Stjerne

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
«Stjerne» har flere betydninger.
En stjernedannende region i den store magellanske skyen.
Foto: Hubble-teleskopet
NGC 602 er betegnelsen for en bestemt ung, lys og åpen stjernehop som ligger i den lille magellanske skyen, en satellittgalakse til Melkeveien.
Foto: Hubble-teleskopet

En stjerne er en massiv og lyssterk sfære av plasma holdt sammen av gravitasjon. På slutten av sin levetid kan en stjerne også inneholde en andel av degenerert materie. Den nærmeste stjernen sett fra jorden er solen, som er kilden til de største andelene av energi på jorden. Andre stjerner er synlige på nattehimmelen når de ikke forstyrres av solen eller andre atmosfæriske fenomener eller objekter på jorden, såkalt lysforurensning, og på grunn av den enorme avstanden vises de som en rekke faste, lysende punkter. Historisk sett var de mest fremtredende stjernene på himmelsfæren gruppert sammen i stjernebilder og asterismer og de lyseste stjernene fikk egennavn. Omfattende kataloger med stjerner har blitt satt sammen av astronomer som gir standardiserte stjernebetegnelser.

En stjerne lyser på grunn av at en kjernefysisk fusjon av atomkjerner i kjernen frigjør enorme mengder energi som etterhvert ferdes gjennom stjernen og stråles ut i verdensrommet. Nesten alle naturlig forekommende grunnstoffer tyngre enn hydrogen og helium er skapt av stjernene, enten ved en stjernenukleosyntese i løpet av stjernenes levetid eller ved en supernovanukleosyntese når stjernene eksploderer. Astronomer kan fastsette massen, alderen, kjemisk sammensetning og mange andre egenskaper av en stjerne ved å observere stjernens spektrum, luminositet og bevegelse gjennom rommet. Den totale massen til en stjerne er den viktigste i fastsettelsen av utviklingen og eventuell skjebne. Andre kjennetegn ved en stjerne er bestemt av dens utviklingshistorie, inkludert diameter, rotasjon, bevegelse og temperatur. Et plott av temperaturen til mange stjerner sammenlignet med deres lysstyrke, kjent som et Hertzsprung-Russell-diagram (H–R diagram), gjør at alder og utviklingsstadiet for en stjerne kan fastsettes.

En stjerne begynner som en kollapsende sky av materie bestående av hydrogen, helium og små mengder av tyngre stoff. Når kjernen er tilstrekkelig tett, begynner noe av hydrogenet å fusjoneres til helium gjennom en kjernefysisk fusjon.[1]. Den gjenstående delen av stjernens indre fører bort energien fra kjernen gjennom en kombinasjon av stråling og konvektive prosesser, og dette hindrer stjernen i å kollapse på grunn av den omfattende gravitasjonen. Når drivstoffet av hydrogen i kjernen er brukt opp, utvides de stjernene som har minst 0,4 solmasser[2] seg til å bli røde kjemper og i noen tilfeller fusjoner tyngre grunnstoff i kjernen eller i skall rundt kjernen. Stjernene utvikler seg deretter inn i en degenerert form hvor de resirkulerer en del av materien inn i det interstellare miljøet hvor det vil dannes en ny generasjon med stjerner som har en høyere andel av tunge grunnstoffer.[3]

Dobbelt- og multistjerne-systemer består av to eller flere stjerner som er bundet til hverandre av gravitasjon og generelt beveger seg rundt hverandre i stabile baner. Når to slike stjerner har en relativt tett bane kan gravitasjonskreftene ha betydelig innvirkning på deres utvikling.[4] Stjerner kan danne en del av en mye større struktur sammenbundet av gravitasjon, for eksempel en hop eller en galakse.

