Stjerne - Star

fra Wikipedia, den frie encyklopedi

Stjernebildet Leo slik det kan sees med det blotte øye. Linjer er lagt til.

En stjerne er et astronomisk objekt som består av en lysende sfæroid av plasma som holdes sammen av sin egen tyngdekraft . Den nærmeste stjernen til jorden er solen . Mange andre stjerner er synlige for det blotte øye om natten , men på grunn av deres enorme avstand til jorden ser de ut som faste lyspunkter på himmelen. De mest fremtredende stjernene er gruppert i stjernebilder og asterismer , og mange av de lyseste stjernene har eget navn. Astronomer har samlet stjernekataloger som identifiserer de kjente stjernene og gir standardiserte stjernebetegnelser . Det observerbare universet inneholder en estimert10 22 til10 24 stjerner, men de fleste er usynlige for det blotte øye fra jorden, inkludert alle individuelle stjerner utenfor galaksen vår , Melkeveien .

En stjernes liv begynner med gravitasjonskollaps av en gassformig tåke av materiale som hovedsakelig består av hydrogen, sammen med helium og spormengder av tyngre grunnstoffer. Den totale massen til en stjerne er hovedfaktoren som bestemmer dens utvikling og eventuelle skjebne. I det meste av sitt aktive liv skinner en stjerne på grunn av termonukleær fusjon av hydrogen til helium i kjernen, og frigjør energi som krysser stjernens indre og deretter stråler ut i verdensrommet . På slutten av en stjernes levetid blir kjernen en fantastisk rest : en hvit dverg , en nøytronstjerne eller, hvis den er tilstrekkelig massiv, et svart hull .

Nesten alle naturlig forekommende grunnstoffer som er tyngre enn litium, er skapt av stjernenukleosyntese i stjerner eller deres rester. Kjemisk beriket materiale returneres til det interstellare mediet ved stjernemassetap eller supernovaeksplosjoner og resirkuleres deretter til nye stjerner. Astronomer kan bestemme stjernens egenskaper, inkludert masse, alder, metallisitet (kjemisk sammensetning), variabilitet , avstand og bevegelse gjennom rommet ved å utføre observasjoner av en stjernes tilsynelatende lysstyrke , spektrum og endringer i posisjonen på himmelen over tid.

Stjerner kan danne banesystemer med andre astronomiske objekter, som i tilfelle av planetsystemer og stjernesystemer med to eller flere stjerner. Når to slike stjerner har en relativt nær bane, kan gravitasjonsinteraksjonen deres ha en betydelig innvirkning på deres utvikling. Stjerner kan inngå i en mye større gravitasjonelt bundet struktur, for eksempel en stjerneklynge eller en galakse.

Etymologi

Ordet "stjerne" stammer til slutt fra den proto-indo-europeiske roten "h₂stḗr" som også betyr stjerne, men kan analyseres ytterligere som h₂eh₁s- ("å brenne", også kilden til ordet "aske") + -tēr (agentisk suffiks ). Sammenlign latinsk stella, gresk aster, tysk Stern. 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 , stjernebild , Esther .

Observasjonshistorie

Folk har tolket mønstre og bilder i stjernene siden antikken. Denne skildringen fra 1690 av stjernebildet Leo , løven, er av Johannes Hevelius .

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

Tidlige astronomer gjenkjente en forskjell mellom " faste stjerner ", hvis posisjon på himmelsfæren ikke endres, og "vandrende stjerner" ( planeter ), som beveger seg merkbart i forhold til de faste stjernene 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 planetenes bevegelser og solens antatte posisjon. Solens bevegelse mot bakgrunnsstjernene (og horisonten) ble brukt til å lage kalendere , som kan brukes til å regulere jordbrukspraksis. Den gregorianske kalenderen , som for tiden brukes nesten overalt i verden, er en solkalender basert på vinkelen på jordens rotasjonsakse i forhold til den lokale stjernen, Solen.

Det eldste nøyaktig daterte stjernekartet var resultatet av gammel egyptisk astronomi i 1534 f.Kr. De tidligste kjente stjernekataloger ble utarbeidet av de gamle babylonske astronomer av Mesopotamia i slutten av andre årtusen f.Kr., under Kassite perioden (c. 1531-1155 f.Kr.).

Den første stjernekatalogen i gresk astronomi ble opprettet av Aristillus i omtrent 300 f.Kr., ved hjelp av Timocharis . Stjernekatalogen til Hipparchus (2. århundre f.Kr.) inkluderte 1020 stjerner, og ble brukt til å sette sammen Ptolemaios stjernekatalog. Hipparchus er kjent for oppdagelsen av den første registrerte novaen (ny stjerne). Mange av stjernebildene og stjernenavnene som brukes 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 stjernebegivenheten 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. Den SN 1054 supernova, som fødte Krabbetåken , ble også observert av kinesisk og islamske astronomer.

Middelalderske islamske astronomer ga arabiske navn til mange stjerner som fortsatt brukes i dag, og de oppfant mange astronomiske instrumenter som kunne beregne posisjonene til stjernene. De bygde de første store observatoriums forskningsinstitutter, hovedsakelig med det formål å produsere Zij -stjernekataloger. Blant disse ble Book of Fixed Stars (964) skrevet av den persiske astronomen Abd al-Rahman al-Sufi , som observerte en rekke stjerner, stjerneklynger (inkludert Omicron Velorum og Brocchis klynger ) og galakser (inkludert Andromeda-galaksen ). Ifølge A. Zahoor, i det 11. århundre, den Persiske polymath forskeren Abu Rayhan Biruni beskrevet Melkeveien Galaxy som et mangfold av fragmenter med egenskapene til tåkete stjerner, og gav de breddegrader av forskjellige stjerner i løpet av en måneformørkelsen i 1019.

I følge Josep Puig foreslo den andalusiske astronomen Ibn Bajjah at Melkeveien består av mange stjerner som nesten berørte hverandre og så ut til å være et kontinuerlig bilde på grunn av effekten av brytning fra sublunært 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 novae ), 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 , Democritus og Epicurus , og av middelalderske islamske kosmologer som Fakhr al-Din al-Razi . I det følgende århundre nådde ideen om at stjernene var de samme som solen, enighet blant astronomer. For å forklare hvorfor disse stjernene ikke utøvde noen netto gravitasjonskraft i solsystemet, foreslo Isaac Newton at stjernene var likt fordelt i alle retninger, en idé som ble spurt av teologen Richard Bentley .

