| dbo:abstract
|
- El terme estel nan o estrella nana es refereix a diferents classes d'estels.
* Estel nan normalment es refereix a qualsevol estel de la seqüència principal, un estel de la lluminositat de classe V.
* Nan roig presenta menor massa que els estels de la seqüència principal.
* Nan groc és un estel nan de la seqüència principal amb massa comparable a la del Sol, El Sol és un estel nan groc.
* Nan blau és un estel de baixa massa que hipotèticament és una forma de nan roig de post seqüència principal.
* Nan blanc és un estel compost de matèria degenerada d'electrons, que es pensa que és la fase final en l'evolució dels estels no prou massius com a per produir una ; els estels amb aproximadament menys de 9 masses solars.
* Nan negre es refereix a un nan blanc que s'ha refredat prou com per a no emetre llum visible.
* Nan marró és un objecte subestel·lar no prou massiu com per a produir la fusió de l'hidrogen en heli; menys de 0,08 masses solars. (ca)
- مصطلح نجم قزم يشير لمجموعة متنوعة من فئات النجوم. وقد صاغ هذا المصطلح في عام 1906 عندما لاحظ الفلكي الدنماركي هرتز سبرنج أن النجوم الأكثر احمرار والمصنفة K و M في مخطط هارفارد وجب تقسيمها إلى مجموعتين متميزتين. إما خافتة أو أكثر إشراقا من الشمس لكي يتم التمييز بينهما، وسميت المجموعة المشرقة «عملاقة» والخافتة «قزمة». مصطلح «قزم» توسع لاحقا ليشمل ما يلي:
* النجوم القزمة تشير بصفة عامة إلى أي نجم من النسق الأساسي بدرجة لمعان V.
* الأقزام الحمراء هي نجوم النسق الأساسي، منخفضة الكتلة.
* الأقزام الصفراء تعتبر في النسق الأساسي (قزم) بكتلة تعادل الشمس.
* الأقزام البرتقالية هي نجوم من K-نوع في النسق الأساسي.
* الأقزام الزرقاء هي فئة مفترضة من النجوم منخفضة جدا في كتلة مع درجة حرارة عالية لأنها في نهاية عمرها ضمن تسلسل النسق الأساسي.
* الأقزام البيضاء هي نجوم تتألف من مادة متحللة، ويعتقد أنها في المرحلة الأخيرة في تطورها فهي ليست ضخمة لتنهار إلى نجم نيوتروني أو مستعر أعظم نوع 2 - حجمها يقارب 9 مرات كتلة شمسية.
* القزم الأسود هو قزم أبيض فقد طاقته واصبح بارد بحيث لم يعد يصدر أي الضوء المرئي.
* القزم البني هو جرم شبه نجمي ليس ضخم بما فيه الكفاية ولا يكتسب جاذبية قوية حتى يدمج الهيدروجين إلى هيليوم، ولكن يستطيع دمج الديوتريوم، كتلته حوالي 0.08 كتلة شمسية أو اقل وأكثر من كتلة المشتري 13 مرة. (ar)
- Trpaslík je souhrnné označení pro odlišné třídy hvězd. (cs)
- Unter einem Zwergstern wird in der Astronomie im Allgemeinen ein Hauptreihenstern verstanden. Diese befinden sich nach Yerkes-Klassifikation in der Leuchtkraftklasse V. Hauptreihensterne stellen die bei Weitem zahlreichsten Sterne dar. Im Gegensatz zu anderen Sternen setzen Hauptreihensterne ihre Energie durch die Fusion von Wasserstoff im stellaren Kern frei. Nichthauptreihensterne sind dagegen entwickelte Sterne, deren Wasserstoffvorrat im Kern erschöpft ist. Die Bezeichnung Zwerg ist hierbei relativ zu anderen Sternen desselben Spektraltyps, aber höherer Leuchtkraftklasse (Riesensternen): Betrachtet man Sterne gleicher Effektivtemperatur, so haben Sterne mit höherer Leuchtkraft auch einen größeren Radius. Nach dem jeweiligen Spektraltyp spricht man auch von z. B. gelben Zwergen (etwa bei der Sonne) oder von roten Zwergen. Weitere stellare und substellare Objekte in der Astronomie führen „Zwerg“ im Namen, sind aber keine Hauptreihensterne und werden daher nicht zu den eigentlichen Zwergsternen gezählt:
* Weiße Zwerge sind Sternüberreste, in denen die Kernfusion erloschen ist und die sich unter dem Druck der Schwerkraft auf bis zu 100.000 K aufheizen. Sie haben einen Durchmesser von etwa 0.9 bis 2.2 Erdradien, aber eine Masse von 0.2 bis 1.4 Sonnenmassen, was eine extrem hohe Dichte der Materie Weißer Zwerge bedeutet. Im weiteren Verlauf kühlt ein Weißer Zwerg ab und wird leuchtschwächer, bis er sich nach einigen zehn Milliarden Jahren zu einem Schwarzen Zwerg entwickelt hat. Diese Objekte sind aufgrund der langen Dauer dieses Abkühlungsprozesses bislang hypothetisch, d. h., es ist kein Vertreter beobachtet worden.
