Una estrella enana es una estrella de tamaño relativamente pequeño y baja luminosidad . La mayoría de las estrellas de la secuencia principal son estrellas enanas. El término se acuñó originalmente en 1906 cuando el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung notó que las estrellas más rojas, clasificadas como K y M en el esquema de Harvard, podían dividirse en dos grupos distintos. Son mucho más brillantes que el Sol o mucho más tenues. Para distinguir estos grupos, los llamó estrellas "gigantes" y "enanas", [1] las estrellas enanas son más débiles y las gigantes más brillantes que el Sol. La mayoría de las estrellas están clasificadas actualmente en el sistema Morgan Keenan.usando el O letras, B, A, F, G, K y M, una secuencia desde el más caliente: tipo O , para el más fresco: tipo M . El alcance del término "enano" se amplió posteriormente para incluir lo siguiente:
- La estrella enana sola generalmente se refiere a cualquier estrella de la secuencia principal , una estrella de clase de luminosidad V: estrellas de la secuencia principal (enanas). Ejemplo: Achernar (B6Vep) [2]
- Las enanas rojas son estrellas de secuencia principal de baja masa.
- Las enanas amarillas son estrellas de la secuencia principal (enanas) con masas comparables a las del Sol .
- Enanas naranjas son de tipo K estrellas de la secuencia principal .
- Una enana azul es una clase hipotética de estrellas de muy baja masa que aumentan de temperatura a medida que se acercan al final de su vida de secuencia principal.
- Una enana blanca es una estrella compuesta de materia degenerada por electrones , que se cree que es la etapa final en la evolución de estrellas que no tienen la masa suficiente para colapsar en una estrella de neutrones o un agujero negro, estrellas menos masivas que aproximadamente 9 masas solares .
- Una enana negra es una enana blanca que se ha enfriado lo suficiente como para dejar de emitir luz visible.
- Una enana marrón es un objeto subestelar que no es lo suficientemente masivo como para fusionar hidrógeno en helio , pero sí lo suficientemente masivo como para fusionar el deuterio, menos de aproximadamente 0,08 masas solares y más de aproximadamente 13 masas de Júpiter.
Ver también
Referencias
- ^ Brown, Laurie M .; Pais, Abraham ; Pippard, AB , eds. (1995). Física del siglo XX . Bristol ; Nueva York: Instituto de Física , Instituto Americano de Física . pag. 1696. ISBN 0-7503-0310-7. OCLC 33102501 .
- ^ Nazé, Y. (noviembre de 2009). "Estrellas calientes observadas por XMM-Newton. I. El catálogo y las propiedades de las estrellas OB" . Astronomía y Astrofísica . 506 (2): 1055–1064. arXiv : 0908.1461 . Bibcode : 2009A y A ... 506.1055N . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 200912659 . S2CID 17317459 .