Katai putih, juga disebut katai degenerasi, adalah bintang kecil yang sudah tidak lagi bersinar, terdiri dari materi terdegenerasi. Katai putih diduga sebagai tahap evolusi terakhir bintang bermassa kecil dan menengah.Ketidakbiasaan katai putih pertama kali dikenali pada tahun 1910 oleh Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering dan Williamina Fleming; nama katai putih digunakan oleh Willem Luyten tahun 1922.

PropertyValue
dbpedia-owl:abstract
  • 백색왜성(白色矮星)은 중간 이하의 질량을 지닌 항성이 죽어가며 생성하는 천체이다. 이러한 종류의 항성은 상대적으로 가벼운 질량 때문에, 중심핵에서는 탄소 핵융합을 일으킬 만큼 충분한 온도에 도달하지 않는다. 대신, 헬륨 연소 과정 동안 적색거성이 된 다음에, 외부 대기는 우주공간으로 방출되며 행성상 성운을 형성하고, 대부분 탄소와 산소로 이루어진 핵만이 남아 백색왜성을 형성하게 된다.백색왜성에서는 핵융합이 더 일어나지 않는다. 따라서 에너지를 생성할 수 없기 때문에 점차 식어가게 되며, 또한 핵이 중력에 의해 붕괴하는 것을 막지 못하고, 결국 매우 밀도가 높은 상태가 된다. 대개는 지구 정도의 부피에 태양 절반 정도의 질량이 응집되게 된다. 하지만 전자축퇴압에 의해 더 이상 붕괴는 이루어지지 않으며 부피를 유지할 수 있게 된다. 전자축퇴압이 버틸 수 있는 최대의 질량은 대략 태양의 1.44배 정도이다. 이를 찬드라세카 한계라고 한다. 백색왜성은 이 한계를 넘지 못한 별을 일컬으며, 찬드라세카르 한계를 넘어섬과 동시에 질량이 태양의 약 3배 이내이면 중성자별, 3배를 넘어가면 블랙홀이 된다고 알려져 있다.더 에너지를 생성할 수 없는 백색왜성은 수백억 년 이상의 세월을 지나며 식어가고, 결국은 관찰할 수 없는 수준에 이르게 된다. 하지만 137억 년 정도로 추정되는 우주의 현재 나이로 유추해볼 때, 아무리 오래된 백색왜성이라 할지라도 여전히 수천 켈빈의 온도를 유지하고 있다는 것을 알 수 있다.백색왜성은 매우 흔하며, 전체 항성 가운데 6% 정도를 차지하고 있다.
  • Bílý trpaslík je astronomický objekt vznikající zhroucením hvězdy o průměrné nebo podprůměrné hmotnosti. Tyto hvězdy nejsou dostatečně hmotné, aby dosáhly ve svém jádře teplot potřebných k fúzi uhlíku. Poté co se stanou rudým obrem během své fáze spalování hélia, odhodí své vnější vrstvy a ty vytvoří planetární mlhovinu. Na místě původní hvězdy zůstane jen neaktivní jádro skládající se převážně z uhlíku a kyslíku.Toto jádro nemá další zdroj energie, takže zvolna vyzařuje energii nashromážděnou za aktivního života hvězdy a chladne. Protože není chráněno před gravitačním kolapsem fúzními reakcemi, stalo se extrémně hustým – typicky je polovina hmotnosti Slunce obsažena v objemu odpovídajícím objemu Země. Bílý trpaslík je udržován tlakem degenerovaného elektronového plynu. Maximální hmotnost bílého trpaslíka, po jejímž překročení již degenerační tlak není schopen odolat gravitaci, je asi 1,4 hmotností Slunce. Bílý trpaslík, který přesáhne tuto hodnotu (známou jako Chandrasekharova mez), obvykle přenosem hmoty ze svého hvězdného průvodce, exploduje jako supernova typu Ia.Pokud se tak nestane, ochladí se za stovky miliard let natolik, že již nebude viditelný a stane se černým trpaslíkem. Vezmeme-li v úvahu celou dosavadní historii vesmíru (asi 13,7 miliardy let), musí i ten nejstarší bílý trpaslík stále vyzařovat na teplotách několik tisíc kelvinů.Bílý trpaslík se občas vyskytuje v dvojhvězdném páru s rudým obrem. Tyto hvězdy obíhají okolo společného těžiště v takové blízkosti, že se gravitačně ovlivňují a bílý trpaslík na sobě hromadí hmotu svého hvězdného souseda. Jakmile dosáhne dostatečného množství vodíku, prudce zažehne termonukleární reakci a na zemi je možné pozorovat novu.
