Stjerne -Star

En stjerne er et astronomisk objekt som består av en lysende sfæroid av plasma holdt sammen av selvtyngdekraften . Den nærmeste stjernen til jorden er solen . Mange andre stjerner er synlige for det blotte øye om natten , men deres enorme avstander fra jorden får dem til å fremstå som faste lyspunkter. De mest fremtredende stjernene har blitt kategorisert i konstellasjoner og asterismer , og mange av de lyseste stjernene har egennavn . Astronomer har satt sammen stjernekataloger som identifiserer de kjente stjernene og gir standardiserte stjernebetegnelser . Det observerbare universet inneholder et estimert10 ²² til10 ²⁴ stjerner. Bare rundt 4000 av disse stjernene er synlige for det blotte øye, alle innenfor Melkeveien .

En stjernes liv begynner med gravitasjonssammenbruddet av en gassformig tåke av materiale som hovedsakelig består av hydrogen , sammen med helium og spormengder av tyngre grunnstoffer. Dens totale masse er hovedfaktoren som bestemmer dens utvikling og eventuelle skjebne. En stjerne skinner i det meste av sitt aktive liv på grunn av den termonukleære fusjonen av hydrogen til helium i kjernen. Denne prosessen frigjør energi som krysser stjernens indre og stråler ut i verdensrommet . På slutten av en stjernes levetid blir dens kjerne en stjernerest : en hvit dverg , en nøytronstjerne eller – hvis den er tilstrekkelig massiv – et svart hull .

Stellar nukleosyntese i stjerner eller deres rester skaper nesten alle naturlig forekommende kjemiske grunnstoffer tyngre enn litium . Tap av stjernemasse eller supernovaeksplosjoner returnerer kjemisk beriket materiale til det interstellare mediet . Disse elementene blir deretter resirkulert til nye stjerner. Astronomer kan bestemme stjerneegenskaper – inkludert masse, alder, metallisitet (kjemisk sammensetning), variasjon , avstand og bevegelse gjennom rommet – ved å utføre observasjoner av en stjernes tilsynelatende lysstyrke , spekter og endringer i dens posisjon på himmelen over tid.

Stjerner kan danne banesystemer med andre astronomiske objekter, som i tilfellet med planetsystemer og stjernesystemer med to eller flere stjerner. Når to slike stjerner har en relativt tett bane, kan deres gravitasjonsinteraksjon påvirke utviklingen deres betydelig. Stjerner kan utgjøre en del av en mye større gravitasjonsbundet struktur, for eksempel en stjernehop eller en galakse.

Etymologi

Ordet "stjerne" stammer til slutt fra den proto-indoeuropeiske roten "h₂stḗr" som også betyr stjerne, men kan videre analyseres som h₂eh₁s- ("å brenne", også kilden til ordet "aske") + -tēr (agentsuffiks ). Sammenlign latin stella, gresk aster, tysk akter. Noen forskere mener at ordet er et lån fra akkadisk "istar" (venus), men noen tviler på det forslaget. Stjernen er beslektet (deler samme rot) med følgende ord: stjerne , asteroide , astral , stjernebilde , Esther .

Observasjonshistorie

Historisk sett har stjerner vært viktige for sivilisasjoner over hele verden. De har vært en del av religiøs praksis, brukt til himmelsnavigasjon og orientering, for å markere årstidenes gang og for å definere kalendere.

Tidlige astronomer anerkjente en forskjell mellom " fiksstjerner ", hvis posisjon på himmelsfæren ikke endres, og "vandrende stjerner" ( planeter ), som beveger seg merkbart i forhold til fiksstjernene over dager eller uker. Mange gamle astronomer trodde at stjernene var permanent festet til en himmelsk sfære og at de var uforanderlige. Etter konvensjon grupperte astronomer fremtredende stjerner i asterismer og stjernebilder og brukte dem til å spore bevegelsene til planetene og den utledede posisjonen til solen. Solens bevegelse mot bakgrunnsstjernene (og horisonten) ble brukt til å lage kalendere , som kunne brukes til å regulere landbrukspraksis. Den gregorianske kalenderen , som for tiden brukes nesten overalt i verden, er en solkalender basert på vinkelen på jordens rotasjonsakse i forhold til dens lokale stjerne, Solen.

Det eldste nøyaktig daterte stjernekartet var et resultat av gammel egyptisk astronomi i 1534 f.Kr. De tidligste kjente stjernekatalogene ble satt sammen av de gamle babylonske astronomene i Mesopotamia på slutten av det 2. årtusen f.Kr., under Kassit-perioden (ca. 1531 f.Kr.–1155 f.Kr.).

Den første stjernekatalogen i gresk astronomi ble opprettet av Aristillus i omtrent 300 f.Kr., med hjelp av Timocharis . Stjernekatalogen til Hipparchus (2. århundre f.Kr.) inkluderte 1020 stjerner, og ble brukt til å sette sammen Ptolemaios sin stjernekatalog. Hipparchus er kjent for oppdagelsen av den første registrerte novaen (ny stjerne). Mange av stjernebildene og stjernenavnene som er i bruk i dag, stammer fra gresk astronomi.

Til tross for himmelens tilsynelatende uforanderlighet, var kinesiske astronomer klar over at nye stjerner kunne dukke opp. I 185 e.Kr. var de de første som observerte og skrev om en supernova , nå kjent som SN 185 . Den lyseste stjernehendelsen i registrert historie var SN 1006- supernovaen, som ble observert i 1006 og skrevet om av den egyptiske astronomen Ali ibn Ridwan og flere kinesiske astronomer. Supernovaen SN 1054 , som fødte krabbetåken , ble også observert av kinesiske og islamske astronomer.

Middelalderske islamske astronomer ga arabiske navn til mange stjerner som fortsatt brukes i dag, og de oppfant en rekke astronomiske instrumenter som kunne beregne stjernenes posisjoner. De bygde de første store observatoriets forskningsinstitutter, hovedsakelig med det formål å produsere Zij- stjernekataloger. Blant disse er Book of Fixed Stars (964) skrevet av den persiske astronomen Abd al-Rahman al-Sufi , som observerte en rekke stjerner, stjernehoper (inkludert Omicron Velorum og Brocchi's Clusters ) og galakser (inkludert Andromedagalaksen) . ). I følge A. Zahoor beskrev den persiske polymatforskeren Abu Rayhan Biruni på 1000-tallet Melkeveisgalaksen som en mengde fragmenter med egenskapene til tåkestjerner , og ga breddegradene til forskjellige stjerner under en måneformørkelse i 1019.

I følge Josep Puig foreslo den andalusiske astronomen Ibn Bajjah at Melkeveien var bygd opp av mange stjerner som nesten berørte hverandre og så ut til å være et kontinuerlig bilde på grunn av effekten av brytning fra sublunary materiale, med henvisning til hans observasjon av sammenhengen mellom Jupiter og Mars på 500 AH (1106/1107 e.Kr.) som bevis. Tidlige europeiske astronomer som Tycho Brahe identifiserte nye stjerner på nattehimmelen ( senere kalt novaer ), noe som antydet at himmelen ikke var uforanderlig. I 1584 foreslo Giordano Bruno at stjernene var som solen, og kan ha andre planeter , muligens til og med jordlignende, i bane rundt seg, en idé som tidligere hadde blitt foreslått av de gamle greske filosofene , Demokrit og Epikur , og av middelalderske islamske kosmologer som Fakhr al-Din al-Razi . I det påfølgende århundre nådde ideen om at stjernene var de samme som solen en konsensus blant astronomer. For å forklare hvorfor disse stjernene ikke utøvde noen netto gravitasjonskraft på solsystemet, foreslo Isaac Newton at stjernene var likt fordelt i alle retninger, en idé foranlediget av teologen Richard Bentley .

Den italienske astronomen Geminiano Montanari registrerte observasjon av variasjoner i lysstyrken til stjernen Algol i 1667. Edmond Halley publiserte de første målingene av riktig bevegelse av et par nærliggende "faste" stjerner, og demonstrerte at de hadde endret posisjon siden den antikke greske tiden. astronomene Ptolemaios og Hipparchus.

William Herschel var den første astronomen som forsøkte å bestemme fordelingen av stjerner på himmelen. I løpet av 1780-årene etablerte han en serie målere i 600 retninger og telte stjernene som ble observert langs hver siktelinje. Fra dette utledet han at antallet stjerner stadig økte mot den ene siden av himmelen, i retning Melkeveiens kjerne . Hans sønn John Herschel gjentok denne studien på den sørlige halvkule og fant en tilsvarende økning i samme retning. I tillegg til hans andre prestasjoner, er William Herschel kjent for sin oppdagelse at noen stjerner ikke bare ligger langs samme synslinje, men er fysiske følgesvenner som danner binære stjernesystemer.

