Zvezda pritlikavka: Razlika med redakcijama
Izbrisana vsebina Dodana vsebina
m Wiki {ne še do konca} |
m Wiki |
||
Vrstica 1:
{{slog}}
'''Pritlikavke''' so [[zvezda|zvezde]], ki so po velikosti manjše od [[Sonce|Sonca]].
Rjava pritlikavka je gosto [[astronomsko telo]] z [[masa|maso]] med
Masivna mlada rjava pritlikavka začne svojo pot razvoja na področju razreda
Za hladnejše rjave pritlikavke kot npr.
: ''glej [[rdeča pritlikavka]].
▲Rjava pritlikavka je gosto [[astronomsko telo]] z [[masa|maso]] med '''13''' in '''75''' masami [[Jupiter (planet)|Jupitra]] in je vmesna stopnja razvoja med [[planet]]i in [[zvezda]]mi. Podobno velja tudi za procese, ki se odvijajo v njihovih notranjostih. Rjave pritlikavke so bolj masivna telesa kot veliki [[plinski velikan|plinski orjaki]] (Jupiter, [[Saturn (planet)|Saturn]], [[Ura (planet)|Uran]] in [[Neptun (planet)|Neptun]]) in manj masivnejša kot [[rdeča pritlikavka|rdeče pritlikavke]].
▲'''Spektralni razredi''', ki so določeni za zvezde, v ožjem smislu niso uporabni za rjave pritlikavke, kjer pravzaprav niso zvezde. Pri [[temperatura]]h od '''1800''' do '''2000°K''' pripada na podlagi opazovanj na področje zvezd razreda ''L'' in ''M'', kjer so optične lastnosti odvisne od temperature in notranje sestave. Spektralne razrede uporabimo tudi za rjave pritlikavke, pri čemer ne podajo nobenega podatka o njihovi masi, temveč podajo samo kombinacijo med maso in njihovo starostjo.
▲Masivna mlada rjava pritlikavka začne svojo pot razvoja na področju razreda '''M''' pri približno '''2900°K''' in preleti vse poznejše razrede M in L, lažje pritlikavke pa že od začetka začnejo svojo pot v poznejšem spektralnem razredu. Spodnja vrednost ni natančno določena, a po predvidevanjih leži med '''L2''' in '''L4''', pri tem se temperature gibljejo '''med 1800 do 2000°K'''. Pri poznejših, hladnejši razvojni tipi se zagotovo veljajo za rjave pritlikavke.
▲Za hladnejše rjave pritlikavke kot npr. '''Gliese 229B''' s temperaturo približno ''950°K'' so vpeljali še nov razred ''T'', ki s temperaturami pod približno 1450°K ni več uporaben za zvezde. Za to temperaturno področje so za spekter teh zvezd značilne poudarjene [[metan]]ove črte. Rjave pritlikavke razreda T pogosto imenujejo tudi metanove pritlikavke. Ta čas najhladnejša rjava pritlikavka, '''2MASS J0415-0935''', kaže pri temperaturah '''od 600 do 750°K''' kot pritlikavka T9 odstopanja od ostalih pritlikavk T, tako, da bodo pri kasnejšem odkrivanju odkrili in vpeljali še druge spektralne razrede. Pred 2MASS J0415-0935 je veljal '''Gliese 570D''' s približno 800°K kot [[najhladnejša znana pritlikavka]].
Rumena pritlikavka je zvezda glavnega niza, ki je po masi in velikosti podobna Soncu. Sonce pripada skupini rumenih pritlikavk, ki so – v nasprotju izrazu bela pritlikavka ali rdeča orjakinja – ni noben fiksen (nespremenljiv) izraz. Ta imenski izraz je vzet zaradi relativno majhne velikosti teh povprečnih zvezd v primerjavi z rdečimi orjakinjami, in so rumene barve. Ta je tipična
Bela pritlikavka je v primerjavi z drugimi zvezdami manjša in bolj vroča zvezda in predstavlja razvojno stopnjo zvezde, ki ima manj kot 1,4 Sončeve mase, potem, ko prenehajo jedrske reakcije in se zunanje, redkejše plinaste plasti zvezde odpihnejo. Razvije se iz rdeče orjakinje, ki je izvrgla zunanje plasti, tako da ostane vroče zvezdno jedro. Med maso 1,4 in 3 Sončevimi masami namesto njih nastanejo [[nevtronska zvezda|nevtronske zvezde]], če je masa še večja pa [[črna luknja]]. Bele pritlikavke imajo premer od nekaj tisoč do približno 10.000 ([[12760]] km ima Zemlja). Njihova površinska temperatura na začetku znaša med 10.000 in 100.000°, kar ima za posledico, da so te zvezde bele barve. Ker ne posedujejo več izvora energije, se počasi ohladijo po nekaj milijardah let v črne pritlikavke. Bele pritlikavke so v večini sestavljene iz [[ogljik]]a, [[dušik]]a in [[kisik]]a, ki nastanejo z zlivanjem jeder. Njihova gostota znaša eno tono na kubični centimeter. Pod tem pritiskom se plin nahaja v obliki [[degenerirana snov|degenerirane snovi]]. Bela pritlikavka doseže stabilno ravnovesje, ki je posledica [[Paulijevo izključitveno načelo|Paulijevega izklučitvenega načela]]. Potem se lahko največ dva elektrona zvezdne plazme nahajata v istem stanju. Kot posledica [[kvantna mehanika|kvantne mehanike]] tvorijo možne energijske vrednosti eno lestev (stopnjevanje), deren Sprossenabstand pri zmanjševanju zvezdine prostornine narašča. Potem, ko so vse energijske vrednosti spodnjih nivojev zasedene, morajo pri stiskanju elektroni ustrezati zgornjemu delu lestve. Ta pojav vodi k protitlaku, ki lahko vzdrži gravitacijski tlak. Če je masa zvezde večja od 1,44 Sončevih mas ([[Chandrasekharjeva meja]]), potem to ravnovesje ni mogoče, in zvezda se še naprej seseda v nevtronsko zvezdo ali črno luknjo.
Pozornosti vredno je dejstvo, da je tipičen premer bele pritlikavke odvisen od elektronske mase, kjer ima astronomska velikost neposredno funkcijo mikrokozmične naravne konstante. Stabilnost,
▲Sonce pripada skupini rumenih pritlikavk, ki so – v nasprotju izrazu bela pritlikavka ali rdeča orjakinja – ni noben fiksen (nespremenljiv) izraz. Ta imenski izraz je vzet zaradi relativno majhne velikosti teh povprečnih zvezd v primerjavi z rdečimi orjakinjami, in so rumene barve. Ta je tipična za površinsko temperaturo približno '''5500°K''' in ustreza '''spektralnemu razredu G'''.
▲=== Bela pritlikavka ===
▲Pozornosti vredno je dejstvo, da je tipičen premer bele pritlikavke odvisen od elektronske mase, kjer ima astronomska velikost neposredno funkcijo mikrokozmične naravne konstante. Stabilnost (beri ravnovesje) nevtronske zvezde temelji na podobnem Paulijevem; v tem primeru so v igri namesto elektronov nevtroni (nevtralni delci, ki so skupek elektronov in protonov).
[[Category:Zvezde]]
| |||