Fakta om stjärnor

Stjärnan består nästan enbart av väte och lite helium och när stjärnan är ung så bildas det planeter i materialet som finns kvar i den roterande skivan runt stjärnans ekvator. Detta är i korthet hur stjärnor blir till, men det finns många olika processer som sker under tiden och forskningen är intensiv. Kanske du vill bli forskare och hjälpa till med att utreda hur stjärnbildning går till? Frågan besvarades av Bengt Edvardsson, universitetslektor vid avdelningen astronomi och rymdfysik, institutionen för fysik och astronomi. Läs mer om kakor. Hoppa till huvudinnehållet. Uppsala universitet. Den generationen supermassiva population III-stjärnor är dock sedan länge borta och de förekommer för närvarande bara som teoretiska objekt. Med en massa på enbart 93 jupitermassor är AB Doradus C en av de minsta kända stjärnorna som har en aktiv fusionsprocess i sitt inre. Hos dessa förekommer ingen fusion i kärnan. Kombinationen av radie och massa hos en stjärna avgör ytgravitationen.

Jättestjärnor har en mycket lägre ytgravitation än huvudseriestjärnor medan motsatsen gäller för degenererade, kompakta stjärnor som vita dvärgar. Ytgravitationen kan påverka utseendet på stjärnans spektrum, där hög gravitation kan orsaka en breddning av absorptions linjerna. Rotationshastigheten hos stjärnor kan approximeras genom spektroskopiska mätningar eller mer exakt avgöras genom att spåra stjärnfläckar. Stjärnans magnetfält och stjärnvind saktar efterhand ner huvudseriestjärnor med en betydande mängd. Degenererade stjärnor har dragits samman till en extremt kompakt massa, vilket resulterar i en snabb rotation. Men de har ganska låga rotationshastigheter jämfört med vad som kan förväntas av att bevara rörelsemängdsmoment. Detta förklaras av att en stor del av stjärnans rörelsemängdsmoment går förlorat i den omfattande massförlusten genom stjärnvinden. Yttemperaturen hos en huvudseriestjärna bestäms av hur hastigt energi frigörs i kärnan och stjärnans radie och avgör ofta stjärnans färgindex.

Notera att den effektiva siffran bara är ett representativt värde, eftersom stjärnor i själva verket har en temperaturgradient som minskar med ökande avstånd från stjärnan. Stjärntemperaturen ger karakteristiska absorptionslinjer i spektrumet. Yttemperaturen hos en stjärna används tillsammans med den absoluta magnituden och särskilda kännetecken i absorptionslinjerna för att klassificera stjärnan. Massiva huvudseriestjärnor kan ha en yttemperatur på 50 K. Stjärnor som solen har yttemperaturer på sex tusen grader medan röda jättar har en relativt låg temperatur på omkring 3 K, men de har också en hög luminositet på grund av sin stora area. Stjärnfall är inte som ordet antyder, att en stjärna faller.

En stjärnas livscykel

Det är i själva verket mycket små asteroider, kometer eller rymdskräp som faller mot jorden i mycket hög hastighet och brinner upp högt uppe i atmosfären. Den energi som genom fusion frigörs i stjärnor strålar ut i rymden både som elektromagnetisk strålning och partikelstrålning. Partikelstrålningen ger upphov till stjärnvinden vilken är en ström av elektriskt laddade partiklar som protoner , alfapartiklar och betapartiklar från stjärnans yttre lager och en konstant ström av neutrinor från kärnan. De stora mängderna energi som frigörs från kärnan är anledningen till att stjärnor lyser så starkt. Varje gång två eller flera atomkärnor slås ihop för att bilda en ny atomkärna av ett tyngre ämne bildas gammastrålning från reaktionen. Den här energin omvandlas till andra former av elektromagnetisk energi , inklusive synligt ljus , när den färdas ut till stjärnans yttre lager. En stjärnas färg avgörs av vid vilken frekvens inom det synliga spektrumet som de flesta fotonerna sänds ut, vilket i sin tur beror på temperaturen av stjärnans ytlager, inklusive fotosfären.