Vitenskapen om stjernespektroskopi ble utviklet av Joseph von Fraunhofer og Angelo Secchi . Ved å sammenligne spektrene til stjerner som Sirius med solen, fant de forskjeller i styrken og antallet av absorpsjonslinjene deres — de mørke linjene i stjernespektrene forårsaket av atmosfærens absorpsjon av spesifikke frekvenser. I 1865 begynte Secchi å klassifisere stjerner i spektraltyper . Den moderne versjonen av stjerneklassifiseringsskjemaet ble utviklet av Annie J. Cannon på begynnelsen av 1900-tallet.

Den første direkte målingen av avstanden til en stjerne ( 61 Cygni ved 11,4 lysår ) ble gjort i 1838 av Friedrich Bessel ved bruk av parallakseteknikken . Parallaksemålinger demonstrerte den enorme separasjonen mellom stjernene på himmelen. Observasjon av dobbeltstjerner fikk stadig større betydning i løpet av 1800-tallet. I 1834 observerte Friedrich Bessel endringer i den rette bevegelsen til stjernen Sirius og antydet en skjult følgesvenn. Edward Pickering oppdaget den første spektroskopiske binæren i 1899 da han observerte den periodiske splittelsen av spektrallinjene til stjernen Mizar i en 104-dagers periode. Detaljerte observasjoner av mange binære stjernesystemer ble samlet inn av astronomer som Friedrich Georg Wilhelm von Struve og SW Burnham , noe som gjorde det mulig å bestemme massene av stjerner fra beregning av orbitale elementer . Den første løsningen på problemet med å utlede en bane av binære stjerner fra teleskopobservasjoner ble gjort av Felix Savary i 1827.

Det tjuende århundre så stadig raskere fremskritt i den vitenskapelige studien av stjerner. Fotografiet ble et verdifullt astronomisk verktøy. Karl Schwarzschild oppdaget at fargen på en stjerne, og dermed dens temperatur, kunne bestemmes ved å sammenligne den visuelle størrelsen med den fotografiske størrelsen . Utviklingen av det fotoelektriske fotometeret tillot nøyaktige målinger av størrelse ved flere bølgelengdeintervaller. I 1921 gjorde Albert A. Michelson de første målingene av en stjernediameter ved hjelp av et interferometer på Hooker-teleskopet ved Mount Wilson Observatory .

Viktig teoretisk arbeid med den fysiske strukturen til stjerner skjedde i løpet av de første tiårene av det tjuende århundre. I 1913 ble Hertzsprung-Russell-diagrammet utviklet, og drev frem den astrofysiske studien av stjerner. Vellykkede modeller ble utviklet for å forklare det indre av stjerner og stjernenes utvikling. Cecilia Payne-Gaposchkin foreslo først at stjerner hovedsakelig var laget av hydrogen og helium i sin doktorgradsavhandling fra 1925. Spektrene til stjerner ble ytterligere forstått gjennom fremskritt innen kvantefysikk . Dette gjorde det mulig å bestemme den kjemiske sammensetningen av stjerneatmosfæren.

Med unntak av sjeldne hendelser som supernovaer og supernovabedragere , har individuelle stjerner først og fremst blitt observert i den lokale gruppen , og spesielt i den synlige delen av Melkeveien (som demonstrert av de detaljerte stjernekatalogene som er tilgjengelige for Melkeveien) og sine satellitter. Individuelle stjerner som Cepheid-variabler er observert i galaksene M87 og M100 i Jomfruklyngen , så vel som lysende stjerner i noen andre relativt nærliggende galakser. Ved hjelp av gravitasjonslinser har en enkelt stjerne (kalt Icarus ) blitt observert 9 milliarder lysår unna.

Betegnelser

Konseptet med en konstellasjon var kjent for å eksistere under den babylonske perioden. Gamle himmelovervåkere forestilte seg at fremtredende arrangementer av stjerner dannet mønstre, og de assosierte disse med spesielle aspekter ved naturen eller deres myter. Tolv av disse formasjonene lå langs ekliptikkens bånd og disse ble grunnlaget for astrologi . Mange av de mer fremtredende individuelle stjernene fikk navn, spesielt med arabiske eller latinske betegnelser.

I tillegg til visse konstellasjoner og selve solen, har individuelle stjerner sine egne myter . For de gamle grekerne representerte noen "stjerner", kjent som planeter (gresk πλανήτης (planētēs), som betyr "vandrer"), forskjellige viktige guder, hvorfra navnene på planetene Merkur , Venus , Mars , Jupiter og Saturn ble hentet. ( Uranus og Neptun var greske og romerske guder , men ingen av planetene var kjent i antikken på grunn av deres lave lysstyrke. Navnene deres ble tildelt av senere astronomer.)

Cirka 1600 ble navnene på stjernebildene brukt til å navngi stjernene i de tilsvarende områdene på himmelen. Den tyske astronomen Johann Bayer laget en serie stjernekart og brukte greske bokstaver som betegnelser på stjernene i hver konstellasjon. Senere ble et nummereringssystem basert på stjernens høyre oppstigning oppfunnet og lagt til John Flamsteeds stjernekatalog i hans bok "Historia coelestis Britannica" (1712-utgaven), hvorved dette nummereringssystemet ble kalt Flamsteed-betegnelse eller Flamsteed-nummerering .

Den internasjonalt anerkjente autoriteten for å navngi himmellegemer er International Astronomical Union (IAU). Den internasjonale astronomiske union opprettholder Working Group on Star Names (WGSN) som katalogiserer og standardiserer egennavn for stjerner. En rekke private selskaper selger navn på stjerner som ikke er anerkjent av IAU, profesjonelle astronomer eller amatørastronomisamfunnet. British Library kaller dette en uregulert kommersiell virksomhet , og New York City Department of Consumer and Worker Protection utstedte et brudd mot et slikt stjernenavnselskap for å ha engasjert seg i en villedende handelspraksis.

Måleenhet

Selv om stjerneparametere kan uttrykkes i SI-enheter eller gaussiske enheter , er det ofte mest praktisk å uttrykke masse , lysstyrke og radier i solenheter, basert på egenskapene til solen. I 2015 definerte IAU et sett med nominelle solverdier (definert som SI-konstanter, uten usikkerheter) som kan brukes til å sitere stjerneparametere:

nominell sollysstyrke	L ☉ =3.828 × 10 26  W
nominell solradius	R ☉ =6,957 × 10 8  m

Solmassen M _☉ ble ikke eksplisitt definert av IAU på grunn av den store relative usikkerheten ( 10 ⁻⁴ ) av den newtonske gravitasjonskonstanten G. Siden produktet av den newtonske gravitasjonskonstanten og solmassen sammen (GM ☉ ₎ er blitt bestemt med mye større presisjon, definerte IAU den nominelle solmasseparameteren til å være:

nominell solmasseparameter:

G M ☉ =1,327 1244 × 10 20  m 3 /s 2

Den nominelle solmasseparameteren kan kombineres med det nyeste (2014) CODATA-estimatet av den Newtonske gravitasjonskonstanten G for å utlede solmassen til å være ca.1,9885 × 10 ³⁰  kg . Selv om de nøyaktige verdiene for lysstyrken, radiusen, masseparameteren og massen kan variere litt i fremtiden på grunn av observasjonsusikkerhet, vil de nominelle konstantene for 2015 IAU forbli de samme SI-verdiene da de fortsatt er nyttige mål for å sitere stjerneparametere.

Store lengder, for eksempel radiusen til en gigantisk stjerne eller halv-hovedaksen til et dobbeltstjernesystem, uttrykkes ofte i form av den astronomiske enheten — omtrent lik gjennomsnittsavstanden mellom jorden og solen (150 millioner km eller omtrent 93 millioner miles). I 2012 definerte IAU den astronomiske konstanten til å være en nøyaktig lengde i meter: 149 597 870 700 m.

Dannelse og evolusjon

Stjerner kondenserer fra områder i rommet med høyere materietetthet, men disse områdene er mindre tette enn i et vakuumkammer . Disse områdene – kjent som molekylære skyer – består for det meste av hydrogen, med omtrent 23 til 28 prosent helium og noen få prosent tyngre grunnstoffer. Et eksempel på en slik stjernedannende region er Oriontåken . De fleste stjerner dannes i grupper på dusinvis til hundretusenvis av stjerner. Massive stjerner i disse gruppene kan kraftig lyse opp disse skyene, ionisere hydrogenet og skape H II-regioner . Slike tilbakemeldingseffekter, fra stjernedannelse, kan til slutt forstyrre skyen og forhindre ytterligere stjernedannelse.