Den italienske astronomen Geminiano Montanari registrerte observerte variasjoner i lysstyrken til stjernen Algol i 1667. Edmond Halley publiserte de første målingene av den riktige bevegelsen til et par "faste" stjerner i nærheten, og demonstrerte at de hadde endret posisjoner siden antikkens greske tid 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 telle stjernene som ble observert langs hver siktlinje. Av dette utledet han at antallet stjerner stadig økte mot den ene siden av himmelen, i retning av Melkeveiens kjerne . Sønnen 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 siktlinje, men er fysiske ledsagere som danner binære stjernesystemer.

Vitenskapen om stjernespektroskopi ble banebrytende av Joseph von Fraunhofer og Angelo Secchi . Ved å sammenligne stjernespektrene som Sirius med Solen, fant de forskjeller i styrken og antallet av absorpsjonslinjene - de mørke linjene i stjernespektre forårsaket av atmosfærens absorpsjon av spesifikke frekvenser. I 1865 begynte Secchi å klassifisere stjerner i spektraltyper . Den moderne versjonen av stjerneklassifiseringsordningen 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 utført i 1838 av Friedrich Bessel ved bruk av parallakseteknikken . Parallaksmålinger demonstrerte den store separasjonen av stjernene i himmelen. Observasjon av dobbeltstjerner fikk stadig større betydning i løpet av 1800 -tallet. I 1834 observerte Friedrich Bessel endringer i riktig bevegelse av stjernen Sirius og utledet 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 av astronomer som Friedrich Georg Wilhelm von Struve og SW Burnham , slik at stjernemassen kan bestemmes ut fra beregning av orbitalelementer . Den første løsningen på problemet med å få 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. Den Fotografiet ble et verdifullt astronomiske verktøy. Karl Schwarzschild oppdaget at fargen på en stjerne og dermed dens temperatur kan bestemmes ved å sammenligne den visuelle størrelsen med den fotografiske størrelsen . Utviklingen av det fotoelektriske fotometeret tillot presise størrelsesmålinger ved flere bølgelengdeintervaller. I 1921 foretok Albert A. Michelson de første målingene av en stjernediameter ved hjelp av et interferometerHooker -teleskopet ved Mount Wilson Observatory .

Viktige teoretiske arbeider om stjerners fysiske struktur skjedde i løpet av de første tiårene av det tjuende århundre. I 1913 ble Hertzsprung-Russell-diagrammet utviklet, som drev den astrofysiske studien av stjerner. Vellykkede modeller ble utviklet for å forklare interiøret i stjerner og stjernens evolusjon. Cecilia Payne-Gaposchkin foreslo først at stjerner hovedsakelig ble laget av hydrogen og helium i hennes doktoravhandling fra 1925. Spektrene til stjerner ble ytterligere forstått gjennom fremskritt innen kvantefysikk . Dette gjorde det mulig å bestemme den kjemiske sammensetningen av stjernestemningen.

Infrarøde bildet fra NASAs Spitzer Space Telescope viser hundretusener av stjernene i Melkeveien galaksen

Med unntak av sjeldne hendelser som supernovaer og supernova -bedragere , 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 vår galakse) og dens satellitter . Individuelle stjerner som Cepheid -variabler har blitt observert i galakser M87 og M100 i Jomfruhopen , samt lysende stjerner i noen andre relativt nærliggende galakser. Ved hjelp av gravitasjonslinse har en enkelt stjerne (kalt Icarus ) blitt observert 9 milliarder lysår unna.

Betegnelser

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

I tillegg til visse stjernebilder 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 ble tildelt av senere astronomer.)

Omkring 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 hvert stjernebilde. Senere ble et nummereringssystem basert på stjernens høyre oppstigning oppfunnet og lagt til John Flamsteeds stjernekatalog i sin bok "Historia coelestis Britannica" (1712 -utgaven), der dette nummereringssystemet ble kalt Flamsteed -betegnelse eller Flamsteed -nummerering .

Den internasjonalt anerkjente myndigheten for å navngi himmellegemer er International Astronomical Union (IAU). Den internasjonale astronomiske union opprettholder arbeidsgruppen for stjernenavn (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. The British Library kaller dette et uregulert kommersiell virksomhet , og New York City Department of Consumer og arbeidervern utstedt et brudd mot en slik stjerne navngi selskapet for å engasjere 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 solsenheter, basert på solens egenskaper. I 2015 definerte IAU et sett med nominelle solverdier (definert som SI -konstanter, uten usikkerhet) som kan brukes til å sitere stjerneparametere:

nominell sollysstyrke : L = 3,828 × 10 26 W
nominell solradius R = 6,957 × 10 8 m

Den solenergi masse M ble ikke eksplisitt definert av IAU på grunn av den store relative usikkerhet (10 -4 ) av den Newtonske gravitasjonskonstanten G. Siden produktet av den Newtonske gravitasjonskonstanten og solar masse sammen (GM ) har blitt bestemt å mye større presisjon, definerte IAU den nominelle solmasseparameteren til å være:

nominell solmasseparameter: GM = 1,3271244 × 10 20 m 3 s −2

Den nominelle solmasseparameteren kan kombineres med det siste (2014) CODATA -estimatet av den newtonske gravitasjonskonstanten G for å utlede solmassen til omtrent 1,9885 × 10 30 kg. Selv om de eksakte verdiene for lysstyrke, radius, masseparameter og masse kan variere noe i fremtiden på grunn av observasjonsusikkerhet, vil IAUs nominelle konstanter for 2015 forbli de samme SI -verdiene ettersom de forblir nyttige tiltak for å sitere stjerneparametere.

Store lengder, for eksempel radiusen til en gigantisk stjerne eller den halvstore aksen til et binært stjernesystem, uttrykkes ofte i form av den astronomiske enheten- omtrent lik middelavstanden mellom jorden og solen (150 millioner km eller omtrent 93 millioner miles). I 2012 definerte IAU den astronomiske konstanten til å være en eksakt lengde i meter: 149.597.870.700 m.

Dannelse og evolusjon

Fantastisk evolusjon av lavmasse (venstre syklus) og høy masse (høyre syklus) stjerner, med eksempler i kursiv

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 hovedsakelig 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 titalls til hundretusenvis av stjerner. Massive stjerner i disse gruppene kan kraftig belyse disse skyene, ionisere hydrogenet og skape H II -regioner . Slike tilbakemeldingseffekter, fra stjernedannelse, kan til slutt forstyrre skyen og forhindre ytterligere stjernedannelse.