* Braune Zwerge sind substellare Objekte, die sich wie Sterne aus dichten Molekülwolken bilden, aber dabei nicht die notwendige Masse erreichen, um die Wasserstofffusion im Kern zu zünden. Sie können allerdings mit der Lithiumfusion und der Deuteriumfusion beginnen. (de)
- Νάνος αστέρας ή αστέρας νάνος χαρακτηρίζεται οποιοσδήποτε αστέρας του οποίου η διάμετρος είναι από το δεκαπλάσιο μέχρι το δέκατο της ηλιακής. Συνεπώς ο Ήλιος συγκαταλέγεται μεταξύ των νάνων αστέρων. Οι νάνοι αστέρες αποτελούν ιδιαίτερη κατηγορία μεγέθους αστέρων στην οποία και περιλαμβάνονται οι λευκοί νάνοι και οι ερυθροί νάνοι με διάμετρο που κυμαίνεται μεταξύ 0,1 και 0,001 της ηλιακής. (el)
- A dwarf star is a star of relatively small size and low luminosity. Most main sequence stars are dwarf stars. The meaning of the word "dwarf" was later extended to some star-sized objects that are not stars, and compact stellar remnants which are no longer stars. (en)
- Izar nano izenak hainbat izar mota biltzen ditu. Terminoa jatorrian 1906an sortu zen, Ejnar Hertzsprung daniar astronomoa konturatu zenean izarrik gorrienak (K eta Harvard-eko sailkapen eskemako M bezala sailkatuta) bi talde desberdinetan bana zitezkeela, Eguzkia baino askoz distiratsuagoak zirenak, eta askoz ahulagoak zirenak. Talde horiek bereizteko, izar "erraldoiak" eta "nanoak" izenak eman zizkien hurrenez hurren. Terminoa zabaldu egin zen hurrengoa sartzeko:
* Izar nano deritzo izar bat bere bizitzaren hasierako fasean aurkitzen denean. Fase horri "Hasierako sekuentzia" esaten zaio eta bere bizitzaren %90 hartzen du. Beraz izar gehienak nanoak dira. Izar nanoko izendapenaren barnean segida nagusiko edozein izar sartu ohi da, V motako argitasuna duena.
* Nano gorriak: segida nagusiko masa baxuko izarrak dira.
* Nano horiak: Eguzkiarenarekin erkatzeko moduko masadun izar nanoak, segida nagusikoak.
* Nano laranjak: segida nagusiko K motako izarrak dira.
* izar nano mota hipotetiko bat da, zeinaren masa oso baxua izanik, sekuentzia nagusia bukatu bezain laster argitasuna ikaragarri handitu eta bere bizialdiaren bukaerara iristen diren.
* Nano zuriak elektroi degeneratutako materiaz osaturikoak dira. Beren bilakaerako azkeneko etapan aurkitu arren, izar horiek ez dute behar beste masa neutroi-izar batean kolapsatzeko edo II. motako supernoba batean lehertzeko (9 eguzki-masa baino izar gutxiagoko masiboek ez bezala).
* Nano beltza hoztutako nanu zuria da, eta beraz ia argirik igortzen ez duena.
* Nano marroia berez izarra ez den objetu bat da, hidrogenoa fusionatu eta helioa sortzeko behar beste masarik ez duena, baina deuterioa fusionatzeko bezain masiboa (gutxi gorabehera 0,08 eguzki-masa baino gutxiago dute, eta 13 bider Jupiterren masa baino gehiago). (eu)
- El término estrella enana hace referencia a una variedad de distintas clases de estrellas. El término fue originalmente acuñado en 1906 cuando el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung se dio cuenta de que las estrellas más rojas (clasificadas como K y M en el esquema de clasificación de Harvard) podían ser divididas en dos grupos distintos. O bien, mucho más brillantes que el Sol, o mucho más débiles. Para distinguir estos grupos, los denominó estrellas "gigantes" y "enanas",siendo así las estrellas enanas más débiles y las gigantes más brillantes que el Sol. El alcance del término "enana" se amplió posteriormente para incluir lo siguiente:
* Bajo la denominación de estrella enana se hace referencia generalmente a cualquier estrella de la secuencia principal, una estrella de clase de luminosidad V.
* Enanas rojas: son estrellas de baja masa de la secuencia principal.
* Enanas amarillas: estrellas (enanas) de la secuencia principal con masas comparables a la del Sol.