Alle stjerner tilbringer mesteparten av sin eksistens som hovedsekvensstjerner , hovedsakelig drevet av kjernefysisk fusjon av hydrogen til helium i kjernene deres. Imidlertid har stjerner med forskjellige masser markant forskjellige egenskaper på forskjellige stadier av utviklingen. Den endelige skjebnen til mer massive stjerner er forskjellig fra mindre massive stjerner, det samme gjør deres lysstyrke og innvirkningen de har på miljøet. Følgelig grupperer astronomer ofte stjerner etter deres masse:

• Stjerner med svært lav masse , med masse under 0,5  M _☉ , er fullt konvektiv og fordeler helium jevnt over hele stjernen mens de er i hovedsekvensen. Derfor gjennomgår de aldri skjellbrenning og blir aldri røde kjemper . Etter å ha brukt opp hydrogenet blir de heliumhvite dverger og avkjøles sakte. Siden levetiden til 0,5  M _☉ stjerner er lengre enn universets alder , har ingen slik stjerne ennå nådd det hvite dvergstadiet.
• Stjerner med lav masse (inkludert sola), med en masse mellom 0,5  M _☉ og ~2,25  M _☉ avhengig av sammensetning, blir røde kjemper ettersom deres kjernehydrogen er oppbrukt og de begynner å brenne helium i kjernen i en heliumglimt ; de utvikler en degenerert karbon-oksygenkjerne senere på den asymptotiske kjempegrenen ; de blåser til slutt av sitt ytre skall som en planetarisk tåke og etterlater seg kjernen i form av en hvit dverg.
• Stjerner med middels masse , mellom ~2,25  M _☉ og ~8  M _☉ , passerer gjennom evolusjonsstadier som ligner på stjerner med lav masse, men etter en relativt kort periode på den røde gigantiske grenen tenner de helium uten blink og tilbringer en lengre periode i den røde klumpen før den danner en degenerert karbon-oksygenkjerne.
• Massive stjerner har generelt en minimumsmasse på ~8  M _☉ . Etter å ha utmattet hydrogenet i kjernen, blir disse stjernene superkjemper og fortsetter å smelte sammen elementer som er tyngre enn helium. De avslutter livet når kjernene deres kollapser og de eksploderer som supernovaer.

Stjernedannelse

Dannelsen av en stjerne begynner med gravitasjonsustabilitet i en molekylær sky, forårsaket av områder med høyere tetthet – ofte utløst av komprimering av skyer ved stråling fra massive stjerner, ekspanderende bobler i det interstellare mediet, kollisjonen av forskjellige molekylære skyer eller kollisjonen av galakser (som i en stjerneutbruddsgalakse ). Når en region når en tilstrekkelig tetthet av materie til å tilfredsstille kriteriene for jeans-ustabilitet , begynner den å kollapse under sin egen gravitasjonskraft.

Når skyen kollapser, danner individuelle konglomerasjoner av tett støv og gass " Bokkuler ". Når en kule kollapser og tettheten øker, omdannes gravitasjonsenergien til varme og temperaturen stiger. Når den protostellare skyen omtrent har nådd den stabile tilstanden til hydrostatisk likevekt , dannes en protostjerne i kjernen. Disse stjernene i pre-hovedsekvensen er ofte omgitt av en protoplanetarisk skive og drives hovedsakelig av konvertering av gravitasjonsenergi. Perioden med gravitasjonssammentrekning varer i omtrent 10 millioner år for en stjerne som solen, opptil 100 millioner år for en rød dverg.

Tidlige stjerner på mindre enn 2  M _☉ kalles T Tauri-stjerner , mens de med større masse er Herbig Ae/Be-stjerner . Disse nydannede stjernene sender ut gassstråler langs sin rotasjonsakse, noe som kan redusere vinkelmomentet til den kollapsende stjernen og resultere i små nebulositetsflekker kjent som Herbig–Haro-objekter . Disse strålene, i kombinasjon med stråling fra nærliggende massive stjerner, kan bidra til å drive bort den omkringliggende skyen som stjernen ble dannet fra.

Tidlig i utviklingen følger T Tauri-stjerner Hayashi-sporet - de trekker seg sammen og reduserer i lysstyrke mens de holder seg på omtrent samme temperatur. Mindre massive T Tauri-stjerner følger dette sporet til hovedsekvensen, mens mer massive stjerner svinger inn på Henyey-sporet .

De fleste stjerner er observert å være medlemmer av binære stjernesystemer, og egenskapene til disse binærene er et resultat av forholdene de ble dannet under. En gassky må miste vinkelmomentet for å kollapse og danne en stjerne. Fragmenteringen av skyen til flere stjerner fordeler noe av det vinkelmomentet. De primordiale binærene overfører noe vinkelmomentum ved gravitasjonsinteraksjoner under nære møter med andre stjerner i unge stjernehoper. Disse interaksjonene har en tendens til å splitte fra hverandre mer vidt adskilte (myke) binærfiler mens de forårsaker at harde binære filer blir tettere bundet. Dette produserer separasjon av binære filer i deres to observerte populasjonsfordelinger.

Hovedsekvens

Stjerner bruker omtrent 90 % av sin eksistens på å smelte sammen hydrogen til helium i høytemperatur- og høytrykksreaksjoner i kjerneregionen. Slike stjerner sies å være på hovedsekvensen, og kalles dvergstjerner. Fra og med null-alders hovedsekvens vil andelen helium i en stjernes kjerne øke jevnt, hastigheten på kjernefysisk fusjon ved kjernen vil sakte øke, og det samme vil stjernens temperatur og lysstyrke. Solen, for eksempel, anslås å ha økt i lysstyrke med omtrent 40 % siden den nådde hovedsekvensen 4,6 milliarder (4,6 × 10 ⁹ ) år siden.

Hver stjerne genererer en stjernevind av partikler som forårsaker en kontinuerlig utstrømning av gass til verdensrommet. For de fleste stjerner er den tapte massen ubetydelig. Solen taper10 ⁻¹⁴  M _☉ hvert år, eller omtrent 0,01 % av dens totale masse over hele levetiden. Imidlertid kan veldig massive stjerner tape10 ⁻⁷ til10 ⁻⁵  M _☉ hvert år, noe som påvirker utviklingen deres betydelig. Stjerner som begynner med mer enn 50  M _☉ kan miste over halvparten av sin totale masse mens de er på hovedsekvensen.

Tiden en stjerne bruker på hovedsekvensen avhenger først og fremst av mengden drivstoff den har og hastigheten den smelter sammen med. Solen forventes å leve 10 milliarder (10 ¹⁰ ) år. Massive stjerner bruker drivstoffet veldig raskt og er kortvarige. Stjerner med lav masse bruker drivstoffet sitt veldig sakte. Stjerner mindre massive enn 0,25  M _☉ , kalt røde dverger , er i stand til å smelte sammen nesten hele massen mens stjerner på omtrent 1  M _☉ bare kan smelte sammen omtrent 10 % av massen. Kombinasjonen av deres langsomme drivstofforbruk og relativt store brukbare drivstofftilførsel gjør at stjerner med lav masse kan vare rundt en billion (10 × 10 ¹² ) år; den mest ekstreme på 0,08  M _​​☉ vil vare i omtrent 12 billioner år. Røde dverger blir varmere og mer lysende når de samler opp helium. Når de til slutt går tom for hydrogen, trekker de seg sammen til en hvit dverg og synker i temperatur. Siden levetiden til slike stjerner er større enn universets nåværende alder (13,8 milliarder år), forventes ingen stjerner under omtrent 0,85  M _☉ å ha flyttet seg fra hovedsekvensen.

Foruten masse, kan grunnstoffene tyngre enn helium spille en betydelig rolle i utviklingen av stjerner. Astronomer merker alle grunnstoffer som er tyngre enn helium "metaller", og kaller den kjemiske konsentrasjonen av disse elementene i en stjerne, dens metallisitet . En stjernes metallisitet kan påvirke tiden stjernen bruker på å brenne drivstoffet, og kontrollerer dannelsen av magnetfeltene, noe som påvirker styrken til stjernevinden. Eldre populasjon II- stjerner har vesentlig mindre metallisitet enn de yngre populasjons I-stjernene på grunn av sammensetningen av molekylskyene de ble dannet fra. Over tid blir slike skyer i økende grad beriket i tyngre elementer ettersom eldre stjerner dør og kaster deler av atmosfæren deres .

Post–hovedsekvens

Ettersom stjerner på minst 0,4  M _☉ tømmer tilførselen av hydrogen i kjernen, begynner de å smelte sammen hydrogen i et skall som omgir heliumkjernen. De ytre lagene av stjernen utvides og avkjøles kraftig når de går over til en rød kjempe . I noen tilfeller vil de smelte sammen tyngre elementer ved kjernen eller i skall rundt kjernen. Når stjernene utvider seg, kaster de deler av massen sin, beriket med de tyngre elementene, inn i det interstellare miljøet, for senere å bli resirkulert som nye stjerner. Om omtrent 5 milliarder år, når solen går inn i helium-forbrenningsfasen, vil den utvide seg til en maksimal radius på omtrent 1 astronomisk enhet (150 millioner kilometer), 250 ganger sin nåværende størrelse, og miste 30 % av sin nåværende masse.