  • Katai putih, juga disebut katai degenerasi, adalah bintang kecil yang sudah tidak lagi bersinar, terdiri dari materi terdegenerasi. Katai putih diduga sebagai tahap evolusi terakhir bintang bermassa kecil dan menengah.Ketidakbiasaan katai putih pertama kali dikenali pada tahun 1910 oleh Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering dan Williamina Fleming; nama katai putih digunakan oleh Willem Luyten tahun 1922.
  • Бе́лые ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии.Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100 и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет 105—109 г/см³, что почти в миллион раз выше плотности обычных звёзд главной последовательности. По численности белые карлики составляют, по разным оценкам, 3—10 % звёздного населения нашей Галактики.
  • 白色矮星(はくしょくわいせい、white dwarf stars)は、恒星が進化の終末期にとりうる形態の一つ。質量は太陽と同程度から数分の1程度と大きいが、直径は地球と同程度かやや大きいくらいに縮小しており、非常に高密度の天体である。シリウスの伴星(シリウスB)やヴァン・マーネン星など、数百個が知られている。太陽近辺の褐色矮星より質量が大きい天体のうち、4分の1が白色矮星に占められていると考えられている。
  • Nano zuria masa gutxiko izarra da.Izar txikiek, 8 eguzki-masa artekoak, nano zuri bezala bukatzen dute bizitza, gas asko edo gehiena bota ondoren, nebulosa planetario izeneko fenomenoa sortuz. Adibidez, Sirius B izeneko nano zuriak eguzki-masa bat dauka (beraz, Lurra baino 333.000 bider gehiago) eta bere zabalerak 40.000 km ditu. Nano zurien masa 1,4 eguzki-masa baino txikiagoa izaten da. Bertan, batezbesteko, zentimetro kubiko bakoitzean 800 kg daude (Lurrean, 5,5 gramo). Nano zurien azaleko tenperatura 10.000 K gradu arte igotzen ahal da (Eguzkiarena 6.000koa da).
  • Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo. El físico Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra Historia del tiempo, define a la enana blanca de la siguiente manera: Estrella fría estable, mantenida por la repulsión debida al principio de exclusión entre neutrones.
  • A fehér törpe állapot a csillagfejlődés egyik, asztrofizikailag jól behatárolható, végső stádiuma.A fehér törpecsillagok a csillagászat szemszögéből A színképosztályú, a Nap abszolút fényerősségének tizedével, századával fénylő csillagok, melyeket gyakran planetáris köd vesz körül. A fehér törpe körüli planetáris köd a megelőző, vörös óriás állapot külső légkörének maradványa, mely a csillagmag gravitációs összehúzódása után marad vissza.A részecskefizika szemszögéből a fehér törpe nagy nyomású anyagkoncentráció, melyben az elektrongáz kvantumfizikailag degenerált formában van jelen. Az anyag ilyen állapotában az elektrongáz további gravitációs összenyomódását a Pauli-féle kizárási elv akadályozza meg, mely szerint egy atompályán csak két (éspedig ellenkező spinállapotú) elektron tartózkodhat.
  • Biały karzeł – niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny składający się ze zdegenerowanej materii, emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji jądrowych w gwieździe o małej lub średniej masie. Mało masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 M☉) nie osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe. Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do ok. 4 mas Słońca) spalają hel, dając białe karły węglowe lub węglowo-tlenowe. Pozostałością gwiazd o masach w zakresie 4-8 mas Słońca (na ciągu głównym) są białe karły z domieszką tlenu, neonu i magnezu.
  • Бяло джудже — звезда с маса, непревишаваща границата на Чандрасекар, лишена от собствен източник на термоядрена енергия.Белите джуджета са компактни звезди с маси, сравними с тази на Слънцето, но с радиуси стотици пъти и светимост, съответно десетки хиляди пъти, по-малки от слънчевите. Плътността на белите джуджета е от порядъка на 109 kg/m3 — милиони пъти по-висока от тази на звездите от главната последователност. Броят на белите джуджета е около 3-10% от звездите в галактиката.Те светят бледо.