* Enanas naranjas: son estrellas de tipo-K de la secuencia principal.
* Una enana azul es una clase hipotética de estrellas de masa muy baja que incrementan su temperatura tan pronto como llegan al final de su vida en la secuencia principal.
* Las enanas blancas son estrellas compuestas por materia de electrones degenerados, a pesar de encontrarse en la etapa final de su evolución, no son lo suficientemente masivas como para colapsar en una estrella de neutrones o explotar como una supernova de tipo II (estrellas menos masivas que 9 masas solares).
* Una enana negra es una enana blanca que se ha enfriado lo suficiente de tal manera que ya no emite ninguna luz visible.
* Una enana marrón es un objeto subestelar no lo bastante masivo como para fusionar el hidrógeno en helio, aunque lo suficientemente masivo para fusionar deuterio (menos de aproximadamente 0,08 masas solares y más de 13 masas jovianas), aproximadamente.
* Datos: Q244393 (es)
- Séard atá in abhacréalta ná réalta ar aon mhais leis an nGrian, nó níos lú ná sin. Dá dtarraingeofá graf de réaltaí éagsúla i gcoinne dhearbhmhéid na réaltaí sin, formhór na réaltaí, is i réimse cúng go maith a bheidís, idir fionnuartas doiléir agus teocht gheal. Is é an príomhsheicheamh a thugtar ar an réimse seo, agus tharla gur réalta measartha mór an Ghrian seo againne, is i lár an réimse sin a bheadh sí. Tá réaltaí ann nach bhfuil sa phríomhsheicheamh. Is réaltaí ollmhóra fuara iad na nó 'na fathaigh dhearga', mar a thugtar orthu. Ídíonn siad seo a gcuid breosla go tapa agus ní fada a mhaireann siad. Taobh amuigh den phríomhsheicheamh tá réaltaí níos lú ná sin, 'na habhacréaltaí bána' mar a thugtar orthu, réaltaí nach n-ídíonn a gcuid breosla ach go mall. Is fada a mhaireann siad. Na habhacréaltaí bána is lú mais, is lú ceann ar bith díobh ó thaobh maise de ná 1% de mhais na Gréine. Dá mba lú ná sin ó thaobh maise iad, an teocht sa chroíleacán acu, ní bheadh sí ard go leor chun comhleá a chur ar siúl, agus is rud a bheadh ann: abhac donn nó pláinéad. (ga)
- En astronomie, une étoile est dite « naine » quand sa classe de luminosité est V. Cela signifie que l'étoile se trouve, dans le diagramme HR, sur la séquence principale. Comparées aux géantes, ce sont des étoiles relativement petites qui présentent une faible luminosité. Le Soleil est une étoile naine de type G, c'est-à-dire une naine jaune. Il ne faut pas la confondre avec les étoiles appelées naines blanches ou naines brunes qui sont toutes les deux des états de l'évolution stellaire complètement différents. (fr)
- 矮星（わいせい）(dwarf star)は、光度階級が、Vの恒星。主系列星ともいう。あるいは恒星に準じる天体で、大きさが特に小さいものをさす。 主系列星
* O型主系列星
* B型主系列星
* A型主系列星
* F型主系列星
* G型主系列星
* K型主系列星
* 赤色矮星（M型主系列星） 主系列星以外
* 白色矮星
* 褐色矮星
* 黒色矮星
* 青色矮星 (ja)
- ( 다른 뜻에 대해서는 왜성 (동음이의) 문서를 참고하십시오.) 왜성(矮星) 또는 난쟁이별은 상대적으로 크기가 작고 광도가 적은 항성이다. 대부분의 주계열 항성이 왜성이다. 이 용어의 영단어 드워프 스타(dwarf star)는 1906년 덴마크의 천문학자 아이나르 헤르츠스프룽이 하버드 스킴(Havard scheme)에서 K와 M으로 분류되는 가장 붉은 항성들이 2개의 구별되는 그룹으로 나뉠 수 있다는 것을 발견한 1906년에 처음 만들어졌다. 태양보다 훨씬 더 밝은 행성이나, 아니면 훨씬 더 희미한 행성일 수 있다. 이 그룹을 구별하기 위해 거성과 왜성으로 구별하였다. "왜성"으로 분류되는 것은 이후 다음 항목을 포함하도록 확대되었다:
* 주계열성 항성의 통칭
* 적색왜성 : 태양의 절반 이하 질량을 가진 주계열성
* 오렌지색 왜성 : 적색왜성과 황색왜성의 중간 정도 질량을 지닌 주계열성
* 황색왜성 : 태양 정도 질량을 지닌 주계열성
* 백색왜성 : 항성 진화 단계에서 질량이 작은 별들의 최종 형태.
