Estrella enana

Estrella enana , ("enana") - puede ser de los siguientes tipos:

• Una enana amarilla  es un tipo de estrella pequeña de secuencia principal de clase espectral G, con una masa entre 0,8 y 1,2 masas solares.
• Una enana naranja  es un tipo de estrella pequeña de secuencia principal de clase espectral K, con una masa entre 0,5 y 0,8 masas solares y una vida útil más larga.
• Una enana roja es una estrella de secuencia principal  pequeña y relativamente fría de tipo espectral M. Son bastante diferentes de otras estrellas. El diámetro y la masa de las enanas rojas no superan un tercio de la masa solar (el límite de masa inferior es 0,0767 [1] [2] solar, seguido de las enanas marrones ).
• Una enana azul  es un tipo hipotético de estrella que evoluciona a partir de enanas rojas antes de que se consuma todo el hidrógeno, y luego, presumiblemente, evoluciona a enanas blancas.
• Enana blanca  : estrellas evolucionadas con una masa que no excede el límite de Chandrasekhar, desprovistas de sus propias fuentes de energía termonuclear. Tienen una clase espectral DA.
• Una enana negra  es una enana blanca que se ha enfriado y, como resultado, no irradia (o irradia débilmente) en el rango visible. Representa la etapa final en la evolución de las enanas blancas en ausencia de acreción. Las masas de enanas negras, como las masas de enanas blancas, están limitadas desde arriba por el límite de Chandrasekhar .
• Las enanas marrones son objetos  subestelares (con masas en el rango de 12,57 a 80,35 masas de Júpiter , lo que corresponde a 0,012 [3] [4] -0,0767 [1] [2] masas solares ), en cuyas profundidades, a diferencia de las principales secuencia de estrellas , no hay reacción de fusión termonuclear con la conversión de hidrógeno en helio ( el ciclo de Bethe ).
• Las enanas submarrones o subenanas marrones son formaciones frías que se encuentran por debajo del límite de masa de las enanas marrones . En su mayoría se consideran planetas .

Notas

1. ↑ 1 2 Burrows, A., Hubbard, WB, Saumon, D., Lunine, JI Un conjunto ampliado de modelos de estrellas enanas marrones y de muy baja masa  //  The Astrophysical Journal  : op. científico revista _ - Ediciones IOP , 1993. - Vol. 406 , núm. 1 . - pág. 158-171 . — ISSN 0004-637X . -doi : 10.1086/ 172427 . - .  - Con. 160.
2. ↑ 1 2 Fred C. Adams y Gregory Laughlin (U. Michigan) (1997), Un universo moribundo: el destino a largo plazo y la evolución de los objetos astrofísicos, arΧiv : astro-ph/9701131 [astro-ph]. (inglés)  - pág. 5.   
3. ↑ David S. Spiegel; Adam Burrows & John A. Milsom (2010), El límite de masa de combustión de deuterio para enanas marrones y planetas gigantes, arΧiv : 1008.5150v2 [astro-ph]. (inglés)  - Ver página 2, 6.   
4. ↑ G. Chabrier; I. Baraffe; F. Allard & PH Hauschildt (2005), Revisión sobre estrellas de baja masa y enanas marrones, arΧiv : astro-ph/0509798v1 [astro-ph]. (Inglés)  - Ver página 16. - Cita: La distinción entre BD y planetas gigantes se ha convertido en estos días en un tema de intenso debate. En 2003, la IAU adoptó la masa mínima de combustión de deuterio, m DBMM ≃ 0.012M ⊙ (Saumon et al. 1996, Chabrier et al. 2000b) como la distinción oficial entre los dos tipos de objetos.[…] Traducción: [ …] La diferencia entre Enanas Marrones y Planetas Gigantes se ha convertido en un tema de intenso debate en la actualidad. En 2003, la IAU adoptó la masa mínima requerida para la combustión    deuterio m DBMM ≃ 0.012M ⊙ (Saumon et al. 1996, Chabrier et al. 2000b), como el valor oficial para distinguir entre los dos tipos de objetos.[…]

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