Innhold

[rediger] Observasjonshistorie

Utdypende artikkel: Stjerneforskningens historie

Mennesker har sett mønstre i stjernene siden antikken.[L 1] Denne skildringen av stjernebildet Løven fra 1690 er av Johannes Hevelius.[L 2]

Historisk sett har stjernene vært viktig for sivilisasjoner over hele verden. Jakten på kunnskap har alltid motivert studier av fenomener på himmelen, både for religiøse og seremonielle formål i tillegg til for navigasjon og orientering. En rekke astronomer i antikken trodde stjernene var permanent fiksert på en himmelsfære og at de var ubevegelige. Med hjelp av den menneskelige fantasien ble ideen om stjernebilder født, og de var ofte sammenflettet med den lokale religionen.[5] Systemet med stjernebilder ble forbedret og videreutviklet i det andre årtusenet f.Kr. av babylonerne som ga de nåværende stjernebildene i Dyrekretsen sine navn. De skapte også astronomiske kalendre som fokuserte på fenomen som kunne benyttes for å følge årstidene. Også sivilisasjonen i oldtidens Egypt inneholdt fremstående kunnskaper innen astronomi og astrologi. Dette ble bevist av blant annet verdens eldste bevarte og eksakt daterte (1534 f.Kr.) stjernekart som er funnet i nærheten av Luxor i Egypt.[6]

Astronomene i antikkens Hellas og Romerriket stod for det neste store skrittet i utviklingen. Blant annet var Hipparkhos fra Nikea heldig og observerte en supernova i stjernebildet Skorpionen, noe som fikk han til å tvile på uforanderligheten hos stjernehimmelen. Under den greske storhetstiden fikk stjernebildene tildelt navn fra den greske mytologien. Også en spesiell gruppe «stjerner» som grekerne kalte πλανῆται (planētai, vandrere) fikk navn etter noen av Olympos' guder. Disse syntes å bevege seg i forhold til de øvrige stjernene og var det vi i dag vet ikke er stjerner, men solsystemets planeter.

I det 11. århundret, når astronomien hadde stagnert i det dypt kristne Europa, beskrev den arabiske astronomen Al-Biruni vår galakse, Melkeveien, som en samling av tåkete stjerner.[7] Også datidens kinesiske astronomer innså, akkurat som Hipparkhos før dem, at himmelens stjerner ikke var uforanderlige og at nye kunne oppstå der ingen tidligere hadde funnes. Det de så var supernovaer, som de møysommelig registrerte.[8]

I 1584 publiserte Giordano Bruno verket De l'infinito universo e mondi, der han mente at stjernene var andre soler og at det kunne finnes planeter som lignet jorden rundt dem.[9] For å forklare hvorfor stjernene beholdt sine avstander fra hverandre, foreslo Isaac Newton at de var jevnt fordelt i alle retninger.[10] William Herschel, som oppdaget dobbeltstjernene, var den første astronomen som forsøkte å måle opp fordelingen av stjerner i universet. I 1785 utførte han en ambisiøs serie målinger av 600 deler av himmelen og noterte antallet stjerner i hver av delene. Det han fant var at tettheten av stjerner økte i en viss retning på himmelen, som var Melkeveiens sentrum, i stjernebildet Skytten.[11]

Joseph von Fraunhofer og Pietro Angelo Secchi var to pionerer innen stjernespektroskopien, som regnes som startpunktet for den moderne astronomien. De to astronomene sammenlignet spektrum av solen med andre stjerner, for eksempel Sirius, og fant forskjeller i spektrallinjenes tykkelse og antall. I 1865 innførte Secchi et system for å kategorisere stjernene etter deres spektrum,[12] men det nåværende systemet ble utviklet av Annie Jump Cannon.

På 1900-tallet skjedde store fremskritt innen stjerneforskning, og et verdifullt verktøy for dette var fotografiet. Karl Schwarzshild oppdaget at en stjernes farge, og dermed dets effektive temperatur, kunne måles ved å sammenligne stjernenes tilsynelatende størrelsesklasse ved ulike bølgelengder. Et viktig skritt for å visualisere stjernenes ulike typer og egenskaper ble uavhengig av hverandre gjennomført av Ejnar Hertzsprung og Henry Norris Russell, da de utviklet Hertzsprung-Russell-diagrammet. Senere varianter ble utviklet for å forklare den dynamiske utviklingen hos stjernene. Samtidig ble det gjort store fremskritt innen kvantemekanikken som tillot at ulike fenomener hos stjernenes spektrum kunne forklares, og dermed kunne man fastslå med nøyaktighet den kjemiske sammensetningen hos stjernenes atmosfærer.[L 3]