* 청색왜성 : 이론상의, 적색왜성의 진화 형태.
* 흑색왜성 : 백색왜성이 식은 뒤의 최종 단계.
* 갈색왜성 : 행성과 항성의 중간 단계. 지속적인 수소 핵융합을 일으키기에 질량이 너무 작으나, 중수소 융합은 일으킬 수 있는 천체 (ko)
- Karły – gwiazdy zaliczane do klasy jasności V. Najczęściej występujący typ gwiazdy; są to gwiazdy I populacji leżące w granicach ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella. Bezpośrednio po powstaniu gwiazdy mają stosunkowo duże rozmiary; następnie kurczą się, zmierzając na diagramie Hertzsprunga-Russella do linii zwanej ciągiem głównym wieku zero. Jej dokładne położenie zależy od składy chemicznego materii gwiazdowej, mierzonego sumaryczną zawartością wszystkich pierwiastków cięższych od helu. Po osiągnięciu ciągu głównego wieku zero gwiazda przestaje się kurczyć (osiągając swój minimalny promień) i staje się karłem; w jej jądrze rozpoczyna się reakcja przemiany wodoru w hel. W miarę zużywania wodoru promień karła powoli rośnie. Gwiazda opuszcza ciąg główny, gdy w jej środku wyczerpie się całkowicie wodór. Czas główny na ciągu głównym, czyli czas trwania w stadium karła, można oszacować z przybliżonej formuły: lat, gdzie jest masą karła, a masą Słońca. Od ciągu głównego gwiazda przechodzi do obszarów olbrzymów. Podstawowe parametry karłów, czyli jasność i temperatura efektywna (a zatem i promień), są określone w dobrym przybliżeniu przez masę gwiazdy, gdzie dla (dla gwiazd mniej masywnych – ok. 2,5), a jest jasnością Słońca. Przemiana wodoru w hel zachodzi w jądrach karłów przez dwa podstawowe łańcuchy reakcji termojądrowych: tzw. cykl proton-proton (p-p) i cykl CNO. W mało masywnych karłach dominuje cykl p-p, w karłach o masie ok. obydwa cykle mają porównywalną wydajność, w bardziej masywnych karłach dominuje zaś cykl CNO. W jądrach karłów o wskutek konwekcji następuje mieszanie materii powodujące utrzymanie w całym jądrze praktycznie takiego samego składu chemicznego; skokowy spadek zawartości helu – do wartości odpowiadającej nie przetworzonej w reakcjach jądrowych materii gwiazdowej – występuje na jej zewnętrznej granicy; poza jądrem energia jest przenoszona na zewnątrz gwiazdy na drodze promienistej. W jądrach karłów o nie ma konwekcji, a tempo malenia zawartości wodoru najszybsze jest w środku, coraz wolniejsze ku zewnętrznej granicy jądra; w efekcie zawartość helu spada płynnie od środka gwiazdy do granicy jądra; wytworzona energia jest przenoszona na zewnątrz, początkowo na drodze promienistej, a bliżej powierzchni karła w wyniku konwekcji. W karłach o coraz mniejszych masach i temperaturach efektywnych warstwa częściowej jonizacji (a wraz z nią warstwa konwekcyjna) sięga coraz głębiej pod powierzchnię (np. w Słońcu do ok. 1/3 promienia), aż przy masie karłów ok. dochodzi do środka gwiazdy. Obecność warstwy konwektywnej w rotującej gwieździe prowadzi do powstania aktywności magnetycznej gwiazdy. Minimalna masa karłów wynosi ok. (dokładana jej wartość zależy od składy chemicznego materii gwiazdowej). Obiekty o mniejszych masach nie osiągają w centrum dostatecznie wysokiej temperatury, by mogły zachodzić w nich reakcje przemiany wodoru w hel (brązowe karły). Dla karłów poszczególnych typów widmowych używa się nazw pochodzących od ich barwy:
* czerwony karzeł – karzeł o typie widmowym K-M,
* pomarańczowy karzeł – karzeł o typie widmowym K,
* żółty karzeł – karzeł o typie widmowym G (przykładem gwiazdy tego typu jest Słońce),
* żółto-biały karzeł – karzeł o typie widmowym F,
* błękitny karzeł – karzeł o typie widmowym O,
* brązowy karzeł – obiekt gwiazdopodobny o masie zbyt małej, żeby zachodziły w nim reakcje termojądrowe (pl)
- Sterren worden geklasseerd aan de hand van hun lichtkracht. Dwergsterren zijn sterren die relatief weinig licht uitstralen. Ze bevinden zich op de hoofdreeks van het Hertzsprung-Russelldiagram. Dit in tegenstelling tot reuzensterren. Dit kenmerk is het enige gemeenschappelijke aan de term dwergster. De benaming dwerg zegt niets over de massa of over de omvang van de ster, noch wordt er eenzelfde ontstaansgeschiedenis of fase in hun leven mee aangeduid.Er zijn dwergsterren die heet zijn en dwergsterren die koel zijn. Hieraan danken zij de verschillende benamingen (bruin, oranje, rood, geel, wit en zwart). Er zijn verschillende redenen waarom een ster weinig (zichtbaar) licht uitzendt:
* De ster heeft te weinig massa om kernfusie te starten en is eigenlijk een mislukte ster zoals een bruine dwerg. Kernfusie kan pas beginnen als de ster een massa heeft van minimaal 0,08 zonsmassa. Bruine dwergen zitten onder deze grens, rode dwergen er net boven.