  • Yaşamının son evresindeki soğuk yıldızlar olarak tanımlanan beyaz cüceler, güneş kütlesinin % 60’ı kütlesinde olmasına karşılık hacmen Dünya büyüklüğündedir.Güneş benzeri bir yıldız, nükleer yakıtını tükettikten sonra kırmızı dev olur. Kırmızı dev aşamasında çok genişleyen yıldız, beyaz cüce olurken içe doğru çökümü, yıldızın çekirdeğinin etrafında bulunan helyumun daha çok sıkışmasına ve belli bir aşamadan sonrada patlamasına yol açar daha sonra dış katmanlarını uzaya püskürtür ve geriye kalan parçası beyaz cücedir. Yıldızın savurduğu maddeler, gezegenimsi bulutsu halini alır. Kütlesi bunun üzerindeki bir değere sahip olan yıldızlar da Nötron yıldızına dönüşürler.
  • Een witte dwerg is een ster die aan het einde van haar levenscyclus is gekomen. In de witte dwerg vinden dus geen kernreacties meer plaats. De massa van de kern moet kleiner zijn dan 1,4 zonmassa's (Chandrasekhar-limiet), anders eindigt de ster als een neutronenster, een quarkster of een zwart gat.Voordat een ster een witte dwerg wordt, zwelt ze op tot een rode reus en stoot een deel van de materie af in de vorm van een planetaire nevel. De overblijvende kern stort dan in tot een witte dwerg. Die heeft een straal van enkele duizenden kilometer en een dichtheid van honderden ton per kubieke centimeter.Een doorsnee witte dwerg heeft een massa van ongeveer één zonnemassa, maar zijn volume is niet groter dan dat van de aarde. Dat betekent dat het zwaartekrachtsveld aan het oppervlak enkele honderdduizenden malen sterker is dan aan het aardoppervlak. Vanwege de kleine oppervlakte straalt een witte dwerg – ondanks zijn hoge oppervlaktetemperatuur – 100 tot 10.000 maal minder licht uit dan de zon. Hoewel de witte dwergen heel talrijk zijn, kan er geen enkele met het blote oog worden waargenomen. De eerst waargenomen witte dwerg was Sirius B in 1862 - aanwijzingen voor zijn aanwezigheid werden al in 1844 gevonden als onregelmatigheden in de baan van Sirius.De temperatuur van een jonge witte dwerg is hoog: vele tienduizenden K, waarbij hij heel langzaam afkoelt tot een zwarte dwerg. Zwarte dwergen zijn nog nooit waargenomen omdat het afkoelen tientallen miljarden jaren in beslag neemt, wat langer is dan de leeftijd van het heelal.
  • Em astronomia, anã branca é o objeto celeste resultante do processo evolutivo de estrelas de até 10 MSol, o que significa dizer que cerca de 98% de todas as estrelas evoluirão até a fase de anã branca. Entretanto, somente 6% dos objetos nas vizinhanças do Sol são anãs brancas.Estrelas com até 10 MSol não são massivas o suficiente para que a temperatura em seu núcleo seja suficientemente alta para que possam fundir carbono em reações de nucleossíntese. Após terem se tornado gigantes vermelhas durante a fase de queima nuclear de Hélio/Hidrogênio, elas ejetarão sua camada externa,formando uma nebulosa planetária e deixando para trás um núcleo composto praticamente de carbono e oxigênio.Embora este núcleo seja mil vezes mais luminoso que o Sol e com uma temperatura efetiva que pode chegar a 150 000 K,ele não tem uma fonte de energia adicional e irá gradualmente irradiar sua energia e esfriar. O núcleo, sem o suporte contra o colapso gravitacional oferecido pelas reações de fusão termonucleares, torna-se extremamente denso, com uma massa típica de 0,6 MSol contida em um volume comparável ao da Terra. O colapso gravitacional da anã branca é barrado apenas pela pressão de degenerescência eletrônica. A maior massa de uma anã branca, além da qual a pressão da matéria degenerada não pode mais suporta-la, é em torno de 1,4 MSol. Uma anã branca com massa maior do que este limite (conhecido como limite de Chandrasekhar ) pode explodir em uma supernova. À medida que esfriam, as anãs brancas passam pelas chamadas faixas de instabilidade do diagrama HR,quando começam a pulsar, tornando-se anãs brancas pulsantes. Como as anãs brancas esfriam vagarosamente, seriam necessários centenas de bilhões de anos para que uma anã branca esfriasseo suficiente para deixar de ser visível, se transformando em anãs negras. Como a idade do universo é atualmenteestimada em 13,7 bilhões de anos, elas ainda não tiveram tempo suficiente para esfriar a ponto de deixarem de ser visíveis.Mesmo as anãs brancas mais velhas do disco de nossa galáxia ainda estão visíveis,com luminosidades acima de 3x10-5 LSol e temperaturas superficiais efetivas da ordem de 3700 K.