Alle stjerner bruker det meste av sin eksistens som hoveddelen stjerner , drevet først og fremst ved den kjernefysiske fusjon av hydrogen inn i helium i sine kjerner. Stjerner med forskjellige masser har imidlertid markant forskjellige egenskaper på forskjellige stadier av utviklingen. Den endelige skjebnen til mer massive stjerner skiller seg fra mindre massive stjerners, det samme gjør lysstyrken og påvirkningen de har på miljøet. Følgelig grupperer astronomer ofte stjerner etter massen:

  • Svært lave massestjerner , med masser under 0,5 M , er fullt konvektive og fordeler helium jevnt gjennom hele stjernen mens de er på hovedsekvensen. Derfor gjennomgår de aldri skallbrenning og blir aldri røde kjemper . Etter å ha tømt 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.
  • Lav masse stjerner (inkludert solen), med en masse på mellom 0,5  M og 1,8-2,5  M avhengig av sammensetning, gjør blir røde kjemper som kjerne hydrogen er oppbrukt, og de begynner å brenne helium i kjernen i en helium flash ; de utvikler en degenerert karbon-oksygenkjerne senere på den asymptotiske gigantgrenen ; de blåser til slutt av det ytre skallet som en planetarisk tåke og etterlater kjernen i form av en hvit dverg.
  • Intermediate-masse stjerner , mellom 1,8-2,5  M og 5-10  M , passerer gjennom evolusjonære stadier som ligner på lav masse stjerner, men etter en relativt kort periode på rød-giganten grenen de antennes helium uten blits og tilbringe en lengre periode i den røde klumpen før den danner en degenerert karbon-oksygenkjerne.
  • Massive stjerner har vanligvis en minimumsmasse på 7–10  M (muligens så lav som 5–6  M ). Etter å ha tømt hydrogen i kjernen blir disse stjernene supergiganter og smelter sammen elementer som er tyngre enn helium. De avslutter livet når kjernene deres kollapser og de eksploderer som supernovaer.

Stjernedannelse

Kunstners forestilling om fødsel av en stjerne i en tett molekylær sky
En klynge med omtrent 500 unge stjerner ligger i den nærliggende stjernebarnet W40 .

Dannelsen av en stjerne begynner med gravitasjonsstabilitet i en molekylær sky, forårsaket av regioner med høyere tetthet - ofte utløst av komprimering av skyer ved stråling fra massive stjerner, ekspanderende bobler i det interstellare mediet, kollisjon av forskjellige molekylære skyer eller kollisjonen av galakser (som i en stjerneskudd -galakse ). Når en region når en tilstrekkelig tetthet av materie for 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 " Bok -kuler ". Når en kule kollapser og tettheten øker, omdannes gravitasjonsenergien til varme og temperaturen stiger. Når protostellarskyen omtrent har nådd den stabile tilstanden for hydrostatisk likevekt , dannes en protostjerne i kjernen. Disse stjernene i hovedsekvensen er ofte omgitt av en protoplanetarisk skive og hovedsakelig drevet av konvertering av gravitasjonsenergi. Gravitasjonskontraksjonen varer 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 avgir gassstråler langs rotasjonsaksen, noe som kan redusere vinkelmomentet til den kollapsende stjernen og resultere i små flekker av nebulositet 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 -stjernene Hayashi -sporet - de trekker seg sammen og reduserer lysstyrken mens de forblir 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 binære filene er resultatet av forholdene de dannet seg under. En gasssky må miste vinkelmomentet for å kollapse og danne en stjerne. Fragmenteringen av skyen til flere stjerner fordeler noe av det vinkelmomentet. De primære binærene overfører noe vinkelmoment ved gravitasjonsinteraksjoner under nære møter med andre stjerner i unge stjerneklynger. Disse interaksjonene har en tendens til å dele seg fra hverandre mer vidt adskilte (myke) binærfiler, samtidig som harde binære filer blir mer tett bundet. Dette gir separasjon av binære filer til deres to observerte populasjonsfordelinger.

Hovedsekvens

Stjerner bruker omtrent 90% av sin eksistens til å smelte hydrogen til helium i reaksjoner med høy temperatur og høyt trykk i kjerneområdet. Slike stjerner sies å være i hovedsekvensen, og kalles dvergstjerner. Fra og med hovedalderen null alder vil andelen helium i en stjernekjerne jevnt øke, frekvensen av kjernefusjon i kjernen vil sakte øke, det samme vil stjernens temperatur og lysstyrke. Solen, for eksempel, anslås å ha økt i lysstyrke med omtrent 40% siden den nådde hovedsekvensen for 4,6 milliarder (4,6 × 109 ) år siden.

Hver stjerne genererer en fantastisk vind av partikler som forårsaker en kontinuerlig utstrømning av gass til verdensrommet. For de fleste stjerner er den tapte massen ubetydelig. Solen mister 10 −14 M hvert år, eller omtrent 0,01% av sin totale masse over hele levetiden. Imidlertid kan veldig massive stjerner miste 10 - 7 til 10 - 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.

Et eksempel på et Hertzsprung - Russell -diagram for et sett med stjerner som inkluderer solen (midten) (se klassifisering )

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

Foruten masse kan elementene som er tyngre enn helium spille en betydelig rolle i utviklingen av stjerner. Astronomer merker alle grunnstoffene 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 styrer dannelsen av magnetfeltene, noe som påvirker styrken til stjernevinden. Eldre, populasjon II -stjerner har vesentlig mindre metallisitet enn de yngre, populasjon I -stjernene på grunn av sammensetningen av de molekylære skyene de dannet seg fra. Over tid blir slike skyer stadig mer beriket med tyngre elementer etter hvert som eldre stjerner dør og kaster deler av atmosfæren .

Post -hovedsekvens

Betelgeuse sett av ALMA . Dette er første gang ALMA har observert overflaten av en stjerne og resulterte i det høyeste oppløsningen av Betelgeuse som er tilgjengelig.

Ettersom stjerner på minst 0,4 M ☉ tømmer tilførsel av hydrogen i kjernen, begynner de å smelte hydrogen i et skall som omgir heliumkjernen. De ytre lagene på stjernen utvider seg og avkjøles kraftig når de går over til en rød kjempe . I noen tilfeller vil de smelte sammen tyngre elementer i kjernen eller i skall rundt kjernen. Etter hvert som stjernene ekspanderer, kaster de en del av massen, beriket med de tyngre elementene, inn i det interstellare miljøet for senere å bli resirkulert som nye stjerner. På omtrent 5 milliarder år, når solen går inn i heliumforbrenningsfasen, 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.