* Een rode dwergster is relatief groot maar ook koel waardoor toch niet zoveel licht wordt uitgezonden. De massa is heel gering. Een voorbeeld van een rode dwerg is de ster Proxima Centauri.
* De zon is een ster die zich op de hoofdreeks van het Hertzsprung-Russelldiagram bevindt en is een voorbeeld van een gele dwergster.
* Een witte dwerg is het restant van een zwaardere ster die aan het eind van zijn "normale" leven zijn buitenste lagen weggeblazen heeft. De kern van de ster blijft over als witte dwerg en is aanvankelijk nog zeer heet maar koelt heel langzaam af omdat in de ster zelf geen kernreacties meer plaatsvinden. Een bekende witte dwerg is de kleine begeleider van Sirius (Sirius B). Ze heeft ongeveer dezelfde massa als de zon, maar de afmetingen van een grote planeet (4 x de aardmiddellijn). Dit is alleen maar mogelijk als de materie van de ster afgebroken is tot losse kernen en elektronen, die zeer dicht bij elkaar liggen. De materie van een witte dwerg is bijzonder zwaar: een cm³ van de materie van Sirius B heeft een massa van 30.000 maal die van een cm³ water.
* Een witte dwerg die na tientallen biljarden jaren zo is afgekoeld dat hij geen licht meer uitstraalt is een zwarte dwerg geworden. Omdat het heelal pas 13,7 miljard jaar oud is zijn er nog geen zwarte dwergen. (nl)
- Em astronomia, estrelas anãs são um grupo característico de estrelas ao qual a maioria das estrelas conhecidas pertence. A característica principal deste grupo é que o processo majoritário de produção de energia é a fusão de prótons (núcleos de hidrogênio) em uma reação chamada cadeia próton-próton. O Sol é uma estrela anã. Assim como todas as estrelas que pertencem à sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell também são chamadas de estrelas anãs, ou sub-anãs. (pt)
- Карликовая звезда, («карлик») — может быть следующих типов:
* Жёлтый карлик — тип небольших звёзд главной последовательности спектрального класса G, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца.
* Оранжевый карлик — тип небольших звёзд главной последовательности спектрального класса K, имеющих массу от 0,5 до 0,8 массы Солнца и более продолжительное время жизни.
* Красный карлик — маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М. Они довольно сильно отличаются от других звёзд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы — 0,0767 солнечной, за этим идут коричневые карлики).
* Голубой карлик — гипотетический тип звёзд, эволюционирующий из красных карликов перед выгоранием всего водорода, а после предположительно эволюционирующий в белых карликов.
* Белый карлик — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара, лишённые собственных источников термоядерной энергии. Имеют спектральный класс DA.
* Чёрный карлик — остывшие и вследствие этого не излучающие (или слабоизлучающие) в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов в отсутствие аккреции. Массы чёрных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху пределом Чандрасекара.
* Коричневый карлик — субзвёздные объекты (с массами в диапазоне 12,57—80,35 масс Юпитера, что соответствует 0,012—0,0767 массам Солнца), в недрах которых, в отличие от звёзд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий (цикл Бете).
* Субкори́чневые ка́рлики или кори́чневые субка́рлики — холодные образования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами. (ru)
- En dvärgstjärna eller dvärg är en stjärna som befinner sig i en speciell fas av sin livscykel. I stjärnans centrum pågår kärnreaktioner där väte omvandlas till helium. Detta är den längsta fasen i stjärnornas livscykel. Mer än tre fjärdedelar av alla stjärnor är dvärgar. Tidigare användes till exempel begreppet gul dvärg för solen, men detta är inte längre i bruk. Termen ”dvärg” uppstod ursprungligen 1906 då den danske astronomen Ejnar Hertzsprung noterade att de rödaste stjärnorna som klassificerades som K och M i Harvard-systemet kunde delas in i två olika grupper. De lyser antingen mycket starkare än solen, eller mycket svagare. För att skilja dessa grupper kallade han dem "jätte"- och "dvärg"-stjärnor, där dvärgstjärnorna är svagare och jättestjärnorna är ljusare än solen. De flesta stjärnor klassificeras för närvarande under Morgan–Keenan systemet med bokstäverna O, B, A, F, G, K och M, en sekvens från de hetaste: typ O, till den svalaste: typ M. Omfattningen av termen "dvärg" utvidgades senare till att inkludera följande: Dvärgstjärna står i allmänhet för någon huvudseriestjärna, en stjärna av klass V: huvudseriestjärnor (dvärgar). Exempel: Achernar (B6 Vep)
* Röda dvärgar är huvudseriestjärnor med liten massa.