  • Una nana blanca és un romanent estel·lar que es genera quan una estrella de massa menor a 9-10 masses solars ha esgotat el seu combustible nuclear. De fet, es tracta d'una etapa de l'evolució estel·lar que travessarà el 97% de les estrelles que es coneixen, incloent-hi el Sol. Les nanes blanques són, juntament amb les nanes roges, les estrelles més abundants a l'Univers. El físic Stephen Hawking, al glossari de la seva coneguda obra Història del temps, defineix la nana blanca de la següent manera: Les nanes blanques estan compostes per àtoms en estat de plasma, però com en el seu nucli no es produeix fusió nuclear, l'estrella no té cap font d'energia que en freni el col·lapse gravitatori, pel que la nana blanca es va comprimint sobre si mateixa. A mesura que la gravetat va comprimint la nana blanca, la distància entre els àtoms al centre de la mateixa disminueix radicalment, pel que els electrons tenen menys espai per moure's, i es pressionen els uns als altres a grans velocitats, i es diu llavors que els electrons es troben degenerats. Així doncs, l'única força que frena el col·lapse gravitatori és la pressió de degeneració dels electrons. Això permet que les nanes blanques puguin arribar a densitats tan enormes que una massa similar a la del Sol cabria en un volum semblant al de la Terra, és a dir, diverses tones per cm³. Aquestes densitats són només superades per les que presenten les estrelles de neutrons i els forats negres. Aquest tipus d'estrella emet solament energia tèrmica emmagatzemada, i per això té una lluminositat molt feble.Les estrelles que acaben els seus dies com nanes blanques, en acabar la fusió de l'hidrogen, s'expandeixen com una gegant vermella per fusionar al seu nucli l'heli en carboni i oxigen. Si la gegant vermella no té suficient temperatura com per fusionar el carboni i l'oxigen, es comprimeix a causa de la força gravitatòria, produint així una nebulosa planetària i formant un romanent estel·lar: la nana blanca.El 99% d'una nana blanca està constituït bàsicament de carboni i oxigen, que són els residus de la fase de fusió de l'heli. No obstant això, sobre la superfície es troba una capa d'hidrogen i heli premsats i poc degenerats, que formen l'atmosfera de la nana blanca. Només unes poques estaran formades íntegrament per heli en no haver arribat a cremar-lo, o per oxigen, neó i magnesi, productes de la combustió del carboni.Recentment formades, les nanes blanques tenen temperatures molt altes però, en no produir energia, es van refredant gradualment. En teoria, les nanes blanques es refredarien amb el temps fins a tal punt que la seva lluentor no seria visible, per aleshores convertir-se en una nana negra. No obstant això, el procés de refredament és tan lent, que l'edat de l'Univers des del Big Bang és massa curta perquè s'hagi creat a una d'aquestes nanes negres. De fet, les nanes blanques més fredes que es coneixen tenen temperatures de diversos milers de kelvins. El terme "nana blanca" va ser encunyat per Willem Luyten el 1922.
  • Ein Weißer Zwerg ist ein Stern, der trotz seiner durch die Spektralklasse angezeigten hohen Oberflächentemperatur eine sehr kleine Leuchtkraft aufweist, im Hertzsprung-Russel-Diagramm also weit unterhalb der Hauptreihe liegt. Der hohen Temperatur verdankt er seine weiße Farbe, der geringen Leuchtkraft – welche auf eine entsprechend kleine Oberfläche hinweist – die Bezeichnung „Zwerg“. Während Hauptreihensterne wie unsere Sonne typische Radien von 1.000.000 km haben, beträgt der Radius eines Weißen Zwerges nur etwa 10.000 km.Ein Weißer Zwerg wird als das Endstadium der Entwicklung eines relativ massearmen Sterns gedeutet, dessen nuklearer Energievorrat versiegt ist. Er entwickelt sich aus einem Roten Riesen, der seine äußere Hülle abstößt, so dass dessen heißer Kern zurückbleibt. Voraussetzung dafür ist, dass die Restmasse unterhalb eines Schwellenwertes von 1,44 Sonnenmassen, der sogenannten Chandrasekhar-Grenze, bleibt. Anderenfalls entsteht nach einer Supernova ein Neutronenstern oder (bei einer Kernmasse von mehr als etwa 3 Sonnenmassen) gar ein Schwarzes Loch.