Etter hvert som det hydrogenforbrennende 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 heliumblink , og stjernen krymper raskt i radius, øker overflatetemperaturen og beveger seg til den horisontale grenen av HR -diagrammet. For mer massive stjerner starter fusjon av heliumkjerne før kjernen blir degenerert, og stjernen tilbringer litt tid i den røde klumpen , sakte brennende helium, før den ytre konvektive konvolutten kollapser og stjernen beveger seg deretter til den horisontale grenen.

Etter at en stjerne har smeltet heliumet i kjernen, begynner den å smelte helium langs et skall som omgir den varme karbonkjernen. Stjernen følger deretter en evolusjonær vei som kalles den asymptotiske gigantgrenen (AGB) som er parallell med den andre beskrevne rødgigantfasen, 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 pulser varierer lysstyrken til stjernen og materie kastes ut fra stjernens atmosfære og til slutt danner en planetarisk tåke. Så mye som 50 - 70% av en stjerners masse kan kastes ut i denne massetapsprosessen . Fordi energitransport i en AGB -stjerne først og fremst er ved konveksjon , er dette utstøtede materialet beriket med fusjonsproduktene som er mudret opp fra kjernen. Derfor er planettåken beriket med elementer som karbon og oksygen. Til syvende og sist spres planetariske tåken og beriker det generelle interstellare mediet. Derfor er fremtidige generasjoner av stjerner laget av "stjernestoffet" fra tidligere stjerner.

Massive stjerner

Løklignende lag i kjernen av en massiv, utviklet stjerne like før kjernen kollapser

I løpet av heliumforbrenningsfasen utvider en stjerne med mer enn 9 solmasser seg til å først danne en blå og deretter en rød superkjempe . Spesielt massive stjerner kan utvikle seg til en Wolf-Rayet-stjerne , preget av spektra dominert av utslippslinjer av grunnstoffer som er tyngre enn hydrogen, som har nådd overflaten på grunn av sterk konveksjon og intens massetap, eller fra stripping av de ytre lagene.

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

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

Kollapse

Etter hvert som en stjernekjerne krymper, øker strålingsintensiteten fra overflaten, og skaper et slikt strålingstrykk på det ytre skallet av gass at den vil skyve disse lagene vekk 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 det til et relativt lite objekt på størrelse med jorden, kjent som en hvit dverg . Hvite dverger mangler massen for at ytterligere gravitasjonskomprimering kan finne sted. Den elektron-degenererte saken inne i en hvit dverg er ikke lenger et plasma. Etter hvert blekner hvite dverger til svarte dverger over en veldig lang periode.

Den Krabbetåken , rester av en supernova som først ble observert rundt 1050 e.Kr.

I massive stjerner fortsetter fusjon 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 danne nøytroner, nøytrinoer og gammastråler i et utbrudd av elektronfangst og omvendt beta -forfall . Den trykkbølge som dannes ved denne plutselige sammenbrudd fører til at resten av stjerne til å eksplodere i et supernova. Supernovaer blir så lyse at de kort kan overgå stjernens hele hjemmegalaksen. Når de forekommer i Melkeveien, har supernovaer historisk blitt observert av observatører med blotte øyne som "nye stjerner" der ingen tilsynelatende eksisterte før.

En supernovaeksplosjon blåser bort stjernens ytre lag og etterlater en rest som Krabbetåken. Kjernen komprimeres til en nøytronstjerne , som noen ganger manifesterer seg som en pulsar- eller røntgenstråler . Når det gjelder de største stjernene, er resten et svart hull større enn 4 M . I en nøytronstjerne er saken i en tilstand som kalles nøytron-degenerert materie , med en mer eksotisk form for degenerert materie, QCD-materie , muligens tilstede i kjernen.

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

Binære stjerner

Utviklingen av binære stjerner kan være vesentlig forskjellig fra utviklingen av enkeltstjerner med samme masse. Hvis stjerner i et binært system er tilstrekkelig nære, når en av stjernene utvider seg til å bli en rød kjempe, kan den flyte over Roche -flippen , området rundt en stjerne der materiale er gravitasjonelt bundet til den stjernen, noe som fører til overføring av materiale til den andre . Når Roche-lappen er overfylt, kan det oppstå en rekke fenomener, inkludert kontaktbinarier , vanlige konvoluttbinarier , kataklysmiske variabler , blå streger og type Ia-supernovaer . Masseoverføring fører til tilfeller som Algol-paradokset , der den mest utviklede stjernen i et system er den minst massive.

Utviklingen av binære og høyere orden stjernesystemer er intensivt undersøkt siden så mange stjerner har blitt funnet å være medlemmer av binære systemer. Rundt halvparten av sollignende stjerner, og en enda høyere andel mer massive stjerner, dannes i flere systemer, og dette kan i stor grad påvirke fenomener som nover og supernovaer, dannelsen av visse typer stjerner og berikelse av rommet med nukleosynteseprodukter .

Innflytelsen fra binær stjerneutvikling på dannelsen av utviklede massive stjerner som lysende blå variabler , Wolf-Rayet-stjerner og forfedrene til visse klasser av kjernekollaps-supernova er fortsatt omstridt. Enkelt massive stjerner kan ikke være i stand til å utvise sine ytre lag raskt nok til å danne typer og antall utviklede stjerner som observeres, eller å produsere forfedre som ville eksplodere som supernovaene som blir observert. Masseoverføring gjennom gravitasjonsstripping i binære systemer blir av noen astronomer sett på som løsningen på det problemet.

Fordeling

Kunstners inntrykk av Sirius- systemet, en hvit dvergstjerne i bane rundt en A-type hovedsekvensstjerne

Stjerner er ikke spredt jevnt over universet, men er vanligvis 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 Melkeveiens masse. Totalt sett er det sannsynligvis mellom10 22 og10 24 stjerner (flere stjerner enn alle sandkornene på planeten Jorden ). De fleste stjerner befinner seg innenfor galakser, men mellom 10 og 50% av stjernelyset i store galaksehoper kan komme fra stjerner utenfor en hvilken som helst galakse.

Et flerstjerners system består av to eller flere gravitasjonsbundne stjerner som går i bane rundt hverandre . Det enkleste og vanligste flerstjernersystemet er en binær stjerne, men det finnes systemer med tre eller flere stjerner. Av hensyn til banestabilitet er slike flerstjerners systemer ofte organisert i hierarkiske sett med binære stjerner. Større grupper kalles stjerneklynger. Disse spenner fra løse stjerneforeninger med bare noen få stjerner til åpne klynger med dusinvis til tusenvis av stjerner, opp til enorme kuleklynger med hundretusenvis av stjerner. Slike systemer går i bane rundt vertsgalaksen. Stjernene i en åpen eller globulær klynge er alle dannet av den samme gigantiske molekylære skyen , så alle medlemmer har normalt lignende aldre og sammensetninger.