Faktum är att strålningen spänner över hela det elektromagnetiska spektrumet , från de längsta radiovågorna till de kortaste våglängderna i form av gammastrålning. Genom att undersöka stjärnors spektrum kan astronomer mäta upp en rad olika egenskaper hos stjärnan, bland annat yttemperatur, ämnessammansättning och hur snabbt stjärnan roterar. Om avståndet till stjärnan är känt kan även stjärnans luminositet räknas fram och med detta kan massa och storlek med mera avgöras. Massa kan även mätas upp direkt för stjärnor i flerkroppssystem såsom dubbelstjärnor. Det finns även en annan teknik för att beräkna massan hos stjärnor, så kallade gravitationella mikrolinser. Luminositet är inom astronomin mängden ljus och andra former av strålningsenergi som en stjärna strålar ut per tidsenhet. En stjärnas luminositet beror på storleken och yttemperaturen. Flera stjärnor visar dock inte ett lika stort flöde av energi från ytan överallt. Den snabbt roterande stjärnan Vega till exempel har ett högre flöde av energi per kvadratmeter vid dess polarområden än vid ekvatorn.

Vanligare variationer av energiflödet är ytfläckar med en lägre temperatur och luminositet än genomsnittet. Dessa kallas för stjärnfläckar, mer kända som solfläckar i solens fall. Jättestjärnor, speciellt sådana som tillhör ett system med två eller flera stjärnor, har generellt större och tydligare stjärnfläckar än mindre stjärnor och de kan täcka mer än halva ytan, men även små röda dvärgar som UV Ceti kan ha ganska omfattande stjärnfläckar. Magnitud är ett mått på stjärnors och andra himlaobjekts ljusstyrka, fördelat på skenbar magnitud och absolut magnitud. Skenbar magnitud är ljusstyrkan hos en stjärna som vi ser den på jorden, vilket beror på stjärnans luminositet, vilket avstånd den befinner sig på och om något filtrerar ljuset på vägen till observatören på jorden till exempel interstellära gasmoln och jordens atmosfär. Absolut magnitud är vad den skenbara magnituden skulle vara om avståndet mellan jorden och stjärnan skulle vara 10 parsec 32,6 ljusår och är direkt relaterad till stjärnans luminositet.

Både skenbar och absolut magnitud använder en logaritmisk skala ; en siffra skillnad på skalan innebär en skillnad i ljusstyrka på omkring 2,5 gånger. På båda skalorna innebär ett lägre värde en ljusare stjärna och därmed innebär ett större värde en ljussvagare stjärna. De ljusaste stjärnorna på bägge skalorna har negativa magnituder. Canopus , den näst ljusaste stjärnan på stjärnhimlen, har en mycket hög absolut magnitud på -5,53, vilket gör att den har en luminositet ungefär 14 gånger högre än solens. Men eftersom Sirius är betydligt närmare jorden med ett avstånd på 8,6 ljusår, jämfört med Canopus ljusår, ser Sirius ändå starkare ut sett från jorden trots den stora skillnaden i absolut magnitud. LBV är namnet på en stjärna som har en av de högsta absoluta luminositeterna man har hittat så här långt med en absolut magnitud på ,2. Detta betyder att om den befann sig på 10 parsecs avstånd från jorden så skulle den lysa flera gånger starkare på himlen än fullmånen skenbar magnitud på ,6 och vara väl synlig i fullt dagsljus.