Et av de største gjennombruddene innen stjerneforskning den siste tiden har vært oppdagelsen av at enkelte stjerner har egne planeter, såkalte eksoplaneter. Det første stjernesystemet som ble oppdaget å ha planeter var pulsaren PSR B1257+12 som fikk konstatert å ha et planetsystem i 1990.[13] Frem til medio mai 2011 hadde totalt 548 eksoplaneter blitt bekreftet.[14]

[rediger] Stjernebetegnelser

Utdypende artikler: Stjernebetegnelse, Astronomiske navnekonvensjoner og Stjernekatalog

Konseptet med stjernebilder var kjent å eksistere under den babylonske perioden. Antikkens overvåkere av himmelen forestilte seg at fremtredende ordninger av stjerner dannet mønstre og forbandt disse med bestemte aspekter av naturen og deres myter. Tolv av disse formasjonene ligger langs det ekliptiske bandet og de ble grunnlaget for astrologi.[L 4] Mange av de mer fremtredende individuelle stjernene fikk også navn, spesielt med arabiske eller latinske betegnelser.

I tillegg til visse stjernebilder og solen har stjerner som helhet sine egne myter.[15] For antikkens grekere representerte noen «stjerner», kjent som planeter (gresk: πλανήτης (planētēs), som betyr «vandrere»), ulike viktige guddommer som planetene Merkur, Venus, Mars Jupiter og Saturn fikk navn etter.[15] Uranus og Neptun er også oppkalt etter greske og romerske guder, men ingen av planetene var kjent i antikken på grunn av deres lave lysstyrke. De fikk navnene tildelt av astronomer senere.

Ca. år 1600 ble navnene på stjernebilder brukt til å gi navn på stjernene i tilsvarende himmelregioner. Den tyske astronomen Johann Bayer skapte en rekke stjernekart og brukte greske bokstaver som betegnelse for stjernene i hvert stjernebilde. Et velkjent eksempel på hans betegnelse er Alfa Centauri. Senere nummersystemer basert på stjerners rektascensjon ble oppfunnet og lagt til John Flamsteeds stjernekatalog i hans bok «Historia coelestis Britannica» (utgaven fra 1712), hvor dette nummersystemet ble kalt Flamsteedbetegnelse eller Flamsteednummerering.[16][17] Et eksempel på Flamsteedbetegnelse er 51 Pegasi.

Den eneste organisasjonen som av det vitenskapelige samfunnet har blitt erkjent å ha rett til å navngi stjerner og andre himmellegemer er den internasjonale astronomiske union (IAU).[18] En rekke andre selskap, blant annet International Star Registry, utgir seg for å selge navn til stjerner, men disse navnene er ikke erkjente av vitenskapsamfunnet og brukes heller ikke av dette.[18] Mange i det astronomiske samfunnet ser disse selskapenes forretningsvirksomheter som bedragerier ettersom de drar nytte av menneskers mangel på kunnskap om hvordan stjernene får sine navn.[19]

[rediger] Måleenheter

De fleste parameterne hos stjerner uttrykkes i SI-enheter som standard, men CGS-enheter brukes også (for eksempel måles ofte luminositet i erg per sekund). Masse, luminositet og radius angis ofte i sol-enheter, basert på solens egenskaper:

solmasse: \begin{smallmatrix}M_\odot = 1.9891 \times 10^{30}\end{smallmatrix} kg[20]
solluminositet: \begin{smallmatrix}L_\odot = 3.827 \times 10^{26}\end{smallmatrix} watt[20]
solradius: \begin{smallmatrix}R_\odot = 6.960 \times 10^{8}\end{smallmatrix} m[21]

Større lengder, som radiusen på en kjempestjerne eller den store halvakselen hos en dobbeltstjerne uttrykkes ofte i astronomiske enheter (AU), som tilsvarer middelavstanden mellom jorden og solen (150 millioner kilometer).

[rediger] Dannelse og utvikling

En kunstners tolkning av hvordan en stjernes fødsel kan se ut.

Utdypende artikkel: Stjerneutvikling

Stjerner dannes inne i en molekylsky, store regioner med høy densitet (men fortsatt lavere tetthet enn i et vakuumkammer på jorden), i det interstellare materiet. Disse skyene består hovedsakelig av hydrogen, med rundt 23–28 % helium og en mindre del tyngre grunnstoff. Et eksempel på et slikt fødested for stjerner er Oriontåken.[22] Når stjerner dannes fra disse skyene lyser de dem opp og ioniserer dem, noe som skaper en såkalt H II-region.