Mange stjerner observeres, og de fleste eller alle kan opprinnelig ha dannet seg i gravitasjonsbundne, flerstjerners systemer. Dette gjelder spesielt for svært massive O- og B-stjerner, hvorav 80% antas å være en del av flerstjerners systemer. Andelen enkeltstjerners systemer øker med avtagende stjernemasse, slik at bare 25% av røde dverger er kjent for å ha stjernekammerater. 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 molekylære sky fant astronomer at de fleste av de nydannede stjernene er i binære systemer. I modellen som best forklarte dataene, ble alle stjernene opprinnelig dannet som binære filer, selv om noen binarer senere delte seg og etterlot enkeltstjerner.

Denne oppfatningen av NGC 6397 inkluderer stjerner kjent som blå stragglers for deres beliggenhet på Hertzsprung - Russell -diagrammet .

Den nærmeste stjernen til jorden, bortsett fra solen, er Proxima Centauri , 4,2465 lysår (40,175 billioner kilometer) unna. Reiser på orbital hastigheten på romfergen , 8 kilometer per sekund (29.000 kilometer i timen), ville det ta ca 150 000 år å komme fram. Dette er typisk for stjerneskillinger i galaktiske skiver . Stjerner kan være mye nærmere hverandre i galaksens sentre 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 i kulehoper eller det galaktiske senteret kan kollisjoner være mer vanlige. Slike kollisjoner kan produsere det som er kjent som blå strekkere . Disse unormale stjernene har en høyere overflatetemperatur og er dermed blåere enn stjernene ved hovedsekvensavbruddet i klyngen de tilhører; i standard stjerneutvikling ville blå strepere allerede ha utviklet seg fra hovedsekvensen og ville dermed ikke bli sett i klyngen.

Kjennetegn

Nesten alt om en stjerne bestemmes av dens opprinnelige masse, inkludert egenskaper som lysstyrke, størrelse, evolusjon, levetid og eventuell 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 ennå er oppdaget, HD 140283 , kallenavnet Methuselah -stjernen, er anslagsvis 14,46 ± 0,8 milliarder år gammel. (På grunn av usikkerheten i verdien, er denne alderen for stjernen ikke i konflikt med universets alder, bestemt av Planck -satellitten som 13,799 ± 0,021).

Jo mer massiv stjernen er, desto kortere er levetiden, først og fremst fordi massive stjerner har større trykk på kjernene, 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 titalls til hundrevis av milliarder år.

Levetid på stadier av stjernevolusjon i milliarder av år
Innledende masse ( M ) Hovedsekvens Underkjempe Første Red Giant 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 Melkeveis -galaksen, består de av omtrent 71% hydrogen og 27% helium, målt i masse, med en liten brøkdel av tyngre grunnstoffer. Vanligvis måles andelen tunge elementer når det gjelder jerninnholdet i stjernestemningen, ettersom jern er et vanlig element og dets absorpsjonslinjer er relativt enkle å måle. Andelen av tyngre elementer 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. 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 elementer i deres spektrum; spesielt krom og sjeldne jordartselementer . Stjerner med kjøligere ytre atmosfærer, inkludert solen, kan danne forskjellige diatomiske og polyatomiske molekyler.

Diameter

Noen av de kjente stjernene med sine tilsynelatende farger og relative størrelser

På grunn av deres store avstand til jorden, ser alle stjernene unntatt Solen ut for det blotte øye som lysende punkter på nattehimmelen som glimter på grunn av effekten av jordens atmosfære. Solen er nær nok til jorden til å vises som en disk i stedet, og for å gi dagslys. Annet enn solen, stjerne med den største tilsynelatende størrelsen er R Doradus , med en vinkel diameter på bare 0,057 buesekunder .

Diskene til de fleste stjerner er altfor små i vinkelstørrelse til å bli observert med nåværende bakkebaserte optiske teleskoper, og derfor kreves det interferometer- teleskoper for å produsere bilder av disse objektene. En annen teknikk for måling av stjernens vinkelstørrelse er gjennom okkultasjon . Ved å måle fallet i lysstyrke til en stjerne nøyaktig når den blir skjult av månen (eller økningen i lysstyrke når den dukker opp igjen), kan stjernens vinkeldiameter beregnes.

Stjerner varierer i størrelse fra nøytronstjerner, som varierer alt fra 20 til 40 km i diameter, til supergiganter som Betelgeuse i Orion -stjernebildet , som har en diameter omtrent 1000 ganger solens med en mye lavere tetthet .

Kinematikk

Den Pleiadene , en åpen klynge av stjerner i stjernebildet fra Taurus . Disse stjernene deler en felles bevegelse gjennom rommet.

Bevegelsen til en stjerne i forhold til solen kan gi nyttig informasjon om en stjernes opprinnelse og alder, så vel som strukturen og utviklingen av den omkringliggende galaksen. Komponentene i en stjernes bevegelse består av radialhastigheten mot eller bort fra solen, og den tverrgående vinkelbevegelsen, som kalles dens riktige bevegelse.

Radialhastighet måles ved dopplerforskyvning av stjernens spektrale linjer og er gitt i enheter på km/ s . Den riktige bevegelse av en stjerne, dens parallakse, blir bestemt ved nøyaktige målinger astrometric i enheter på milli buesekunder (MAS) per år. Med kunnskap om stjernens parallaks og dens avstand kan den riktige bevegelseshastigheten beregnes. Sammen med radialhastigheten kan totalhastigheten beregnes. Stjerner med høy bevegelseshastighet vil sannsynligvis være relativt nær solen, noe som gjør dem til gode kandidater for parallaksmålinger.

Når begge bevegelseshastigheter er kjent, kan romhastigheten til stjernen i forhold til Solen eller galaksen beregnes. Blant stjernene i nærheten har det blitt funnet at yngre befolkning I -stjerner generelt har lavere hastigheter enn eldre, populasjon II -stjerner. Sistnevnte har elliptiske baner som er tilbøyelig til planet for galaksen. En sammenligning av kinematikken til nærliggende stjerner har tillatt astronomer å spore opprinnelsen til fellespunkter i gigantiske molekylære skyer, og blir referert til som stjerneforeninger .