Stjärnans luminositet är minst fem miljoner gånger högre än solens. Dessa stjärnor är så ljussvaga att ett litet stearinljus på månen skulle vara lättare att se från jorden. Stjärnor klassificeras efter sina spektra från typ O , som är väldigt heta, till typ M , som är så svala att molekyler kan bildas i deras atmosfärer. En rad speciella spektraltyper har speciella klasser, de vanligaste av dessa är L och T som de kallaste lågmassestjärnorna tillhör och bruna dvärgar. Varje bokstav har 10 underklasser, från varmast till kallast, 0 till 9. Skalan fungerar väl upp till de allra varmaste temperaturerna. De mest extrema stjärnorna på skalan, klass O0 och O1 , kanske inte existerar. Stjärnor kan också klassificeras efter luminositeteffekten i deras spektrallinjer, vilken korrelerar med deras storlek och bestäms av ytgravitationen. De flesta stjärnor tillhör huvudserien som består av vanliga vätefusionerande stjärnor. Dessa uppträder som ett smalt, diagonalt band då stjärnorna framställs på en graf med den absoluta magnituden uppställd mot spektraltypen.

Ytterligare beteckningar i form av gemena bokstäver kan följa spektraltypen för att indikera speciella företeelser i spektrumet. Till exempel betyder ett " e " att emissionslinjer finns; " m " betecknar höga nivåer av metaller och " var " avser variationer av spektraltyp. Vita dvärgar har egna typer som börjar med bokstaven D. Dessa bokstäver följs av ett numeriskt värde som indikerar temperaturen. Variabla stjärnor har periodiska eller slumpmässiga förändringar av luminositeten. Alla stjärnor är mer eller mindre variabla men endast de som visar kraftiga förändringar betecknas som variabla stjärnor. Orsakerna till dessa variationer kan vara flera. Under vissa stjärnors utveckling genomgår de en fas där de kan bli pulserande variabla stjärnor. Dessa varierar i radie och luminositet över tiden, med expansioner och kontraktioner som har en period på allt mellan minuter och år, beroende på stjärnans storlek. Till denna kategori hör såväl Cepheidvariabler och Cepheid-liknande stjärnor som långperiodiska variabler såsom Miravariabler.

Eruptiva variabler är stjärnor som uppvisar plötsliga ökningar i luminositet på grund av solutbrott eller koronamassutkastningar. En tredje kategori är explosiva variabler som genomgår omfattande förändringar i deras egenskaper. Hit hör novor och supernovor. Ett dubbelstjärnesystem som innehåller en närliggande vit dvärg kan skapa vissa typer av spektakulära stjärnexplosioner, inklusive novor och typ Ia supernovor. Vissa novor är också återkommande med periodiska utbrott av medelstor styrka. Stjärnors luminositet kan också variera beroende på andra faktorer, till exempel kan ett dubbelstjärnesystem variera i luminositet eftersom den ena ibland skymmer den andra. En nämnvärd variabelstjärna av den här typen är Algol vars magnitud regelbundet varierar mellan 2,3 och 3,5 över en period av 2,87 dagar. En annan orsak till varierande luminositet kan vara de extrema solfläckar hos snabbt roterande stjärnor som kan täcka stora ytor. En stabil stjärnas inre befinner sig i hydrostatisk jämvikt.

Krafterna på varje del av volym är nästan jämnt balanserade. Dessa krafter är den inåtriktade gravitationskraften och den utåtriktade kraften skapad av tryckgradienten inom stjärnan. Tryckgradienten i sin tur upprätthålls av temperaturgradienten i plasman, de yttre delarna av stjärnan är kallare än kärnan. Temperaturen och trycket i kärnan av en huvudsekvenskärna är tillräckliga för att kärnfusion ska ske och därmed lösgöra tillräckligt med energi för att hindra stjärnan från att kollapsa vidare. Dessa fotoner interagerar med plasman runt om, vilket ökar den termiska energin i kärnan. Stjärnor i huvudserien omvandlar väte till helium, vilket långsamt ökar andelen helium i kärnan. Till slut blir heliumpartiklarna dominerande och energin slutar frigöras i kärnan. Istället fortsätter fusionen i ett långsamt expanderande skal runt om den degenererade heliumkärnan. En stjärnas inre upprätthåller inte bara en hydrostatisk jämvikt, utan även en energibalans av termisk jämvikt.