[rediger] Dannelsen av en protostjerne

Utdypende artikler: Stjernedannelse og Protostjerne

Dannelsen av en stjerne begynner med ustabilitet i gravitasjonen i en molekylsky. Slike ustabiliteter utløses som ofte av sjokkbølger fra en supernova eller gjennom en kollisjon av to galakser (disse er kjent som starburstgalakser). Når en region har nådd en kritisk densitet og kriteriet for Jeans' ustabilitet er oppnådd, begynner den å kollapse av sin egen gravitasjon.

Når skyen kollapser dannes enorme ansamlinger av støv og gass som kalles for Bok-kuler. Disse kan inneholde materialer tilsvarende opp til 50 solmasser. Når en kule kollapser og tettheten øker, konverteres energien i gravitasjonen til varme og temperaturen stiger. En protostjerne dannes når kulens sammentrekking er kommet så langt at trykket i kjernen er høyt nok til at høyt at fusjon av hydrogen til helium begynner. Denne reaksjonen av gir nok energi til å motvirke videre kollaps og kulen når en hydrostatisk likevekt.[23] Disse nye stjernene er ofte omringet av en protoplanetarisk skive

Nye stjerner med mindre enn to solmasser kalles T Tauri-stjerner og stjerner med større masser Herbig-Ae/Be-stjerner. Disse nyfødte stjernene sender ut jetstrømmer av gass langs rotasjonsaksen, noe som skaper et fenomen kalt Herbig-Haro-objekt.[24]

[rediger] Hovedserien

Utdypende artikkel: Hovedserien

Stjerner tilbringer rundt 90 % av sin livstid med å fusjonere hydrogen til helium i reaksjoner under høyt trykk og høy temperatur nær kjernen. Slike stjerner sies å tilhøre hovedserien. Ettersom andelen av helium i kjernen øker, og andelen av hydrogen dermed blir proporsjonalt mindre, øker stjerners temperatur og luminositet for at takten i fusjoneringen skal kunne opprettholdes.[25] For solen ble det beregnet at luminositeten har økt med rundt 40 % siden den nådde hovedserien for rundt 4,6 milliarder år siden.[26]

Alle stjerner skaper en stjernevind av partikler som forårsaker en kontinuerlig strøm av gass til verdensrommet. For de fleste stjerner er mengden materie som forsvinner ubetydelig. Solen taper på denne måten 10-14 solmasser hvert år, eller 0,01 % i løpet av dens totale livslengde.[27] Svært massive stjerner kan imidlertid tape mellom 10-7 og 10-5 solmasser hvert år, noe som får en betydelig påvirkning på utviklingen deres.[28] Supermassive stjerner som begynner med mer enn 50 solmasser kan miste over halvparten av sin masse i løpet av tiden de tilhører hovedserien.[29]

HR-diag-no-text-2.svg

Tiden en stjerne tilbringer i hovedserien avhenger først og fremst av mengden brensel den har å forbrenne og med hvilken hastighet den forbrenner dette brenslet med – med andre ord av den opprinnelige masse og luminositeten. For solen er denne tiden anslått å være rundt 10 milliarder år. Større stjerner bruker opp brenselet svært raskt og lever kun i kort tid i astronomisk målestokk. Små stjerner, kalt røde dverger, bruker imidlertid opp brenslet svært sakte, noe som gjør at det kan vare i flere titalls eller hundretalls milliarder år. Ved slutten av deres liv blir de helt enkelt mer lyssvake og går til slutt over til sorte dverger.[2] Men ettersom livstiden hos røde dverger er langt over universets antatte alder på 13,7 milliarder år, ville funnet av en sort dverg medføre at noen gjeldede teorier måtte vurderes på nytt.

Foruten masse kan også andelen grunnstoff tyngre enn helium spille en betydelig rolle i stjernenes utvikling. Innen astronomien betraktes alle stoff tyngre enn helium som «metalliske» og den kjemiske konsentrasjonen av disse stoffene kalles metallisitet. Denne metallisiteten kan påvirke hvor lang tid det tar for en stjerne å forbrenne sitt brensel, kontrollere dannelsen av magnetfelt og endre styrken til stjernevinden.[30][31] Eldre stjerner, såkalte populasjon II-stjerner, har markant tyngre metallisitet enn yngre populasjon I-stjerner på grunn av sammensettingen av molekylskyen de ble skapt i. Dette avhenger av at visse skyer anrikes med tyngre stoff ettersom eldre stjerner dør og støter bort store deler av sitt materie.