Magnetfelt

Surface magnetfelt til SU Aur (en ung stjerne av typen T Tauri ), rekonstruert ved hjelp av Zeeman - Doppler -bildediagnostikk

Den magnetiske felt av 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 magnetfelt, i likhet med en mekanisk dynamo. Disse magnetfeltene har et stort område som strekker seg gjennom og utover stjernen. Styrken til magnetfeltet varierer med stjernens masse og sammensetning, og mengden magnetisk overflateaktivitet avhenger av stjernens rotasjonshastighet. Denne overflateaktiviteten produserer stjerneflekker , som er områder med sterke magnetfelt og lavere enn normale overflatetemperaturer. Koronale sløyfer er buede magnetfeltflukslinjer som stiger fra en stjernes overflate inn i stjernens ytre atmosfære, dens korona. Koronalsløyfene kan sees på grunn av plasmaet de leder langs lengden. Stjernebluss er utbrudd av høyenergipartikler som slippes 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 magnetfelt. Magnetfeltet kan virke på stjernens stjernevind og fungere som en brems for gradvis å senke rotasjonshastigheten over tid. Dermed har eldre stjerner som Solen en mye lavere rotasjonshastighet og et lavere nivå av overflateaktivitet. Aktivitetsnivåene til sakte roterende stjerner har en tendens til å variere på en syklisk måte og kan stenge helt 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 klyngene antyder 150  M som en grov øvre grense for stjerner i den nåværende epoken av universet. Dette representerer en empirisk verdi for den teoretiske grensen for massen av dannende stjerner på grunn av økende strålingstrykk på den tilgassende gassskyen. Flere stjerner i R136 -klyngen 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 tette binære systemer, og gikk utover 150 M grensen for massive stjernedannelse.

Den refleksjonståke NGC 1999 er briljant opplyst av V380 Orionis . Den sorte himmelflekken er et stort hull i tomt rom og ikke en mørk tåke som tidligere antatt.

De første stjernene som ble dannet etter Big Bang kan ha vært større, opptil 300 M due , på grunn av fullstendig fravær av elementer som er tyngre enn litium i sammensetningen. Denne generasjonen av supermassive populasjon III -stjerner vil sannsynligvis ha eksistert i det veldig tidlige universet (dvs. de observeres å ha et høyt rødskift), og kan ha startet produksjonen av kjemiske grunnstoffer som er tyngre enn hydrogen som er nødvendige for senere dannelse av planeter og liv . I juni 2015 rapporterte astronomer bevis for Population III -stjerner i Cosmos Redshift 7 -galaksen ved z = 6,60 .

Med en masse bare 80 ganger Jupiter ( M J ), er 2MASS J0523-1403 den minste kjente stjernen som gjennomgår kjernefusjon i kjernen. For stjerner med metallisitet lignende til solen, den teoretiske minimums massen stjernen kan ha og likevel gjennomgå fusjon i kjernen, er anslått til å være ca. 75 M J . Når metallisitet er meget lav, virker minimum stjerne størrelsen til å være omtrent 8,3% av solens masse, eller om 87 M J . Mindre kropper som kalles brune dverger , opptar et dårlig definert grått område mellom stjerner og gassgiganter .

Kombinasjonen av radius og massen til en stjerne bestemmer dens tyngdekraft. Kjempestjerner har en mye lavere overflatetyngde enn hovedsekvensstjerner, mens det motsatte er tilfelle for degenererte, kompakte stjerner som hvite dverger. Tyngdekraften på overflaten kan påvirke utseendet til en stjernes spektrum, med høyere tyngdekraft som forårsaker en utvidelse av absorpsjonslinjene .

Rotasjon

Rotasjonshastigheten til stjerner kan bestemmes gjennom spektroskopisk måling , eller mer nøyaktig bestemt ved å spore stjerneflekkene deres . Unge stjerner kan ha en rotasjon større enn 100 km/s ved ekvator. B-klassen Achernar , for eksempel, har en ekvatorhastighet på omtrent 225 km/s eller mer, 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 ekvatorhastighet på 1,93 km/s. En hovedsekvensstjernes magnetfelt og stjernevind tjener til å bremse rotasjonen med en betydelig mengde etter hvert som den utvikler seg på hovedsekvensen.

Degenererte stjerner har kontraheret til en kompakt masse, noe som resulterer i en rask rotasjonshastighet. Imidlertid har de relativt lave rotasjonshastigheter sammenlignet med det som kan forventes ved bevaring av vinkelmoment - 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 følge 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 i sekundet. Rotasjonshastigheten til pulsaren vil gradvis avta på grunn av stråling.

Temperatur

Overflatetemperaturen til en hovedsekvensstjerne bestemmes av energiproduksjonshastigheten til kjernen og radiusen, og er ofte beregnet ut fra stjernens fargeindeks . Temperaturen er normalt gitt i form av en effektiv temperatur , som er temperaturen til en idealisert svart kropp som utstråler energien ved samme lysstyrke per overflate 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 3600 K; men de har en høy lysstyrke på grunn av deres store ytre overflate.

Stråling

Energien produsert av stjerner, et produkt av kjernefusjon, utstråler til rommet som både elektromagnetisk stråling og partikkelstråling . Partikkelstrålingen fra en stjerne manifesteres som stjernevind, som strømmer fra de ytre lagene som elektrisk ladede protoner og alfa- og betapartikler . En jevn strøm av nesten masseløse nøytriner kommer direkte fra stjernens kjerne.

Produksjon av energi ved kjerne er årsaken til at stjerner skinner så sterkt: hver gang to eller flere atomkjerner smelter sammen for å danne en enkelt atomkjerne av en ny tyngre element, gammastråle- fotoner blir frigjort fra den nukleære fusjonsproduktet. 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 dens fotosfære . Foruten synlig lys, avgir stjerner former for elektromagnetisk stråling som er usynlig for det menneskelige øyet . Faktisk spenner stjernens elektromagnetiske stråling over hele det elektromagnetiske spekteret , fra de lengste bølgelengdene til radiobølger gjennom infrarødt , synlig lys, ultrafiolett , til den korteste røntgenstrålen og gammastråling. Når det gjelder total energi fra en stjerne, er ikke alle komponentene i stjernens elektromagnetiske stråling signifikante, men alle frekvenser gir innsikt i stjernens fysikk.