Det går en radiell temperaturgradient genom stjärnans inre som resulterar i ett flöde av energi mot stjärnans yttre. Det utgående flödet som lämnar varje lager inom stjärnan motsvarar det inkommande flödet från lägre delar. Strålningszonen är det område i stjärnans inre där energiöverföring genom strålning är tillräckligt effektiv för att upprätthålla energiflödet. Här störs inte plasman och rörelser av massa dör snart ut. När detta förhållande inte råder blir plasman instabil vilket leder till konvektion och därmed bildas konvektionszonen. Detta kan ske till exempel nära kärnan som har mycket högt energiflöde per volymenhet och i de yttre delarna med hög opacitet. Var konvektion sker i en huvudsekvensstjärna beror på dess massa. Stjärnor med massa flera gånger större än solens har en konvektionszon djupt inne i stjärnan och en strålningszon i de yttersta delarna. För mindre stjärnor som solen gäller det motsatta, med konvektionszoner vid ytan.

Delen av stjärnan som är synlig för en observatör kallas fotosfären. Detta är lagret där stjärnans plasma blir genomskinligt för synligt ljus. Härifrån blir energin som släppts lös i kärnan fri och rör sig ut i rymden. Inom fotosfären uppträder regioner med lägre temperatur än genomsnittet, så kallade solfläckar. Ovanför fotosfären finns stjärnatmosfären. Hos en huvudsekvensstjärna som solen är den lägsta delen av atmosfären den tunna kromosfären , där spikuler och solutbrott börjar. Denna region omges av en övergångsregion, där temperaturen snabbt ökar över bara km. Bortom detta finns koronan , en samling med extremt het plasma som kan sträcka sig flera miljoner kilometer ut från stjärnan. Från koronan strömmar en stjärnvind av plasmapartiklar utåt från stjärnan, tills partiklarna möter det interstellära mediet. För solens del kallas det bubbelformade området som påverkas av solvinden för heliosfären. En rad olika kärnreaktioner sker i stjärnornas inre, beroende på deras massa och sammansättning, som en del av stjärnnukleosyntesen.

Den totala massan av de fusionerade atomkärnorna är mindre än summan av deras beståndsdelar. Fusionen av väte är mycket temperaturberoende vilket betyder att en måttlig ökning av temperatur i kärnan resulterar i en betydande ökning av fusionshastigheten. Temperaturen i kärnan varierar vid fusion av väte "bara" från omkring 4 miljoner K för en liten M-klasstjärna till 40 miljoner K för en enorm O-klasstjärna. I solen som har en kärntemperatur på cirka 10 miljoner grader, fusioneras väte till helium genom proton-protonkedjan : [ 96 ]. Energin som frigörs i denna reaktion presenteras i miljoner elektronvolt , vilket är en mycket liten mängd energi. Men med det enorma antalet reaktioner som ständigt sker frigörs tillräckligt med energi för att upprätthålla stjärnans utflöde av strålningsenergi. I tyngre stjärnor bildas helium i en reaktionscykel som är katalyserad av kol, CNO-cykeln kol-kväve-syre-cykeln. Hos stjärnor i slutstadierna av sitt liv med kärntemperaturer på miljoner K och mellan 0,5 och 10 solmassor kan helium omvandlas till kol genom trippel-alfa-processen som använder ämnet beryllium som ett mellansteg i reaktionen.

I ännu tyngre stjärnor kan ytterligare tyngre ämnen fusioneras i en sammandragande kärna genom neonförbränning och syreförbränning.