Ettersom det hydrogenbrennende skallet produserer mer helium, øker kjernen i masse og temperatur. I en rød kjempe på opptil 2,25  M _☉ blir massen av heliumkjernen degenerert før heliumfusjon . Til slutt, når temperaturen øker tilstrekkelig, begynner kjerneheliumfusjon eksplosivt i det som kalles en heliumglimt , og stjernen krymper raskt i radius, øker overflatetemperaturen og beveger seg til den horisontale grenen av HR-diagrammet. For mer massive stjerner starter heliumkjernefusjon før kjernen blir degenerert, og stjernen tilbringer litt tid i den røde klumpen , sakte brennende helium, før den ytre konvektive konvolutten kollapser og stjernen deretter beveger seg til den horisontale grenen.

Etter at en stjerne har smeltet sammen heliumet i kjernen, begynner den å smelte sammen helium langs et skall som omgir den varme karbonkjernen. Stjernen følger deretter en evolusjonær bane kalt den asymptotiske kjempegrenen (AGB) som er parallell med den andre beskrevne rødkjempefasen, men med høyere lysstyrke. De mer massive AGB-stjernene kan gjennomgå en kort periode med karbonfusjon før kjernen blir degenerert. Under AGB-fasen gjennomgår stjerner termiske pulser på grunn av ustabilitet i stjernens kjerne. I disse termiske pulsene varierer lysstyrken til stjernen og materie kastes ut fra stjernens atmosfære, og danner til slutt en planetarisk tåke. Så mye som 50 til 70 % av en stjernes masse kan kastes ut i denne massetapsprosessen . Fordi energitransport i en AGB-stjerne først og fremst skjer ved konveksjon , blir dette utstøpte materialet beriket med fusjonsproduktene som er mudret opp fra kjernen. Derfor er den planetariske tåken beriket med elementer som karbon og oksygen. Til syvende og sist sprer den planetariske tåken seg, og beriker det generelle interstellare mediet. Derfor er fremtidige generasjoner stjerner laget av "stjernegreiene" fra tidligere stjerner.

Massive stjerner

I løpet av deres helium-brennende fase utvider en stjerne med mer enn 9 solmasser seg til først å danne en blå og deretter en rød superkjempe . Spesielt massive stjerner kan utvikle seg til en Wolf-Rayet-stjerne , preget av spektre dominert av emisjonslinjer for grunnstoffer tyngre enn hydrogen, som har nådd overflaten på grunn av sterk konveksjon og intenst massetap, eller fra stripping av de ytre lagene.

Når helium er oppbrukt ved kjernen av en massiv stjerne, trekker kjernen seg sammen og temperaturen og trykket stiger nok til å smelte sammen karbon (se Karbonforbrenningsprosess ). Denne prosessen fortsetter, med de påfølgende stadiene drevet av neon (se neonforbrenningsprosess ), oksygen (se oksygenforbrenningsprosess ) og silisium (se silisiumforbrenningsprosess ). Nær slutten av stjernens liv fortsetter fusjonen langs en rekke løklagsskall i en massiv stjerne. Hvert skall smelter sammen et annet element, med det ytterste skallet som smelter sammen hydrogen; det neste skallet smelter sammen helium, og så videre.

Det siste stadiet inntreffer når en massiv stjerne begynner å produsere jern . Siden jernkjerner er tettere bundet enn noen tyngre kjerner, gir ikke enhver fusjon utover jern en netto frigjøring av energi.

Kollapse

Når en stjernes kjerne krymper, øker intensiteten av strålingen fra den overflaten, og skaper et slikt strålingstrykk på det ytre gassskallet at det vil skyve disse lagene bort og danne en planetarisk tåke. Hvis det som gjenstår etter at den ytre atmosfæren har blitt kastet er mindre enn omtrent 1,4  M _☉ , krymper den til en relativt liten gjenstand på størrelse med jorden, kjent som en hvit dverg . Hvite dverger mangler massen for ytterligere gravitasjonskompresjon. Det elektrondegenererte stoffet inne i en hvit dverg er ikke lenger et plasma. Til slutt blekner hvite dverger til svarte dverger over en veldig lang periode.

I massive stjerner fortsetter fusjonen til jernkjernen har vokst seg så stor (mer enn 1,4  M _☉ ) at den ikke lenger kan bære sin egen masse. Denne kjernen vil plutselig kollapse når elektronene blir drevet inn i protonene, og danner nøytroner, nøytrinoer og gammastråler i et utbrudd av elektronfangst og omvendt beta-forfall . Sjokkbølgen som dannes av denne plutselige kollapsen får resten av stjernen til å eksplodere i en supernova . Supernovaer blir så lyse at de kort kan overstråle hele stjernens hjemmegalakse. Når de forekommer i Melkeveien, har supernovaer historisk sett blitt observert av observatører med blotte øyne som "nye stjerner" der ingen tilsynelatende har eksistert før.

En supernovaeksplosjon blåser bort stjernens ytre lag, og etterlater en rest som for eksempel krabbetåken. Kjernen er komprimert til en nøytronstjerne , som noen ganger manifesterer seg som en pulsar eller røntgenstråle . Når det gjelder de største stjernene, er resten et svart hull større enn 4  M _☉ . I en nøytronstjerne er materien i en tilstand kjent som nøytrondegenerert materie , med en mer eksotisk form for degenerert materie, QCD-materie , muligens tilstede i kjernen.

De utblåste ytre lagene av døende stjerner inkluderer tunge elementer, som kan resirkuleres under dannelsen av nye stjerner. Disse tunge elementene tillater dannelsen av steinete planeter. Utstrømningen fra supernovaer og stjernevinden til store stjerner spiller en viktig rolle i utformingen av det interstellare mediet.

Binære stjerner

Utviklingen av binære stjerner kan være betydelig forskjellig fra utviklingen av enkeltstjerner med samme masse. Hvis stjerner i et binært system er tilstrekkelig nærme, når en av stjernene utvider seg til å bli en rød gigant, kan den flyte over Roche-loben , området rundt en stjerne der materialet er gravitasjonsbundet til den stjernen, noe som fører til overføring av materiale til den andre. . Når Roche-loben flyter over, kan det oppstå en rekke fenomener, inkludert kontaktbinærer , binærer med felles envelope , kataklysmiske variabler , blå stragglere og supernovaer av type Ia . Masseoverføring fører til tilfeller som Algol-paradokset , der den mest utviklede stjernen i et system er den minst massive.

Utviklingen av binære stjerner og høyere-ordens stjernesystemer er intenst forsket på siden så mange stjerner har blitt funnet å være medlemmer av binære systemer. Rundt halvparten av sollignende stjerner, og en enda høyere andel av mer massive stjerner, dannes i flere systemer, og dette kan i stor grad påvirke slike fenomener som novaer og supernovaer, dannelsen av visse typer stjerner og berikelsen av rommet med nukleosynteseprodukter .

Påvirkningen av binærstjerneutvikling på dannelsen av utviklede massive stjerner som lysende blå variabler , Wolf-Rayet-stjerner og forfedre til visse klasser av kjernekollapssupernovaer er fortsatt omstridt. Enkelte massive stjerner kan være ute av stand til å fordrive de ytre lagene sine raskt nok til å danne typene og antallet utviklede stjerner som blir observert, eller til å produsere forfedre som vil eksplodere som supernovaene som blir observert. Masseoverføring gjennom gravitasjonsstripping i binære systemer blir av noen astronomer sett på som løsningen på det problemet.

Fordeling

Stjerner er ikke spredt jevnt over universet, men er normalt gruppert i galakser sammen med interstellar gass og støv. En typisk stor galakse som Melkeveien inneholder hundrevis av milliarder stjerner. Det er mer enn 2 billioner (10 ¹² ) galakser, selv om de fleste er mindre enn 10 % av massen til Melkeveien. Totalt sett vil det sannsynligvis være mellom10 ²² og10 ²⁴ stjerner (flere stjerner enn alle sandkornene på planeten Jorden ). De fleste stjerner er innenfor galakser, men mellom 10 og 50 % av stjernelyset i store galaksehoper kan komme fra stjerner utenfor en hvilken som helst galakse.

Et flerstjernesystem består av to eller flere gravitasjonsbundne stjerner som går i bane rundt hverandre . Det enkleste og vanligste flerstjernesystemet er en binærstjerne, men det finnes systemer med tre eller flere stjerner. Av hensyn til banestabilitet er slike flerstjernesystemer ofte organisert i hierarkiske sett med binære stjerner. Større grupper kalles stjernehoper. Disse spenner fra løse stjerneassosiasjoner med bare noen få stjerner til åpne klynger med dusinvis til tusenvis av stjerner, opp til enorme kulehoper med hundretusenvis av stjerner. Slike systemer går i bane rundt sin vertsgalakse. Stjernene i en åpen eller kulehop er alle dannet av den samme gigantiske molekylskyen , så alle medlemmene har normalt samme alder og sammensetning.