  • A white dwarf, also called a degenerate dwarf, is a stellar remnant composed mostly of electron-degenerate matter. They are very dense; a white dwarf's mass is comparable to that of the Sun, and its volume is comparable to that of the Earth. Its faint luminosity comes from the emission of stored thermal energy. The nearest known white dwarf is Sirius B, 8.6 light years away, the smaller component of the Sirius binary star. There are currently thought to be eight white dwarfs among the hundred star systems nearest the Sun. The unusual faintness of white dwarfs was first recognized in 1910 by Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering, and Williamina Fleming;, p. 1 the name white dwarf was coined by Willem Luyten in 1922.White dwarfs are thought to be the final evolutionary state of all stars whose mass is not high enough to become a neutron star—over 97% of the stars in the Milky Way., §1. After the hydrogen–fusing lifetime of a main-sequence star of low or medium mass ends, it will expand to a red giant which fuses helium to carbon and oxygen in its core by the triple-alpha process. If a red giant has insufficient mass to generate the core temperatures required to fuse carbon, around 1 billion K, an inert mass of carbon and oxygen will build up at its center. After shedding its outer layers to form a planetary nebula, it will leave behind this core, which forms the remnant white dwarf. Usually, therefore, white dwarfs are composed of carbon and oxygen. If the mass of the progenitor is between 8 and 10.5 solar masses, the core temperature is sufficient to fuse carbon but not neon, in which case an oxygen-neon–magnesium white dwarf may be formed. Also, some helium white dwarfs appear to have been formed by mass loss in binary systems.The material in a white dwarf no longer undergoes fusion reactions, so the star has no source of energy, nor is it supported by the heat generated by fusion against gravitational collapse. It is supported only by electron degeneracy pressure, causing it to be extremely dense. The physics of degeneracy yields a maximum mass for a non-rotating white dwarf, the Chandrasekhar limit—approximately 1.4 solar masses—beyond which it cannot be supported by electron degeneracy pressure. A carbon-oxygen white dwarf that approaches this mass limit, typically by mass transfer from a companion star, may explode as a Type Ia supernova via a process known as carbon detonation. (SN 1006 is thought to be a famous example.)A white dwarf is very hot when it is formed, but since it has no source of energy, it will gradually radiate away its energy and cool. This means that its radiation, which initially has a high color temperature, will lessen and redden with time. Over a very long time, a white dwarf will cool to temperatures at which it will no longer emit significant heat or light, and it will become a cold black dwarf. However, the length of time it takes for a white dwarf to reach this state is calculated to be longer than the current age of the Universe (approximately 13.8 billion years), and since no white dwarf can be older than the age of the Universe, it is thought that no black dwarfs yet exist. The oldest white dwarfs still radiate at temperatures of a few thousand kelvins.