* Gula dvärgar är huvudseriestjärnor med massa som är jämförbara med solens.
* Orange dvärgar är huvudseriestjärnor av K-typ.
* En blå dvärg tillhör en hypotetisk klass av stjärnor med mycket liten massa, som ökar temperaturen när de är nära slutet av deras livstid i huvudserien.
* En vit dvärg är en stjärna som består av joniserad materia, som är det sista steget i utvecklingen av stjärnor, som inte är tillräckligt stora för att kollapsa i en neutronstjärna eller ett svart hål - massa mindre än ungefär 9 solmassor.
* En svart dvärg är en vit dvärg som har kylts tillräckligt för att inte längre kunna sända ut något synligt ljus.
* En brun dvärg är ett substellärt objekt som inte är tillräckligt stort för att kunna starta fusion av väte till helium, men fortfarande tillräckligt massiv för att fusionera deuterium - mindre än omkring 0,08 solmassor och mer än cirka 13 Jupiter-massor. (sv)
- Карликова зоря — позначення деяких класів зір невисокої світності. Вперше термін вжив 1906 року данський астроном Ейнар Герцшпрунг, коли помітив, що червоні зорі — класифіковані K та M за Гарвадською спектральною класифікацією — можна поділити на дві групи: вони або набагато яскравіші, або набагато тьмяніші за Сонце. Для розрізнення цих двох груп, він назвав їх зорями-«гігантами» та зорями-«карликами» (англ. dwarf — «гном») відповідно. Пізніше вживання терміну «карлик» розширилось, і сьогодні включає:
* карликова зоря або карлик (без позначення кольору) здебільшого означає будь-яку зорю головної послідовності, V-го класу світності.
* червоні карлики — зорі головної послідовності з низькою масою.
* жовті карлики — (карликові) зорі головної послідовності G з масами, близькими до маси Сонця.
* помаранчеві карлики — зорі головної послідовності класу K.
* блакитний карлик — це гіпотетичний клас зір з невеликою масою, температура яких зростає у міру наближення до кінця їхнього існування на головній послідовності. Вважається, що така зоря еволюціонує з червоного карлика у блакитного карлика і далі — у білого карлика.
* білий карлик — це зоря, яка складається з речовину у виродженому стані. Вважається кінцевою стадією еволюції зір, недостатньо масивних для колапсу у нейтронну зорю чи наднову ІІ типу — тобто, зір з масою менше приблизно 9 мас Сонця.
* чорний карлик — це білий карлик, який достатньо охолонув, щоб припинити будь-яке випромінювання у видимому діапазоні.
* коричневий карлик — це «недозоря», об'єкт недостатньо масивний, щоб запустити реакцію спалення водня на гелій, але достатньо масивний, щоб спалювати дейтерій чи літій — масою менше близько 0,08 мас Сонця та більше ніж бл. 13 мас Юпітера. (uk)
|
| rdfs:comment
|
- Trpaslík je souhrnné označení pro odlišné třídy hvězd. (cs)
- Νάνος αστέρας ή αστέρας νάνος χαρακτηρίζεται οποιοσδήποτε αστέρας του οποίου η διάμετρος είναι από το δεκαπλάσιο μέχρι το δέκατο της ηλιακής. Συνεπώς ο Ήλιος συγκαταλέγεται μεταξύ των νάνων αστέρων. Οι νάνοι αστέρες αποτελούν ιδιαίτερη κατηγορία μεγέθους αστέρων στην οποία και περιλαμβάνονται οι λευκοί νάνοι και οι ερυθροί νάνοι με διάμετρο που κυμαίνεται μεταξύ 0,1 και 0,001 της ηλιακής. (el)
- A dwarf star is a star of relatively small size and low luminosity. Most main sequence stars are dwarf stars. The meaning of the word "dwarf" was later extended to some star-sized objects that are not stars, and compact stellar remnants which are no longer stars. (en)
- En astronomie, une étoile est dite « naine » quand sa classe de luminosité est V. Cela signifie que l'étoile se trouve, dans le diagramme HR, sur la séquence principale. Comparées aux géantes, ce sont des étoiles relativement petites qui présentent une faible luminosité. Le Soleil est une étoile naine de type G, c'est-à-dire une naine jaune. Il ne faut pas la confondre avec les étoiles appelées naines blanches ou naines brunes qui sont toutes les deux des états de l'évolution stellaire complètement différents. (fr)