Mange stjerner er observert, og de fleste eller alle kan opprinnelig ha blitt dannet i gravitasjonsbundne flerstjernesystemer. Dette gjelder spesielt for veldig massive stjerner i O- og B-klassen, hvorav 80 % antas å være en del av flerstjernesystemer. Andelen enkeltstjernesystemer øker med avtagende stjernemasse, slik at bare 25 % av røde dverger er kjent for å ha stjernefølgesvenner. Siden 85 % av alle stjernene er røde dverger, er mer enn to tredjedeler av stjernene i Melkeveien sannsynligvis enkle røde dverger. I en studie fra 2017 av Perseus molekylsky , fant astronomer at de fleste av de nyopprettede stjernene er i binære systemer. I modellen som best forklarte dataene, ble alle stjerner opprinnelig dannet som binærfiler, selv om noen binærfiler senere delte seg opp og etterlater enkeltstjerner.

Den nærmeste stjernen til jorden, bortsett fra solen, er Proxima Centauri , 4,2465 lysår (40,175 billioner kilometer) unna. Å reise med romfergens omløpshastighet , 8 kilometer i sekundet (29 000 kilometer i timen), ville det ta omtrent 150 000 år å komme frem. Dette er typisk for stjerneseparasjoner i galaktiske skiver . Stjerner kan være mye nærmere hverandre i sentrum av galakser og i kulehoper, eller mye lenger fra hverandre i galaktiske glorier .

På grunn av de relativt store avstandene mellom stjerner utenfor den galaktiske kjernen, antas kollisjoner mellom stjerner å være sjeldne. I tettere områder som kjernen av kulehoper eller det galaktiske sentrum, kan kollisjoner være mer vanlig. Slike kollisjoner kan produsere det som er kjent som blå etternølere . Disse unormale stjernene har høyere overflatetemperatur og er dermed blåere enn stjerner ved hovedsekvensavkjøringen i klyngen de tilhører; i standard stjerneevolusjon, ville blå etterfølgere allerede ha utviklet seg fra hovedsekvensen og ville derfor ikke bli sett i klyngen.

Kjennetegn

Nesten alt ved en stjerne bestemmes av dens opprinnelige masse, inkludert egenskaper som lysstyrke, størrelse, evolusjon, levetid og dens eventuelle skjebne.

Alder

De fleste stjerner er mellom 1 milliard og 10 milliarder år gamle. Noen stjerner kan til og med være nær 13,8 milliarder år gamle – universets observerte alder . Den eldste stjernen som er oppdaget, HD 140283 , med kallenavnet Methusalem-stjernen, er anslagsvis 14,46 ± 0,8 milliarder år gammel. (På grunn av usikkerheten i verdien er ikke denne alderen for stjernen i konflikt med universets alder, bestemt av Planck- satellitten til 13.799 ± 0.021).

Jo mer massiv stjernen er, jo kortere levetid, først og fremst fordi massive stjerner har større trykk på kjernene sine, noe som får dem til å brenne hydrogen raskere. De mest massive stjernene varer i gjennomsnitt noen få millioner år, mens stjerner med minimumsmasse (røde dverger) brenner drivstoffet sitt veldig sakte og kan vare i flere titalls til hundrevis av milliarder år.

Levetider for stadier av stjerneutvikling på milliarder av år

Innledende messe ( M ☉ )	Hovedsekvens	Subgiant	Første røde kjempe	Core He Burning
1.0	9.33	2,57	0,76	0,13
1.6	2.28	0,03	0,12	0,13
2.0	1.20	0,01	0,02	0,28
5.0	0,10	0,0004	0,0003	0,02

Kjemisk oppbygning

Når stjerner dannes i den nåværende galaksen Melkeveien, er de sammensatt av omtrent 71 % hydrogen og 27 % helium, målt i masse, med en liten brøkdel av tyngre grunnstoffer. Vanligvis måles andelen av tunge grunnstoffer i form av jerninnholdet i stjerneatmosfæren, ettersom jern er et vanlig grunnstoff og dets absorpsjonslinjer er relativt enkle å måle. Delen av tyngre grunnstoffer kan være en indikator på sannsynligheten for at stjernen har et planetsystem.

Stjernen med det laveste jerninnholdet som noen gang er målt er dvergen HE1327-2326, med bare 1/200 000 av jerninnholdet i Solen. Derimot har den supermetallrike stjernen μ Leonis nesten dobbelt så mye jern som solen, mens den planetbærende stjernen 14 Herculis har nesten tredoblet jernet. Kjemisk særegne stjerner viser uvanlige mengder av visse grunnstoffer i spekteret deres; spesielt krom og sjeldne jordarter . Stjerner med kjøligere ytre atmosfærer, inkludert solen, kan danne ulike diatomiske og polyatomiske molekyler.

Diameter

På grunn av deres store avstand fra jorden, fremstår alle stjerner unntatt solen for det blotte øye som skinnende punkter på nattehimmelen som glimter på grunn av effekten av jordens atmosfære. Solen er nær nok jorden til å fremstå som en skive i stedet, og til å gi dagslys. Bortsett fra solen er stjernen med den største tilsynelatende størrelsen R Doradus , med en vinkeldiameter på bare 0,057 buesekunder .

Skivene til de fleste stjerner er altfor små i vinkelstørrelse til å kunne observeres med nåværende bakkebaserte optiske teleskoper, og derfor kreves det interferometerteleskoper for å produsere bilder av disse objektene . En annen teknikk for å måle vinkelstørrelsen på stjerner er gjennom okkultasjon . Ved nøyaktig å måle fallet i lysstyrke til en stjerne når den er okkultert av månen ( eller økningen i lysstyrke når den dukker opp igjen), kan stjernens vinkeldiameter beregnes.

Stjerner varierer i størrelse fra nøytronstjerner, som varierer fra 20 til 40 km (25 mi) i diameter, til superkjemper som Betelgeuse i stjernebildet Orion , som har en diameter på omtrent 1000 ganger solens diameter med mye lavere tetthet .

Kinematikk

Bevegelsen til en stjerne i forhold til solen kan gi nyttig informasjon om opprinnelsen og alderen til en stjerne, samt strukturen og utviklingen til den omkringliggende galaksen. Komponentene i bevegelsen til en stjerne består av den radielle hastigheten mot eller bort fra solen, og den traversende vinkelbevegelsen, som kalles dens riktige bevegelse.

Radiell hastighet måles ved dopplerforskyvningen til stjernens spektrallinjer og er gitt i enheter av km/ s . Den riktige bevegelsen til en stjerne, dens parallakse, bestemmes av nøyaktige astrometriske målinger i enheter av millibuesekunder ( mas) per år. Med kunnskap om stjernens parallakse og dens avstand, kan riktig bevegelseshastighet beregnes. Sammen med radialhastigheten kan totalhastigheten beregnes. Stjerner med høy bevegelseshastighet er sannsynligvis relativt nær solen, noe som gjør dem til gode kandidater for parallaksemålinger.

Når begge bevegelseshastighetene er kjent, kan romhastigheten til stjernen i forhold til solen eller galaksen beregnes. Blant nærliggende stjerner har det blitt funnet at yngre populasjon I-stjerner generelt har lavere hastighet enn eldre populasjon II-stjerner. Sistnevnte har elliptiske baner som er skråstilt til galaksens plan. En sammenligning av kinematikken til nærliggende stjerner har gjort det mulig for astronomer å spore deres opprinnelse til vanlige punkter i gigantiske molekylære skyer, og blir referert til som stjerneassosiasjoner .

Magnetfelt

Magnetfeltet til en stjerne genereres innenfor områder av det indre hvor konvektiv sirkulasjon oppstår. Denne bevegelsen av ledende plasma fungerer som en dynamo , der bevegelsen av elektriske ladninger induserer magnetiske felt, det samme gjør en mekanisk dynamo. Disse magnetfeltene har en stor rekkevidde som strekker seg gjennom og utenfor stjernen. Styrken på magnetfeltet varierer med stjernens masse og sammensetning, og mengden magnetisk overflateaktivitet avhenger av stjernens rotasjonshastighet. Denne overflateaktiviteten produserer stjerneflekker , som er områder med sterke magnetiske felt og lavere enn normale overflatetemperaturer. Koronale løkker er buede magnetfeltflukslinjer som stiger opp fra en stjernes overflate inn i stjernens ytre atmosfære, dens korona. Koronalløkkene kan sees på grunn av plasmaet de leder langs lengden. Stjerneutbrudd er utbrudd av høyenergipartikler som sendes ut på grunn av den samme magnetiske aktiviteten.