dbpedia-owl:thumbnail
dbpedia-owl:wikiPageExternalLink
dbpedia-owl:wikiPageID
  • 7086 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageLength
  • 111803 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageOutDegree
  • 314 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageRevisionID
  • 110759569 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageWikiLink
prop-fr:commons
  • Category:White dwarfs
prop-fr:date
  • 2010-05-17 (xsd:date)
prop-fr:float
  • right
prop-fr:oldid
  • 53183000 (xsd:integer)
prop-fr:scale
  • 400 (xsd:integer)
prop-fr:text
prop-fr:width
  • 400 (xsd:integer)
prop-fr:wikiPageUsesTemplate
prop-fr:wiktionary
  • naine blanche
prop-fr:x
  • 0.020000 (xsd:double)
  • 0.030000 (xsd:double)
  • 0.050000 (xsd:double)
  • 0.200000 (xsd:double)
  • 0.250000 (xsd:double)
  • 0.300000 (xsd:double)
  • 0.400000 (xsd:double)
  • 0.450000 (xsd:double)
  • 0.470000 (xsd:double)
  • 0.500000 (xsd:double)
  • 0.520000 (xsd:double)
  • 0.670000 (xsd:double)
  • 0.820000 (xsd:double)
  • 0.850000 (xsd:double)
prop-fr:y
  • 0.198000 (xsd:double)
  • 0.280000 (xsd:double)
  • 0.350000 (xsd:double)
  • 0.430000 (xsd:double)
  • 0.480000 (xsd:double)
  • 0.550000 (xsd:double)
  • 0.575000 (xsd:double)
  • 0.600000 (xsd:double)
  • 0.625000 (xsd:double)
  • 0.650000 (xsd:double)
  • 0.690000 (xsd:double)
  • 0.700000 (xsd:double)
  • 0.770000 (xsd:double)
  • 0.810000 (xsd:double)
  • 0.930000 (xsd:double)
  • 1 (xsd:integer)
  • 1.100000 (xsd:double)
dcterms:subject
rdfs:comment
  • Katai putih, juga disebut katai degenerasi, adalah bintang kecil yang sudah tidak lagi bersinar, terdiri dari materi terdegenerasi. Katai putih diduga sebagai tahap evolusi terakhir bintang bermassa kecil dan menengah.Ketidakbiasaan katai putih pertama kali dikenali pada tahun 1910 oleh Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering dan Williamina Fleming; nama katai putih digunakan oleh Willem Luyten tahun 1922.
  • 白色矮星(はくしょくわいせい、white dwarf stars)は、恒星が進化の終末期にとりうる形態の一つ。質量は太陽と同程度から数分の1程度と大きいが、直径は地球と同程度かやや大きいくらいに縮小しており、非常に高密度の天体である。シリウスの伴星(シリウスB)やヴァン・マーネン星など、数百個が知られている。太陽近辺の褐色矮星より質量が大きい天体のうち、4分の1が白色矮星に占められていると考えられている。
  • Bílý trpaslík je astronomický objekt vznikající zhroucením hvězdy o průměrné nebo podprůměrné hmotnosti. Tyto hvězdy nejsou dostatečně hmotné, aby dosáhly ve svém jádře teplot potřebných k fúzi uhlíku. Poté co se stanou rudým obrem během své fáze spalování hélia, odhodí své vnější vrstvy a ty vytvoří planetární mlhovinu.
  • Em astronomia, anã branca é o objeto celeste resultante do processo evolutivo de estrelas de até 10 MSol, o que significa dizer que cerca de 98% de todas as estrelas evoluirão até a fase de anã branca. Entretanto, somente 6% dos objetos nas vizinhanças do Sol são anãs brancas.Estrelas com até 10 MSol não são massivas o suficiente para que a temperatura em seu núcleo seja suficientemente alta para que possam fundir carbono em reações de nucleossíntese.
  • Ein Weißer Zwerg ist ein Stern, der trotz seiner durch die Spektralklasse angezeigten hohen Oberflächentemperatur eine sehr kleine Leuchtkraft aufweist, im Hertzsprung-Russel-Diagramm also weit unterhalb der Hauptreihe liegt. Der hohen Temperatur verdankt er seine weiße Farbe, der geringen Leuchtkraft – welche auf eine entsprechend kleine Oberfläche hinweist – die Bezeichnung „Zwerg“.
  • Yaşamının son evresindeki soğuk yıldızlar olarak tanımlanan beyaz cüceler, güneş kütlesinin % 60’ı kütlesinde olmasına karşılık hacmen Dünya büyüklüğündedir.Güneş benzeri bir yıldız, nükleer yakıtını tükettikten sonra kırmızı dev olur.
  • A fehér törpe állapot a csillagfejlődés egyik, asztrofizikailag jól behatárolható, végső stádiuma.A fehér törpecsillagok a csillagászat szemszögéből A színképosztályú, a Nap abszolút fényerősségének tizedével, századával fénylő csillagok, melyeket gyakran planetáris köd vesz körül.
  • A white dwarf, also called a degenerate dwarf, is a stellar remnant composed mostly of electron-degenerate matter. They are very dense; a white dwarf's mass is comparable to that of the Sun, and its volume is comparable to that of the Earth. Its faint luminosity comes from the emission of stored thermal energy. The nearest known white dwarf is Sirius B, 8.6 light years away, the smaller component of the Sirius binary star.
