Червено джудже: Разлика между версии

Съгласно диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел, червено джудже е малка и относително студена звезда от главната последователност, късен К или М спектрален клас. Този тип звезди обхващат огромно мнозинство от звездите и имат диаметър и маса под 1/3 от тази на Слънцето (най-малките стигат до 0,08 слънчеви маси и под тази условна граница вече се наричат кафяви джуджета) и температура на повърхността под 3500 К. Те излъчват малко светлина, понякога под 1/10 000 от тази на Слънцето. Поради факта, че червените джуджета изгарят водорода в ядрото си много бавно, те имат огромна продължителност на живота (от десетки милиарди до трилиони години). Червените джуджета никога не започват синтез на хелий в ядрото си и поради тази причина не се превръщат в червени гиганти. Този тип звезди бавно се свиват и се нагорещяват докато изчерпят водорода в ядрото си. Във всеки случай времето от Големият взрив до наши дни се е оказало недостатъчно за червените джуджета да напуснат главната последователност.

Фактът, че червените джуджета остават на главната последователност, докато по-старите звезди са се преместили извън нея, позволява на страничен наблюдател да определи възрастта на звездните купове като намери масата, при която звездите напускат главната последователност. В допълнение на това, именно фактът, че не са наблюдавани червени джуджета, напуснали главната последователност, е доказателство за това, че Вселената има крайна възраст.

Смята се, че червените джуджета са най-разпространеният тип звезди във Вселената. Най-близката до слънцето звезда Проксима Кентавър е червено джудже.

@@ Ред 1: / Ред 1: @@
 {{Звезди навигация}}
-Съгласно [[диаграма на Херцшпрунг-Ръсел|диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел]], '''червено джудже''' е малка и относително студена звезда от [[главна последователност|главната последователност]], късен К или М спектрален клас. Този тип звезди обхващат огромно мнозинство от [[звезда|звездите]] и имат диаметър и маса под 1/3 от тази на [[Слънце]]то (най-малките стигат до 0,08 слънчеви маси и под тази условна граница вече се наричат [[кафяво джудже|кафяви джуджета]]) и [[температура]] на повърхността под 3500 [[келвин|К]]. Те извъчват малко [[светлина]], понякога под 1/10&nbsp;000 от тази на Слънцето. Поради факта, че червените джуджета изгарят [[водород]]а в [[ядро]]то си много бавно, те имат огромна продължителност на живота (от десетки милиарди до трилиони години). Червените джуджета никога не започват синтез на [[хелий]] в ядрото си и поради тази причина не се превръщат в [[червен гигант|червени гиганти]]. Този тип звезди бавно се свиват и се нагорещяват докато изчерпят водорода в ядрото си. Във всеки случай времето от [[Голям взрив|Големият взрив]] до наши дни се е оказало недостатъчно за червените джуджета да напуснат главната последователност.
+Съгласно [[диаграма на Херцшпрунг-Ръсел|диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел]], '''червено джудже''' е малка и относително студена звезда от [[главна последователност|главната последователност]], късен К или М спектрален клас. Този тип звезди обхващат огромно мнозинство от [[звезда|звездите]] и имат диаметър и маса под 1/3 от тази на [[Слънце]]то (най-малките стигат до 0,08 слънчеви маси и под тази условна граница вече се наричат [[кафяво джудже|кафяви джуджета]]) и [[температура]] на повърхността под 3500 [[келвин|К]]. Те излъчват малко [[светлина]], понякога под 1/10&nbsp;000 от тази на Слънцето. Поради факта, че червените джуджета изгарят [[водород]]а в [[ядро]]то си много бавно, те имат огромна продължителност на живота (от десетки милиарди до трилиони години). Червените джуджета никога не започват синтез на [[хелий]] в ядрото си и поради тази причина не се превръщат в [[червен гигант|червени гиганти]]. Този тип звезди бавно се свиват и се нагорещяват докато изчерпят водорода в ядрото си. Във всеки случай времето от [[Голям взрив|Големият взрив]] до наши дни се е оказало недостатъчно за червените джуджета да напуснат главната последователност.
 Фактът, че червените джуджета остават на главната последователност, докато по-старите звезди са се преместили извън нея, позволява на страничен наблюдател да определи възрастта на звездните купове като намери масата, при която звездите напускат главната последователност. В допълнение на това, именно фактът, че не са наблюдавани червени джуджета, напуснали главната последователност, е доказателство за това, че [[Вселена]]та има крайна възраст.