Unge, raskt roterende stjerner har en tendens til å ha høye nivåer av overflateaktivitet på grunn av deres magnetiske felt. Magnetfeltet kan virke på en stjernes stjernevind, og fungere som en bremse for gradvis å bremse rotasjonshastigheten over tid. Dermed har eldre stjerner som Solen en mye langsommere rotasjonshastighet og et lavere nivå av overflateaktivitet. Aktivitetsnivåene til langsomt roterende stjerner har en tendens til å variere på en syklisk måte og kan stenge helt ned i perioder. Under Maunder Minimum , for eksempel, gjennomgikk solen en 70-års periode med nesten ingen solflekkaktivitet.

Masse

En av de mest massive stjernene som er kjent er Eta Carinae , som med 100–150 ganger så mye masse som solen vil ha en levetid på bare flere millioner år. Studier av de mest massive åpne hopene antyder 150  M _☉ som en grov øvre grense for stjerner i universets nåværende tidsalder. Dette representerer en empirisk verdi for den teoretiske grensen for massen av dannende stjerner på grunn av økende strålingstrykk på gasskyen. Flere stjerner i R136- hopen i den store magellanske skyen har blitt målt med større masser, men det har blitt fastslått at de kunne ha blitt skapt gjennom kollisjon og sammenslåing av massive stjerner i nære binære systemer, og omgå grensen på 150  M _☉ på massive stjernedannelse.

De første stjernene som ble dannet etter Big Bang kan ha vært større, opptil 300  M _☉ , på grunn av det fullstendige fraværet av elementer tyngre enn litium i sammensetningen. Denne generasjonen av supermassive populasjon III-stjerner har sannsynligvis eksistert i det veldig tidlige universet (dvs. de er observert å ha en høy rødforskyvning), og kan ha startet produksjonen av kjemiske grunnstoffer tyngre enn hydrogen som er nødvendig for senere dannelse av planeter og liv . I juni 2015 rapporterte astronomer bevis for Populasjon III-stjerner i Cosmos Redshift 7- galaksen ved z = 6,60 .

Med en masse som bare er 80 ganger større enn Jupiter ( M _J ), er 2MASS J0523-1403 den minste kjente stjernen som gjennomgår kjernefysisk fusjon i sin kjerne. For stjerner med metallisitet lik Sola, er den teoretiske minstemassen stjernen kan ha og fortsatt gjennomgå fusjon ved kjernen, anslått til å være omtrent 75 M _J . Når metallisiteten er veldig lav, ser den minste stjernestørrelsen ut til å være omtrent 8,3 % av solmassen, eller omtrent 87 M _J . Mindre kropper kalt brune dverger , okkuperer et dårlig definert grått område mellom stjerner og gassgiganter .

Kombinasjonen av radius og massen til en stjerne bestemmer dens overflatetyngdekraft. Kjempestjerner har mye lavere overflatetyngdekraft enn hovedsekvensstjerner, mens det motsatte er tilfellet for degenererte, kompakte stjerner som hvite dverger. Overflatetyngdekraften kan påvirke utseendet til en stjernes spektrum, med høyere gravitasjon som forårsaker en utvidelse av absorpsjonslinjene .

Rotasjon

Rotasjonshastigheten til stjerner kan bestemmes gjennom spektroskopisk måling , eller mer nøyaktig bestemmes ved å spore stjerneflekkene deres . Unge stjerner kan ha en rotasjon større enn 100 km/s ved ekvator. B-klassestjernen Achernar , for eksempel, har en ekvatorialhastighet på omtrent 225 km/s eller høyere, noe som får ekvator til å bule utover og gi den en ekvatorial diameter som er mer enn 50 % større enn mellom polene. Denne rotasjonshastigheten er like under den kritiske hastigheten på 300 km/s med hvilken hastighet stjernen ville bryte fra hverandre. Derimot roterer solen en gang hver 25.–35. dag avhengig av breddegrad, med en ekvatorialhastighet på 1,93 km/s. En hovedsekvensstjernes magnetfelt og stjernevinden tjener til å bremse rotasjonen betydelig når den utvikler seg i hovedsekvensen.

Degenererte stjerner har trukket seg sammen til en kompakt masse, noe som resulterer i en rask rotasjonshastighet. Imidlertid har de relativt lave rotasjonshastigheter sammenlignet med hva som kan forventes ved bevaring av vinkelmomentum - tendensen til et roterende legeme til å kompensere for en sammentrekning i størrelse ved å øke spinnhastigheten. En stor del av stjernens vinkelmoment forsvinner som et resultat av massetap gjennom stjernevinden. Til tross for dette kan rotasjonshastigheten for en pulsar være veldig rask. Pulsaren i hjertet av krabbetåken roterer for eksempel 30 ganger per sekund. Pulsarens rotasjonshastighet vil gradvis avta på grunn av strålingen.

Temperatur

Overflatetemperaturen til en hovedsekvensstjerne bestemmes av hastigheten på energiproduksjonen til kjernen og av dens radius, og estimeres ofte fra stjernens fargeindeks . Temperaturen er normalt gitt i form av en effektiv temperatur , som er temperaturen til et idealisert svart legeme som utstråler energien sin med samme lysstyrke per overflateareal som stjernen. Den effektive temperaturen er bare representativ for overflaten, ettersom temperaturen øker mot kjernen. Temperaturen i kjerneområdet til en stjerne er flere millioner  kelvin .

Stjernetemperaturen vil bestemme ioniseringshastigheten til forskjellige elementer, noe som resulterer i karakteristiske absorpsjonslinjer i spekteret. Overflatetemperaturen til en stjerne, sammen med dens visuelle absolutte størrelse og absorpsjonsegenskaper, brukes til å klassifisere en stjerne (se klassifisering nedenfor).

Massive hovedsekvensstjerner kan ha overflatetemperaturer på 50 000 K. Mindre stjerner som Solen har overflatetemperaturer på noen få tusen K. Røde kjemper har relativt lave overflatetemperaturer på omtrent 3 600 K; men de har høy lysstyrke på grunn av deres store ytre overflate.

Stråling

Energien som produseres av stjerner, et produkt av kjernefysisk fusjon, stråler til verdensrommet som både elektromagnetisk stråling og partikkelstråling . Partikkelstrålingen som sendes ut av en stjerne manifesteres som stjernevinden, som strømmer fra de ytre lagene som elektrisk ladede protoner og alfa- og beta-partikler . En jevn strøm av nesten masseløse nøytrinoer kommer direkte fra stjernens kjerne.

Produksjonen av energi i kjernen er grunnen til at stjerner skinner så sterkt: hver gang to eller flere atomkjerner smelter sammen for å danne en enkelt atomkjerne av et nytt tyngre grunnstoff, frigjøres gammastrålefotoner fra kjernefusjonsproduktet. Denne energien omdannes til andre former for elektromagnetisk energi med lavere frekvens, for eksempel synlig lys, når den når stjernens ytre lag.

Fargen på en stjerne, bestemt av den mest intense frekvensen av det synlige lyset, avhenger av temperaturen på stjernens ytre lag, inkludert fotosfæren . Foruten synlig lys sender stjerner ut former for elektromagnetisk stråling som er usynlig for det menneskelige øyet . Faktisk spenner stjerneelektromagnetisk stråling over hele det elektromagnetiske spekteret , fra de lengste bølgelengdene til radiobølger gjennom infrarødt , synlig lys, ultrafiolett , til den korteste av røntgenstråler og gammastråler. Fra synspunktet om total energi som sendes ut av en stjerne, er ikke alle komponenter av stjerneelektromagnetisk stråling signifikante, men alle frekvenser gir innsikt i stjernens fysikk.

Ved å bruke stjernespekteret kan astronomer bestemme overflatetemperaturen, overflatetyngdekraften , metallisiteten og rotasjonshastigheten til en stjerne. Hvis avstanden til stjernen blir funnet, for eksempel ved å måle parallaksen, kan lysstyrken til stjernen utledes. Massen, radiusen, overflatetyngdekraften og rotasjonsperioden kan deretter estimeres basert på stjernemodeller. (Masse kan beregnes for stjerner i binære systemer ved å måle deres banehastigheter og avstander. Gravitasjonsmikrolinsing har blitt brukt til å måle massen til en enkelt stjerne.) Med disse parameterne kan astronomer estimere stjernens alder.

Lysstyrke

Lysstyrken til en stjerne er mengden lys og andre former for strålingsenergi den utstråler per tidsenhet. Den har kraftenheter . Lysstyrken til en stjerne bestemmes av dens radius og overflatetemperatur. Mange stjerner stråler ikke jevnt over hele overflaten. Den raskt roterende stjernen Vega har for eksempel en høyere energifluks (kraft per arealenhet) ved sine poler enn langs ekvator.