Ved hjelp av stjernespekteret kan astronomer bestemme overflatetemperaturen, overflatetyngdekraften , metallisiteten og rotasjonshastigheten til en stjerne. Hvis stjernens avstand blir funnet, for eksempel ved å måle parallaksen, kan stjernens lysstyrke avledes. Masse, radius, tyngdekraft og rotasjonsperiode kan deretter estimeres basert på stjernemodeller. (Masse kan beregnes for stjerner i binære systemer ved å måle deres banehastigheter og avstander. Gravitasjonsmikrolensering 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 enheter av makt . Lysstyrken til en stjerne bestemmes av radius og overflatetemperatur. Mange stjerner utstråler ikke jevnt over hele overflaten. Den raskt roterende stjernen Vega har for eksempel en høyere energifluks (effekt per arealenhet) ved polene enn langs ekvator.

Flekker på stjernens overflate med lavere temperatur og lysstyrke enn gjennomsnittet er kjent som stjerneflekker . Små, dvergstjerner som vår sol har generelt sett uten funksjoner disker med bare små stjerneflekker. Kjempestjerner har mye større, mer åpenbare stjerneflekker, og de viser sterk mørkhet i stjernene . Det vil si at lysstyrken synker mot kanten av stjerneskiven. Red Dwarf bluss stjerner som UV Ceti kan ha fremtredende starspot funksjoner.

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 interstellært støv og gass, og endringen av stjernens lys når det passerer gjennom jordens atmosfære. Intrinsisk eller absolutt størrelse er direkte relatert til en stjerners lysstyrke, og er den tilsynelatende størrelsen en stjerne ville være hvis avstanden mellom jorden og stjernen var 10 parsek (32,6 lysår).

Antall stjerner som er lysere enn størrelsen
Tilsynelatende
størrelse
Antall 
stjerner
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1 602
6 4800
7 14 000

Både den tilsynelatende og absolutte størrelsesorden er logaritmiske enheter : en hel tallforskjell i størrelse er lik en lysstyrkevariasjon på omtrent 2,5 ganger ( 5. rot på 100 eller omtrent 2,512). Dette betyr at en stjerne i første størrelsesorden (+1,00) er omtrent 2,5 ganger lysere enn en stjerne i andre størrelsesorden (+2,00), og omtrent 100 ganger lysere enn en sjette størrelse (+6,00). De svakeste stjernene som er synlige for det blotte øye under gode seeforhold, er omtrent +6.

På både synlige og absolutte størrelsesskalaer, jo mindre størrelsesnummer, desto lysere er stjernen; jo større størrelsesnummer, desto svakere er stjernen. De lyseste stjernene, på hver skala, har negative størrelsesnumre. Variasjonen i lysstyrke (Δ L ) mellom to stjerner beregnes ved å trekke størrelsesnummeret til den lysere stjernen ( m b ) fra størrelsesnummeret til den svakere stjernen ( m f ), og deretter bruke differansen som eksponent for basetallet 2,512; det er å si:

I forhold til både lysstyrke og avstand fra jorden er en stjernes absolutte størrelse ( M ) og tilsynelatende størrelse ( m ) ikke likeverdige; for eksempel har den lyse stjernen Sirius en tilsynelatende størrelse på -1.44, men den har en absolutt størrelse på +1.41.

Solen har en tilsynelatende størrelse på -26,7, men den absolutte størrelsen er bare +4,83. Sirius, den lyseste 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 størrelse på -5,53, er omtrent 14 000 ganger mer lysende enn solen. Til tross for at Canopus er langt mer lysende enn Sirius, ser den siste stjernen ut som den lysere av de to. Dette er fordi Sirius bare er 8,6 lysår fra jorden, mens Canopus er mye lenger unna i en avstand på 310 lysår.

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

Klassifisering

Overflatetemperaturområder for
forskjellige stjerneklasser
Klasse Temperatur Eksempel på stjerne
O 33 000 K eller mer Zeta Ophiuchi
B 10 500–30 000 K Rigel
EN 7.500–10.000 K Altair
F 6000–7.200 K Procyon A.
G 5.500–6.000 K Sol
K 4000–5 250 K Epsilon Indi
M 2600–3 850 K Proxima Centauri

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

Stjerner er klassifisert med én bokstav i henhold til sine spektre, alt fra type O , som er veldig varme, til M , som er så kule at det kan dannes molekyler i atmosfæren. De viktigste klassifikasjoner i synkende overflatetemperatur er: O, B, A, F, G, K , og M . En rekke sjeldne spektraltyper gis spesielle klassifiseringer. Den vanligste av disse er typene L og T , som klassifiserer de kaldeste lavmassestjernene og brune dvergene. Hver bokstav har 10 underavdelinger, nummerert fra 0 til 9, i rekkefølge av synkende temperatur. Dette systemet brytes imidlertid ned ved ekstreme høye temperaturer ettersom klasser O0 og O1 kanskje ikke eksisterer.

I tillegg kan stjerner klassifiseres etter lysstyrkeffektene som finnes i deres spektrallinjer, som tilsvarer deres romlige størrelse og bestemmes av overflatets tyngdekraft. Disse spenner fra 0 ( hypergiganter ) til III ( kjemper ) til V (hovedsekvensdverger); noen forfattere legger til VII (hvite dverger). Hovedsekvensstjerner 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 mellomtemperatur og vanlig størrelse.

Det er en ekstra nomenklatur i form av små bokstaver lagt til slutten av spektraltypen for å indikere særegne trekk ved spekteret. For eksempel kan en " e " indikere tilstedeværelsen av utslippslinjer; " m " representerer uvanlig sterke 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 hvilke typer fremtredende linjer som finnes i spekteret. Dette etterfølges av en numerisk verdi som angir temperaturen.

Variable stjerner

Det asymmetriske utseendet til Mira , en oscillerende variabel stjerne

Variable stjerner har periodiske eller tilfeldige endringer i lysstyrken på grunn av iboende eller ekstrinsiske egenskaper. Av stjernene som er variabel, kan primærtypene deles inn i tre hovedgrupper.

Under stjernens evolusjon passerer noen stjerner gjennom faser der de kan bli pulserende variabler. Pulserende variable stjerner varierer i radius og lysstyrke over tid, ekspanderer og trekker seg sammen med perioder fra minutter til år, avhengig av stjernens størrelse. Denne kategorien inkluderer Cepheid og Cepheid-lignende stjerner , og langvarige variabler som Mira .

Eruptive variabler er stjerner som opplever plutselige lysstyrkeøkninger på grunn av bluss eller masseutkast. Denne gruppen inkluderer protostarer, Wolf-Rayet-stjerner og blussstjerner, så vel som gigantiske og supergigant-stjerner.