  • Biały karzeł – niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny składający się ze zdegenerowanej materii, emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji jądrowych w gwieździe o małej lub średniej masie. Mało masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 M☉) nie osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe. Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do ok.
  • Бяло джудже — звезда с маса, непревишаваща границата на Чандрасекар, лишена от собствен източник на термоядрена енергия.Белите джуджета са компактни звезди с маси, сравними с тази на Слънцето, но с радиуси стотици пъти и светимост, съответно десетки хиляди пъти, по-малки от слънчевите. Плътността на белите джуджета е от порядъка на 109 kg/m3 — милиони пъти по-висока от тази на звездите от главната последователност.
  • Een witte dwerg is een ster die aan het einde van haar levenscyclus is gekomen. In de witte dwerg vinden dus geen kernreacties meer plaats. De massa van de kern moet kleiner zijn dan 1,4 zonmassa's (Chandrasekhar-limiet), anders eindigt de ster als een neutronenster, een quarkster of een zwart gat.Voordat een ster een witte dwerg wordt, zwelt ze op tot een rode reus en stoot een deel van de materie af in de vorm van een planetaire nevel. De overblijvende kern stort dan in tot een witte dwerg.
  • 백색왜성(白色矮星)은 중간 이하의 질량을 지닌 항성이 죽어가며 생성하는 천체이다. 이러한 종류의 항성은 상대적으로 가벼운 질량 때문에, 중심핵에서는 탄소 핵융합을 일으킬 만큼 충분한 온도에 도달하지 않는다. 대신, 헬륨 연소 과정 동안 적색거성이 된 다음에, 외부 대기는 우주공간으로 방출되며 행성상 성운을 형성하고, 대부분 탄소와 산소로 이루어진 핵만이 남아 백색왜성을 형성하게 된다.백색왜성에서는 핵융합이 더 일어나지 않는다. 따라서 에너지를 생성할 수 없기 때문에 점차 식어가게 되며, 또한 핵이 중력에 의해 붕괴하는 것을 막지 못하고, 결국 매우 밀도가 높은 상태가 된다. 대개는 지구 정도의 부피에 태양 절반 정도의 질량이 응집되게 된다. 하지만 전자축퇴압에 의해 더 이상 붕괴는 이루어지지 않으며 부피를 유지할 수 있게 된다. 전자축퇴압이 버틸 수 있는 최대의 질량은 대략 태양의 1.44배 정도이다. 이를 찬드라세카 한계라고 한다.
  • Una nana blanca és un romanent estel·lar que es genera quan una estrella de massa menor a 9-10 masses solars ha esgotat el seu combustible nuclear. De fet, es tracta d'una etapa de l'evolució estel·lar que travessarà el 97% de les estrelles que es coneixen, incloent-hi el Sol. Les nanes blanques són, juntament amb les nanes roges, les estrelles més abundants a l'Univers.
  • Nano zuria masa gutxiko izarra da.Izar txikiek, 8 eguzki-masa artekoak, nano zuri bezala bukatzen dute bizitza, gas asko edo gehiena bota ondoren, nebulosa planetario izeneko fenomenoa sortuz. Adibidez, Sirius B izeneko nano zuriak eguzki-masa bat dauka (beraz, Lurra baino 333.000 bider gehiago) eta bere zabalerak 40.000 km ditu. Nano zurien masa 1,4 eguzki-masa baino txikiagoa izaten da. Bertan, batezbesteko, zentimetro kubiko bakoitzean 800 kg daude (Lurrean, 5,5 gramo).
  • Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo.
  • Бе́лые ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии.Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100 и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной.
rdfs:label
  • Naine blanche
  • Anã branca
  • Beyaz cüce
  • Biały karzeł
  • Bílý trpaslík
  • Enana blanca
  • Fehér törpe
  • Katai putih
  • Nana bianca
  • Nana blanca
  • Nano zuri
  • Weißer Zwerg
  • White dwarf
  • Witte dwerg
  • Белый карлик
  • Бяло джудже
  • 白色矮星
  • 백색왜성
owl:sameAs
http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
foaf:depiction
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbpedia-owl:knownFor of
is dbpedia-owl:wikiPageDisambiguates of
is dbpedia-owl:wikiPageRedirects of
is dbpedia-owl:wikiPageWikiLink of
is prop-fr:renomméPour of
is prop-fr:text of
is prop-fr:typeSpectral of
is foaf:primaryTopic of