Flekker av stjernens overflate med lavere temperatur og lysstyrke enn gjennomsnittet er kjent som stjerneflekker . Små, dvergstjerner som Solen har generelt sett funksjonsløse disker med bare små stjerneflekker. Kjempestjerner har mye større, mer tydelige stjerneflekker, og de viser kraftig mørkning av stjernelemmer . Det vil si at lysstyrken avtar mot kanten av stjerneskiven. Røde dvergblussstjerner som UV Ceti kan ha fremtredende stjerneflekker.

Omfanget

Den tilsynelatende lysstyrken til en stjerne uttrykkes i form av dens tilsynelatende størrelse . Det er en funksjon av stjernens lysstyrke, dens avstand fra jorden, utryddelseseffekten av interstellart støv og gass, og endringen av stjernens lys når den passerer gjennom jordens atmosfære. Iboende eller absolutt størrelse er direkte relatert til en stjernes lysstyrke, og er den tilsynelatende størrelsen en stjerne ville vært hvis avstanden mellom jorden og stjernen var 10 parsecs (32,6 lysår).

Antall stjerner lysere enn magnituden

Tilsynelatende størrelse	Antall  stjerner
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1602
6	4800
7	14 000

Både den tilsynelatende og den absolutte størrelsesskalaen er logaritmiske enheter : en heltallsforskjell i størrelse er lik en lysstyrkevariasjon på omtrent 2,5 ganger (den femte roten av 100 eller omtrent 2,512). Dette betyr at en stjerne med første magnitude (+1,00) er omtrent 2,5 ganger lysere enn en stjerne med andre magnitude (+2,00), og omtrent 100 ganger lysere enn en stjerne med sjette styrke (+6,00). De svakeste stjernene som er synlige for det blotte øye under gode seforhold, er ca. +6.

På både tilsynelatende og absolutt størrelsesskalaer, jo mindre størrelsesorden er, desto lysere er stjernen; jo større størrelsesorden, desto svakere er stjernen. De lyseste stjernene, på hver skala, har negative størrelsestall. Variasjonen i lysstyrke (Δ L ) mellom to stjerner beregnes ved å trekke størrelsestallet til den lysere stjernen ( m _b ) fra størrelsestallet til den svakere stjernen ( m _f ), og deretter bruke forskjellen som eksponent for grunntallet 2,512; det er å si:

${\displaystyle \Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }}$

${\displaystyle 2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}}$

I forhold til både lysstyrke og avstand fra Jorden er en stjernes absolutte størrelse ( M ) og tilsynelatende størrelse ( m ) ikke ekvivalente; for eksempel har den lyssterke stjernen Sirius en tilsynelatende styrke på −1,44, men den har en absolutt styrke på +1,41.

Solen har en tilsynelatende styrke på -26,7, men dens absolutte styrke er bare +4,83. Sirius, den klareste stjernen på nattehimmelen sett fra jorden, er omtrent 23 ganger mer lysende enn solen, mens Canopus , den nest lyseste stjernen på nattehimmelen med en absolutt styrke på -5,53, er omtrent 14 000 ganger mer lysende enn solen. Til tross for at Canopus er mye mer lysende enn Sirius, ser sistnevnte stjerne ut som den lysere av de to. Dette er fordi Sirius er bare 8,6 lysår fra jorden, mens Canopus er mye lenger unna i en avstand på 310 lysår.

De mest lysende kjente stjernene har en absolutt styrke på omtrent −12, tilsvarende 6 millioner ganger solens lysstyrke. Teoretisk sett er de minst lysende stjernene ved den nedre grensen for masse hvor stjerner er i stand til å støtte kjernefysisk fusjon av hydrogen i kjernen; stjerner like over denne grensen har vært lokalisert i NGC 6397- hopen. De svakeste røde dvergene i klyngen er absolutt 15, mens en hvit dverg med 17. absolutt styrke er oppdaget.

Klassifisering

Overflatetemperaturområder for
forskjellige stjerneklasser

Klasse	Temperatur	Eksempelstjerne
O	33 000 K eller mer	Zeta Ophiuchi
B	10 500–30 000 K	Rigel
EN	7 500–10 000 K	Altair
F	6 000–7 200 K	Procyon A
G	5500–6000 K	Sol
K	4 000–5 250 K	Epsilon Indi
M	2600–3850 K	Proxima Centauri

Det nåværende stjerneklassifiseringssystemet oppsto tidlig på 1900-tallet, da stjerner ble klassifisert fra A til Q basert på styrken til hydrogenlinjen . Man trodde at hydrogenlinjestyrken var en enkel lineær funksjon av temperaturen. I stedet var det mer komplisert: det styrket seg med økende temperatur, toppet seg nær 9000 K, og avtok deretter ved høyere temperaturer. Klassifikasjonene ble siden omorganisert etter temperatur, som den moderne ordningen er basert på.

Stjerner får en enkeltbokstavsklassifisering i henhold til deres spektre, som strekker seg fra type O , som er veldig varme, til M , som er så kule at det kan dannes molekyler i atmosfæren deres. Hovedklassifiseringene i rekkefølge etter synkende overflatetemperatur er: O, B, A, F, G, K og M . En rekke sjeldne spektraltyper er gitt spesielle klassifiseringer. De vanligste av disse er typene L og T , som klassifiserer de kaldeste stjernene med lav masse og brune dverger. Hver bokstav har 10 underavdelinger, nummerert fra 0 til 9, i rekkefølge etter synkende temperatur. Imidlertid brytes dette systemet ned ved ekstremt høye temperaturer, da klassene O0 og O1 kanskje ikke eksisterer.

I tillegg kan stjerner klassifiseres etter lysstyrkeeffektene som finnes i deres spektrallinjer, som tilsvarer deres romlige størrelse og bestemmes av deres overflatetyngdekraft. Disse varierer fra 0 ( hyperkjemper ) gjennom III ( giganter ) til V (hovedsekvensdverger); noen forfattere legger til VII (hvite dverger). Stjerner i hovedsekvensen faller langs et smalt, diagonalt bånd når de er tegnet i henhold til deres absolutte størrelse og spektraltype. Solen er en hovedsekvens G2V gul dverg med middels temperatur og ordinær størrelse.

Det er ytterligere nomenklatur i form av små bokstaver lagt til på slutten av spektraltypen for å indikere særegne trekk ved spekteret. For eksempel kan en " e " indikere tilstedeværelsen av utslippslinjer; " m " representerer uvanlig sterke nivåer av metaller, og " var " kan bety variasjoner i spektraltypen.

Hvite dvergstjerner har sin egen klasse som begynner med bokstaven D . Dette er videre delt inn i klassene DA , DB , DC , DO , DZ og DQ , avhengig av typene fremtredende linjer som finnes i spekteret. Dette etterfølges av en numerisk verdi som indikerer temperaturen.

Variable stjerner

Variable stjerner har periodiske eller tilfeldige endringer i lysstyrke på grunn av iboende eller ytre egenskaper. Av de iboende variable stjernene kan primærtypene deles inn i tre hovedgrupper.

Under deres stjerneutvikling passerer noen stjerner gjennom faser der de kan bli pulserende variabler. Pulserende variable stjerner varierer i radius og lysstyrke over tid, og utvider seg og trekker seg sammen med perioder fra minutter til år, avhengig av størrelsen på stjernen. Denne kategorien inkluderer Cepheid og Cepheid-lignende stjerner , og langtidsvariabler som Mira .

Eruptive variabler er stjerner som opplever plutselige økninger i lysstyrke på grunn av fakler eller masseutkast. Denne gruppen inkluderer protostjerner, Wolf-Rayet-stjerner og fakkelstjerner, så vel som gigantiske og supergigantiske stjerner.

Katalysmiske eller eksplosive variable stjerner er de som gjennomgår en dramatisk endring i egenskapene deres. Denne gruppen inkluderer novaer og supernovaer. Et binært stjernesystem som inkluderer en nærliggende hvit dverg kan produsere visse typer av disse spektakulære stjerneeksplosjonene, inkludert novaen og en Type 1a supernova. Eksplosjonen skapes når den hvite dvergen samler hydrogen fra følgestjernen, og bygger opp masse til hydrogenet gjennomgår fusjon. Noen novaer er tilbakevendende og har periodiske utbrudd med moderat amplitude.

Stjerner kan variere i lysstyrke på grunn av ytre faktorer, for eksempel formørkende binærer, så vel som roterende stjerner som produserer ekstreme stjerneflekker. Et bemerkelsesverdig eksempel på en formørkende binær er Algol, som regelmessig varierer i styrke fra 2,1 til 3,4 over en periode på 2,87 dager.