Vad är en nebulosa

Det sista stadiet i stjärnnukleosyntesen är kiselförbränningen som bildar den stabila isotopen järn Notera att dessa reaktioner är kärnreaktioner och inte förbränning i traditionell bemärkelse. Efter kiselförbränningen kan fusionen inte fortsätta vidare förutom genom en endoterm process, vilket innebär att mer energi krävs för att fusionera ämnet än som frigörs som ett resultat av den. Mer energi kan således bara frigöras genom gravitationell kollaps. Exemplet nedan visar den tid som krävs för en stjärna med 20 gånger solens massa att förbränna allt sitt kärnbränsle. Som en O-klass stjärna på huvudserien skulle den ha 8 gånger solens radie och 62 gånger dess luminositet. För andra betydelser, se Stjärnorna olika betydelser. Huvudartikel: Stjärnforskningens historia. Huvudartikel: Stjärnbildning. Ett exempel på ett Hertzsprung—Russell-diagram. Huvudartiklar: Skenbar magnitud och Absolut magnitud. Huvudartikel: Spektraltyp. Huvudartikel: Variabla stjärnor.

Nobel Foundation. Läst 30 augusti Astrophysical Journal Supplement Series "76": ss. Arkiverad från originalet den 3 augusti Läst 6 augusti Charles Scribner's Sons, New York. Proceedings of the Advanced Study Institute : sid. Läst 13 september Space Telescope Science Institute. Nature : sid. Fairfield University. Arkiverad från originalet den 21 juli Läst 15 oktober The New Cosmos.

Vad är en stjärna

Nature sid. The Extrasolar Planets Encyclopedia. Läst 16 juni National Maritime Museum. Arkiverad från originalet den 29 oktober Läst 13 augusti The Straight Dope. Arkiverad från originalet den 12 maj Sackmann, A. Boothroyd 25 juli The Astrophysical Journal "" 2 : ss. Tripathy, H. Antia 25 juli Woodward 25 juli Annual review of astronomy and astrophysics "16": ss. Arkiverad från originalet den 23 juni Läst 5 september Bally, J. Morse, B. Reipurth Macchetto, and Ethan J. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4—8, Mengel, P. Demarque, A. Sweigart, P. Gross 25 juli Astrophysical Journal Supplement Series "40": ss. Astrophysical Journal "": ss. Wood, H. Müller, G. Zank, J. Linsky 25 juli The Astrophysical Journal "": ss. Astronomy and Astrophysics "61" 2 : ss. Royal Greenwich Observatory. Arkiverad från originalet den 30 september Läst 7 september Rochester Institute of Technology. Läst 4 augusti Pizzolato, P.

Ventura, F. D'Antona, A. Maggio, G. Micela, S. Sciortino 25 juli UCL Astrophysics Group. Arkiverad från originalet den 22 november Läst 26 augusti Boothroyd, K. Kraemer 25 juli Läst 1 september Läst 3 mars Liebert 25 juli Annual review of astronomy and astrophysics "18" 2 : ss. Goddard Space Flight Center. Läst 16 juli Fryer 25 juli Classical and Quantum Gravity "20": ss. Läst 13 november Arkiverad från originalet den 6 juli Arkiverad från originalet den 10 oktober Läst 18 juli Hubble News Desk. Läst 6 november Dagens Nyheter. Läst 6 december Holmberg, C. Flynn 25 juli Monthly Notices of the Royal Astronomical Society "" 2 : ss. CNN News. Arkiverad från originalet den 7 januari Läst 21 juli Lombardi, Jr. Warren, F. Rasio, A. Sills, A. Warren 25 juli Bond The Astrophysical Journal Letters 1 : sid. Science Daily. Läst 10 maj Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?

Stjärnor sänder ut värme

Scientific American. Arkiverad från originalet den 7 oktober Läst 11 maj Läst 10 oktober Fischer, J. Valenti 25 juli Läst 15 november Läst 27 november The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. Arkiverad från originalet den 21 maj Läst 10 juli Journal of Astrophysics and Astronomy "16": ss. Läst 5 juli Arkiverad från originalet den 5 juli Publications of the Astronomical Society of the Pacific "69" : ss. Elmegreen, Y. Efremov 25 juli American Scientist "86" 3 : ss. Arkiverad från originalet den 23 mars Läst 23 augusti The Astrophysics Spectator. Läst 21 juni Living Reviews.