직 소위 "청색" 단계에 이르기엔 나이가 충분하지 않다고 믿어지는데, 이것은 사실 중간 정도의 흰색에 가깝다.청색 왜성(적색 왜성 단계)을 참조하십시오.
  • 백색왜성은 죽은 별의 잔해로, 전자 퇴화 물질로 구성되어 있다.그것은 중성자별이나 블랙홀로 붕괴할 정도로 충분히 무겁지 않은 별들의 진화의 마지막 단계라고 생각됩니다 – 대략 9개보다 더 무거운 별들.
    • 흑색왜성은 충분히 식어서 더 이상 가시적인 빛을 방출하지 않는 백색왜성으로 이론화된다.우주는 백색왜성이 아직 "검은색"이 될 만큼 충분히 늙지 않았다고 믿어진다.
  • 갈색왜성은 수소를 헬륨으로 융합할 수 있을 만큼 질량이 크지는 않지만 중수소를 융합할 수 있을 만큼 질량이 크다 – 약 0.08보다M☉ 작고 목성의 질량이 약 13배 이상이다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A.B., eds. (1995). Twentieth Century Physics. Bristol, UK; New York, NY: 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. S2CID 17317459.