Struktur

Det indre av en stabil stjerne er i en tilstand av hydrostatisk likevekt : kreftene på et hvilket som helst lite volum balanserer nesten nøyaktig hverandre. De balanserte kreftene er innadgående gravitasjonskraft og en ytre kraft på grunn av trykkgradienten i stjernen. Trykkgradienten er etablert av temperaturgradienten til plasmaet ; den ytre delen av stjernen er kjøligere enn kjernen. Temperaturen i kjernen av en hovedsekvens eller gigantisk stjerne er minst i størrelsesorden10 ⁷  K . Den resulterende temperaturen og trykket ved den hydrogenbrennende kjernen til en hovedsekvensstjerne er tilstrekkelig til at kjernefysisk fusjon kan oppstå og tilstrekkelig energi produseres for å forhindre ytterligere kollaps av stjernen.

Ettersom atomkjerner er smeltet sammen i kjernen, sender de ut energi i form av gammastråler. Disse fotonene samhandler med det omkringliggende plasmaet, og legger til den termiske energien i kjernen. Stjerner i hovedsekvensen konverterer hydrogen til helium, og skaper en sakte men jevnt økende andel helium i kjernen. Etter hvert blir heliuminnholdet dominerende, og energiproduksjonen opphører i kjernen. I stedet, for stjerner på mer enn 0,4  M _☉ , skjer fusjon i et sakte ekspanderende skall rundt den degenererte heliumkjernen.

I tillegg til hydrostatisk likevekt, vil det indre av en stabil stjerne opprettholde en energibalanse av termisk likevekt . Det er en radiell temperaturgradient gjennom hele interiøret som resulterer i en strøm av energi som strømmer mot utsiden. Den utgående fluksen av energi som forlater ethvert lag i stjernen vil nøyaktig matche den innkommende fluksen nedenfra.

Strålingssonen er området av stjernens indre hvor energistrømmen utover er avhengig av strålingsvarmeoverføring, siden konvektiv varmeoverføring er ineffektiv i den sonen . I dette området vil plasmaet ikke bli forstyrret, og eventuelle massebevegelser vil dø ut. Der dette ikke er tilfelle, blir plasmaet ustabilt og konveksjon vil oppstå som danner en konveksjonssone . Dette kan for eksempel forekomme i områder hvor det oppstår svært høye energiflukser, for eksempel nær kjernen eller i områder med høy opasitet (gjør strålingsvarmeoverføring ineffektiv) som i den ytre kappen.

Forekomsten av konveksjon i den ytre konvolutten til en hovedsekvensstjerne avhenger av stjernens masse. Stjerner med flere ganger solens masse har en konveksjonssone dypt inne i det indre og en strålingssone i de ytre lagene. Mindre stjerner som Solen er det motsatte, med konveksjonssonen plassert i de ytre lagene. Røde dvergstjerner med mindre enn 0,4  M _☉ er konvektiv hele veien, noe som hindrer akkumulering av en heliumkjerne. For de fleste stjerner vil de konvektive sonene variere over tid ettersom stjernen eldes og konstitusjonen til interiøret endres.

Fotosfæren er den delen av en stjerne som er synlig for en observatør. Dette er laget der plasmaet til stjernen blir gjennomsiktig for lysfotoner. Herfra blir energien som genereres ved kjernen fri til å forplante seg ut i rommet. Det er i fotosfæren at solflekker , områder med lavere temperatur enn gjennomsnittet, vises.

Over fotosfærens nivå er stjerneatmosfæren. I en hovedsekvensstjerne som Solen, er det laveste nivået i atmosfæren, like over fotosfæren, det tynne kromosfæreområdet , der spikler dukker opp og stjerneutbrudd begynner. Over dette er overgangsregionen, hvor temperaturen raskt øker innenfor en avstand på bare 100 km (62 mi). Utover dette er koronaen , et volum av overopphetet plasma som kan strekke seg utover til flere millioner kilometer. Eksistensen av en korona ser ut til å være avhengig av en konvektiv sone i de ytre lagene av stjernen. Til tross for sin høye temperatur, avgir koronaen svært lite lys, på grunn av dens lave gasstetthet. Solens koronaregion er normalt bare synlig under en solformørkelse .

Fra koronaen utvider en stjernevind av plasmapartikler seg utover fra stjernen, til den samhandler med det interstellare mediet. For solen strekker påvirkningen fra solvinden seg gjennom et bobleformet område kalt heliosfæren .

Kjernefusjonsreaksjonsveier

Når kjerner smelter sammen, er massen til det smeltede produktet mindre enn massen til de originale delene. Denne tapte massen konverteres til elektromagnetisk energi, i henhold til masse-energi- ekvivalensforholdet . En rekke kjernefysiske fusjonsreaksjoner finner sted i kjernene til stjerner, som avhenger av deres masse og sammensetning. ${\displaystyle E=mc^{2}}$

Hydrogenfusjonsprosessen er temperaturfølsom, så en moderat økning i kjernetemperaturen vil resultere i en betydelig økning i fusjonshastigheten. Som et resultat varierer kjernetemperaturen til hovedsekvensstjerner bare fra 4 millioner kelvin for en liten M-klassestjerne til 40 millioner kelvin for en massiv O-klassestjerne.

I solen, med en kjerne på 16 millioner kelvin, smelter hydrogen sammen for å danne helium i proton-protonkjedereaksjonen :

4 ¹ H → 2 ² H + 2 e ⁺ + 2 ν _e (2 x 0,4 M eV )

2 e ⁺ + 2 e ⁻ → 2 γ (2 x 1,0 MeV)

2 ¹ H + 2 ² H → 2 ³ He + 2 y (2 x 5,5 MeV)

2 ³ He → ⁴ He + 2 ¹ H (12,9 MeV)

Det er et par andre veier, der ³ He og ⁴ He kombineres for å danne ⁷ Be, som til slutt (med tillegg av et annet proton) gir to ⁴ He, en gevinst på én.

Alle disse reaksjonene resulterer i den generelle reaksjonen:

4 ¹ H → ⁴ He + 2γ + 2ν _e (26,7 MeV)

der γ er et gammastrålefoton, ν _e er et nøytrino, og H og He er isotoper av henholdsvis hydrogen og helium. Energien som frigjøres ved denne reaksjonen er i millioner av elektronvolt. Hver enkelt reaksjon produserer bare en liten mengde energi, men fordi enorme mengder av disse reaksjonene skjer konstant, produserer de all energien som er nødvendig for å opprettholde stjernens stråling. Til sammenligning frigjør forbrenning av to hydrogengassmolekyler med ett oksygengassmolekyl bare 5,7 eV.

I mer massive stjerner produseres helium i en syklus av reaksjoner katalysert av karbon kalt karbon-nitrogen-oksygen-syklusen .

I utviklede stjerner med kjerner på 100 millioner kelvin og masser mellom 0,5 og 10  M _☉ , kan helium omdannes til karbon i trippel-alfa-prosessen som bruker mellomelementet beryllium :

⁴ He + ⁴ He + 92 keV → ^8* Be

⁴ He + ^8* Be + 67 keV → ^12* C

^12* C → ^12C + y + 7,4 MeV

For en samlet reaksjon av:

3 ⁴ He → ¹² C + y + 7,2 MeV

I massive stjerner kan tyngre grunnstoffer brennes i en sammentrekkende kjerne gjennom neonforbrenningsprosessen og oksygenforbrenningsprosessen . Det siste stadiet i stjernenukleosynteseprosessen er silisiumforbrenningsprosessen som resulterer i produksjonen av den stabile isotopen jern-56. Enhver ytterligere fusjon ville være en endoterm prosess som forbruker energi, og så ytterligere energi kan bare produseres gjennom gravitasjonskollaps.

Varighet av hovedfasene av fusjon for en 20  M _☉ stjerne

Drivstoffmateriale _	Temperatur (millioner kelvin)	Tetthet ( kg/cm 3 )	Forbrenningsvarighet (τ i år)
H	37	0,0045	8,1 millioner
Han	188	0,97	1,2 millioner
C	870	170	976
Ne	1.570	3100	0,6
O	1.980	5550	1,25
S/Si	3.340	33.400	0,0315

Se også

• Fusor (astronomi)
• Omriss av astronomi
• Siderisk tid
• Stjerne klokker
• Antall stjerner
• Stjerner og planetsystemer i fiksjon

Referanser

Eksterne linker

• "Hvordan tyde klassifikasjonskoder" . Astronomical Society of South Australia . Hentet 20. august 2010 .
• Kaler, James. "Portretter av stjerner og deres konstellasjoner" . University of Illinois . Hentet 20. august 2010 .
• Pickover, Cliff (2001). Himmelens stjerner . Oxford University Press. ISBN 978-0-19-514874-9.
• Prialnick, Dina; et al. (2001). "Stars: Stellar Atmospheres, Structure, & Evolution" . University of St. Andrews . Hentet 20. august 2010 .
• "Søk stjerne etter identifikator, koordinater eller referansekode" . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hentet 20. august 2010 .