- 矮星（わいせい）(dwarf star)は、光度階級が、Vの恒星。主系列星ともいう。あるいは恒星に準じる天体で、大きさが特に小さいものをさす。 主系列星
* O型主系列星
* B型主系列星
* A型主系列星
* F型主系列星
* G型主系列星
* K型主系列星
* 赤色矮星（M型主系列星） 主系列星以外
* 白色矮星
* 褐色矮星
* 黒色矮星
* 青色矮星 (ja)
- Em astronomia, estrelas anãs são um grupo característico de estrelas ao qual a maioria das estrelas conhecidas pertence. A característica principal deste grupo é que o processo majoritário de produção de energia é a fusão de prótons (núcleos de hidrogênio) em uma reação chamada cadeia próton-próton. O Sol é uma estrela anã. Assim como todas as estrelas que pertencem à sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell também são chamadas de estrelas anãs, ou sub-anãs. (pt)
- مصطلح نجم قزم يشير لمجموعة متنوعة من فئات النجوم. وقد صاغ هذا المصطلح في عام 1906 عندما لاحظ الفلكي الدنماركي هرتز سبرنج أن النجوم الأكثر احمرار والمصنفة K و M في مخطط هارفارد وجب تقسيمها إلى مجموعتين متميزتين. إما خافتة أو أكثر إشراقا من الشمس لكي يتم التمييز بينهما، وسميت المجموعة المشرقة «عملاقة» والخافتة «قزمة». مصطلح «قزم» توسع لاحقا ليشمل ما يلي: (ar)
- El terme estel nan o estrella nana es refereix a diferents classes d'estels.
* Estel nan normalment es refereix a qualsevol estel de la seqüència principal, un estel de la lluminositat de classe V.
* Nan roig presenta menor massa que els estels de la seqüència principal.
* Nan groc és un estel nan de la seqüència principal amb massa comparable a la del Sol, El Sol és un estel nan groc.
* Nan blau és un estel de baixa massa que hipotèticament és una forma de nan roig de post seqüència principal.
* Nan blanc és un estel compost de matèria degenerada d'electrons, que es pensa que és la fase final en l'evolució dels estels no prou massius com a per produir una ; els estels amb aproximadament menys de 9 masses solars.
* Nan negre es refereix a un nan blanc que s'ha refredat prou com per a (ca)
- Unter einem Zwergstern wird in der Astronomie im Allgemeinen ein Hauptreihenstern verstanden. Diese befinden sich nach Yerkes-Klassifikation in der Leuchtkraftklasse V. Hauptreihensterne stellen die bei Weitem zahlreichsten Sterne dar. Im Gegensatz zu anderen Sternen setzen Hauptreihensterne ihre Energie durch die Fusion von Wasserstoff im stellaren Kern frei. Nichthauptreihensterne sind dagegen entwickelte Sterne, deren Wasserstoffvorrat im Kern erschöpft ist. Die Bezeichnung Zwerg ist hierbei relativ zu anderen Sternen desselben Spektraltyps, aber höherer Leuchtkraftklasse (Riesensternen): Betrachtet man Sterne gleicher Effektivtemperatur, so haben Sterne mit höherer Leuchtkraft auch einen größeren Radius. Nach dem jeweiligen Spektraltyp spricht man auch von z. B. gelben Zwergen (etwa be (de)
- Izar nano izenak hainbat izar mota biltzen ditu. Terminoa jatorrian 1906an sortu zen, Ejnar Hertzsprung daniar astronomoa konturatu zenean izarrik gorrienak (K eta Harvard-eko sailkapen eskemako M bezala sailkatuta) bi talde desberdinetan bana zitezkeela, Eguzkia baino askoz distiratsuagoak zirenak, eta askoz ahulagoak zirenak. Talde horiek bereizteko, izar "erraldoiak" eta "nanoak" izenak eman zizkien hurrenez hurren. Terminoa zabaldu egin zen hurrengoa sartzeko: (eu)
- El término estrella enana hace referencia a una variedad de distintas clases de estrellas. El término fue originalmente acuñado en 1906 cuando el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung se dio cuenta de que las estrellas más rojas (clasificadas como K y M en el esquema de clasificación de Harvard) podían ser divididas en dos grupos distintos. O bien, mucho más brillantes que el Sol, o mucho más débiles. Para distinguir estos grupos, los denominó estrellas "gigantes" y "enanas",siendo así las estrellas enanas más débiles y las gigantes más brillantes que el Sol. El alcance del término "enana" se amplió posteriormente para incluir lo siguiente: (es)
