Dvergstjerne

Ei dvergstjerne eller berre dverg er forskjellige typar stjerner, som ikkje nødvendigvis har noko med kvarandre å gjere.

Omgrepet vart først nytta i 1906, då den danske astronomen Ejnar Hertzsprung merka seg at dei raudaste stjernene som var klassifisert som K og M i Harvard-skjemaet, kunne delast inn i to særeigne grupper. Dei er anten mykje meir lyssterke enn sola, eller mykje svakare. For å skilje desse to gruppene, kalla han dei «kjemper» eller «dvergar»,^[1] der dvergstjernene var meir lyssvake og kjempene meir lyssterke enn sola. Omgrepet «dverg» er seinare utvida til å gjelde:

• Dvergstjerne aleine syner som regel til ei stjerne i hovudserien, ei stjerne med spektralklasse V.
  • Raud dverg, stjerner i hovudserien med låg masse.
  • Gul dverg, stjerne i hovudserien med masse som liknar på sola.
  • Oransje dverg, hovudseriestjerner klasse K
• Blå dverg, ein hypotetisk klasse av stjerner med særs låg masse som aukar i temperatur når dei nærmar seg slutten av levetida i hovudserien.
• Kvit dverg er ei stjerne som består av degenerert materie, tenkt å vere det siste stadiet i utviklinga av stjerner som ikkje er massive nok til å kollapse til å bli ei nøytronstjerne eller gå gjennom ein type II supernova—stjerner med masse mindre enn rundt ni solmassar.
  • Svart dverg er ein kvit dverg som har blitt avkjølt så mykje at ho ikkje lenger sender ut synleg lys.
• Brun dverg er eit substellart objekt som ikkje er massive nok til å fusjonere hydrogen til helium, men likevel massive nok til å fusjonere deuterium—mindre enn kring 0,08 solmassar og meir enn kring 13 Jupitermassar.