Kataklysmiske eller eksplosive variabelstjerner er de som gjennomgår en dramatisk endring i deres egenskaper. Denne gruppen inkluderer nover og supernovaer. Et binært stjernesystem som inkluderer en hvit dverg i nærheten kan produsere visse typer av disse spektakulære stjerneksplosjonene, inkludert nova og en type 1a -supernova. Eksplosjonen oppstår når den hvite dvergen henter hydrogen fra ledsagerstjernen, og bygger opp masse til hydrogenet gjennomgår fusjon. Noen novaer er tilbakevendende og har periodiske utbrudd av moderat amplitude.

Stjerner kan variere i lysstyrke på grunn av ekstrinsiske faktorer, for eksempel formørkelse av binære filer, samt roterende stjerner som produserer ekstreme stjerneflekker. Et bemerkelsesverdig eksempel på en formørkende binær er Algol, som regelmessig varierer i størrelse fra 2,1 til 3,4 over en periode på 2,87 dager.

Struktur

Interne strukturer av hovedsekvensstjerner med masser angitt i solmasser, konveksjonssoner med pilesykluser og strålingssoner med røde blink. Venstre til høyre, en rød dverg , en gul dverg og en blåhvit hovedsekvensstjerne

Det indre av en stabil stjerne er i en tilstand av hydrostatisk likevekt : kreftene på et lite volum motvirker nesten nøyaktig hverandre. De balanserte kreftene er gravitasjonskraft innover og en utadgående kraft på grunn av trykkgradienten i stjernen. Den trykkgradient opprettes ved temperaturgradienten til plasmaet; den ytre delen av stjernen er kjøligere enn kjernen. Temperaturen i kjernen til en hovedsekvens eller gigantisk stjerne er minst i størrelsesorden 10 7 K. Den resulterende temperaturen og trykket ved den hydrogenforbrenningskjernen til en hovedsekvensstjerne er tilstrekkelig for at kjernefusjon kan oppstå og for tilstrekkelig energi som skal produseres for å forhindre ytterligere kollaps av stjernen.

Ettersom atomkjerner er smeltet i kjernen, avgir de energi i form av gammastråler. Disse fotonene samhandler med det omkringliggende plasmaet og tilfører termisk energi i kjernen. Stjerner i hovedsekvensen omdanner 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 occurs 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 for termisk likevekt . Det er en radial temperaturgradient i hele interiøret som resulterer i en strøm av energi som strømmer mot utsiden. Den utgående strømmen av energi som forlater ethvert lag i stjernen, vil nøyaktig matche den innkommende fluksen nedenfra.

Den strålingssonen er det område av stjerne indre hvor fluksen av energi utover er avhengig av strålingsvarmeoverføring, siden konvektiv varmeoverføring er ineffektive i denne sone. I denne regionen vil plasmaet ikke bli forstyrret, og eventuelle massebevegelser vil dø ut. Hvis dette ikke er tilfelle, blir plasmaet ustabilt, og konveksjon vil oppstå og danne en konveksjonssone . Dette kan for eksempel forekomme i områder der det oppstår svært høye energiflukser, for eksempel nær kjernen eller i områder med høy opasitet (som gjør strålingsvarmeoverføring ineffektiv) som i den ytre konvolutten.

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 akkurat det motsatte, med konveksjonssonen plassert i de ytre lagene. Røde dvergstjerner med mindre enn 0,4 M er gjennomgående konvektive, noe som forhindrer akkumulering av en heliumkjerne. For de fleste stjerner vil konveksjonssonene variere over tid etter hvert som stjernen eldes og utformingen av interiøret endres.

Et tverrsnitt av solen

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

Over nivået i fotosfæren er stjernestemningen. I en hovedsekvensstjerne som Solen, er det laveste nivået i atmosfæren, like over fotosfæren, det tynne kromosfærområdet , der spikler dukker opp og stjernefakninger begynner. Over dette er overgangsregionen, hvor temperaturen raskt øker innen en avstand på bare 100 km. 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 stjernens ytre lag. Til tross for den høye temperaturen, og koronaen avgir veldig lite lys, på grunn av den lave gasstettheten. Koronaområdet til solen er normalt bare synlig under en solformørkelse .

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

Kjernefusjonsreaksjonsveier

Oversikt over proton -protonkjeden
Karbon-nitrogen-oksygen-syklusen

Når kjerner smelter, er massen til det smeltede produktet mindre enn massen til de originale delene. Denne tapte massen omdannes til elektromagnetisk energi, i henhold til masseenergiloven forholdet E  =  mc 2 . En rekke kjernefusjonsreaksjoner finner sted i stjernekjernene, som avhenger av deres masse og sammensetning.

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-klasse stjerne til 40 millioner kelvin for en massiv O-klasse stjerne.

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

4 1 H → 2 2 H + 2 e + + 2 v 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 γ (2 x 5,5 MeV)
2 3 He → 4 He + 2 1 H (12,9 MeV)

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

Alle disse reaksjonene resulterer i den totale reaksjonen:

4 1 H → 4 He + 2γ + 2ν e (26,7 MeV)

hvor γ er en gammastrålefoton, v 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 et enormt antall av disse reaksjonene forekommer konstant, produserer de all den energien som er nødvendig for å opprettholde stjernens strålingsutgang. Til sammenligning frigjør forbrenning av to hydrogengassmolekyler med ett oksygengassmolekyl bare 5,7 eV.

I mer massive stjerner produseres helium i en reaksjonssyklus 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 Han + 8* Be + 67 keV → 12* C
12* C → 12 C + γ + 7,4 MeV

For en generell reaksjon av:

Oversikt over påfølgende fusjonsprosesser i massive stjerner
3 4 He → 12 C + γ + 7,2 MeV

I massive stjerner kan tyngre elementer brennes i en sammentrekkende kjerne gjennom neonforbrenningsprosessen og oksygenforbrenningsprosessen . Det siste stadiet i stjernenukleosynteseprosessen er silisiumforbrenningsprosessen som resulterer i produksjon av det stabile isotopet jern-56. Enhver videre fusjon vil være en endoterm prosess som bruker energi, og ytterligere energi kan bare produseres gjennom gravitasjonskollaps.

Varighet av hovedfusjonsfasene for en 20  M stjerne
Fuel
materialet
Temperatur
(millioner kelvin)
Tetthet
(kg/cm 3 )
Brennsvarighet
(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 5.550 1,25
S/Si 3.340 33 400 0,0315

Se også

Referanser

Eksterne linker