- Séard atá in abhacréalta ná réalta ar aon mhais leis an nGrian, nó níos lú ná sin. Dá dtarraingeofá graf de réaltaí éagsúla i gcoinne dhearbhmhéid na réaltaí sin, formhór na réaltaí, is i réimse cúng go maith a bheidís, idir fionnuartas doiléir agus teocht gheal. Is é an príomhsheicheamh a thugtar ar an réimse seo, agus tharla gur réalta measartha mór an Ghrian seo againne, is i lár an réimse sin a bheadh sí. (ga)
- ( 다른 뜻에 대해서는 왜성 (동음이의) 문서를 참고하십시오.) 왜성(矮星) 또는 난쟁이별은 상대적으로 크기가 작고 광도가 적은 항성이다. 대부분의 주계열 항성이 왜성이다. 이 용어의 영단어 드워프 스타(dwarf star)는 1906년 덴마크의 천문학자 아이나르 헤르츠스프룽이 하버드 스킴(Havard scheme)에서 K와 M으로 분류되는 가장 붉은 항성들이 2개의 구별되는 그룹으로 나뉠 수 있다는 것을 발견한 1906년에 처음 만들어졌다. 태양보다 훨씬 더 밝은 행성이나, 아니면 훨씬 더 희미한 행성일 수 있다. 이 그룹을 구별하기 위해 거성과 왜성으로 구별하였다. "왜성"으로 분류되는 것은 이후 다음 항목을 포함하도록 확대되었다: (ko)
- Karły – gwiazdy zaliczane do klasy jasności V. Najczęściej występujący typ gwiazdy; są to gwiazdy I populacji leżące w granicach ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella. Bezpośrednio po powstaniu gwiazdy mają stosunkowo duże rozmiary; następnie kurczą się, zmierzając na diagramie Hertzsprunga-Russella do linii zwanej ciągiem głównym wieku zero. Jej dokładne położenie zależy od składy chemicznego materii gwiazdowej, mierzonego sumaryczną zawartością wszystkich pierwiastków cięższych od helu. Po osiągnięciu ciągu głównego wieku zero gwiazda przestaje się kurczyć (osiągając swój minimalny promień) i staje się karłem; w jej jądrze rozpoczyna się reakcja przemiany wodoru w hel. W miarę zużywania wodoru promień karła powoli rośnie. Gwiazda opuszcza ciąg główny, gdy w jej środku wyczerp (pl)
- Sterren worden geklasseerd aan de hand van hun lichtkracht. Dwergsterren zijn sterren die relatief weinig licht uitstralen. Ze bevinden zich op de hoofdreeks van het Hertzsprung-Russelldiagram. Dit in tegenstelling tot reuzensterren. Er zijn verschillende redenen waarom een ster weinig (zichtbaar) licht uitzendt: (nl)
- Карликовая звезда, («карлик») — может быть следующих типов:
* Жёлтый карлик — тип небольших звёзд главной последовательности спектрального класса G, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца.
* Оранжевый карлик — тип небольших звёзд главной последовательности спектрального класса K, имеющих массу от 0,5 до 0,8 массы Солнца и более продолжительное время жизни.
* Красный карлик — маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М. Они довольно сильно отличаются от других звёзд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы — 0,0767 солнечной, за этим идут коричневые карлики).
* Голубой карлик — гипотетический тип звёзд, эволюционирующий из красных карликов перед выгоранием всего водорода, а после предполож (ru)
- En dvärgstjärna eller dvärg är en stjärna som befinner sig i en speciell fas av sin livscykel. I stjärnans centrum pågår kärnreaktioner där väte omvandlas till helium. Detta är den längsta fasen i stjärnornas livscykel. Mer än tre fjärdedelar av alla stjärnor är dvärgar. Tidigare användes till exempel begreppet gul dvärg för solen, men detta är inte längre i bruk. Omfattningen av termen "dvärg" utvidgades senare till att inkludera följande: Dvärgstjärna står i allmänhet för någon huvudseriestjärna, en stjärna av klass V: huvudseriestjärnor (dvärgar). Exempel: Achernar (B6 Vep) (sv)
- Карликова зоря — позначення деяких класів зір невисокої світності. Вперше термін вжив 1906 року данський астроном Ейнар Герцшпрунг, коли помітив, що червоні зорі — класифіковані K та M за Гарвадською спектральною класифікацією — можна поділити на дві групи: вони або набагато яскравіші, або набагато тьмяніші за Сонце. Для розрізнення цих двох груп, він назвав їх зорями-«гігантами» та зорями-«карликами» (англ. dwarf — «гном») відповідно. Пізніше вживання терміну «карлик» розширилось, і сьогодні включає: (uk)
|