[rediger] Etter hovedserien

Utdypende artikkel: Rød kjempe

Når stjerner med en masse på minst 0,4 solmasser forbruker sitt lager av hydrogen i kjernen, begynner de ytre delene å ekspandere voldsomt og kjøles ned, noe som forvandler stjernen til en rød kjempe.[2] Om rundt 5 milliarder år, når solen er en rød kjempe, kommer den til å bli så stor at den vil sluke Merkur og eventuelt også Venus. Modeller spår at solen kommer til å ekspandere til rundt 99 % av avstanden til jorden i dag (1 AU). Samtidig beregnes imidlertid jordens omløpsbane å ekspandere til rundt 1,7 Au på grunn av solens tap av masse, og dermed antas jorden å unngå å bli en del av solen.[32] Jordens atmosfære og hav kommer imidlertid til å forsvinne ettersom solens luminositet kommer til å øke et tusentalls ganger.

I en rød kjempe opp til 2,25 solmasser fortsetter hydrogenfusjonen i et skallager rundt kjernen.[33] Til slutt blir kjernen tilstrekkelig komprimert til å starte heliumfusjon og stjernen krymper nå i radius og øker overflatetemperaturen igjen. For større stjerner går kjernereaksjonene i kjernen direkte over fra fusjon av hydrogen til fusjon av helium.[4]

Siden stjernen har forbrukt heliumet i kjernen fortsetter fusjonen i et skall rundt en het kjerne av karbon og oksygen. Stjernen følger så en utvikling som minner om den første fasen som rød kjempe, men med høyere overflatetemperatur.

[rediger] Massive stjerner

Utdypende artikkel: Rød superkjempe

Betelgeuse er en rød kjempestjerne som nærmer seg slutten på sin livssyklus.

I løpet av fasen av heliumforbrenning ekspanderer stjerner med veldig høy masse (mer enn 9 solmasser) til røde superkjemper. Når dette brenslet er brukt opp, kan de fortsette å fusjonere tyngre grunnstoff enn helium. Kjernen dras sammen til temperatur og trykk er tilstrekkelig høyt til å fusjonere karbon. Denne prosessen fortsetter med påfølgende stadier dreve av oksygen, neon, silisium og svovel. Mot slutten av stjernens livstid kan fusjonen skje i skall inne i stjernen (kan minne om løk i oppbygging). Hvert skall forbrenner et bestemt stoff der det ytterste skallet forbrenner hydrogen, neste skall forbrenner helium og så videre, dog ikke samtidig.[34]

Den siste fasen nås når stjernen begynner å produsere jern. Siden jernkjerner er tettere bundet enn alle andre grunnstoff vil fusjon av jern ikke frigjøre energi, men tvert imot konsumere energi.[33] I supermassive stjerner dannes derfor en stor kjerne av jern. Disse tunge stoffene kan ta seg opp til overflaten av stjernene, som da kalles Wolf-Rayet-stjerner som har en tett stjernevind som støter bort den ytre atmosfæren.

[rediger] Kollaps

Krabbetåken, restene av en supernova hvor supernova-eksplosjonen ble observert av flere ulike sivilisasjoner den 4. juli 1054.

En utviklet gjennomsnittlig stjerne kommer nå til å støte bort sine ytre lag til en planetarisk tåke. Dersom det som da gjenstår er mindre enn 1,4 solmasser, krymper den til et relativt lite objekt (rundt jordens størrelse) som ikke er massivt nok til å komprimeres ytterligere. Disse kompakte objektene kalles hvite dverger.[35] Den elektron-degenererte massen inne i en hvit dverg er ikke lengre en plasma, selv om stjerner generelt beskrives som kuler av plasma. Hvite dverger vil til slutt kjøles ned til sorte dverger etter svært lang tid.

I mer massive stjerner (over 1,4 solmasser) kommer fusjonen til å fortsette frem til jernkjernen har vokst seg så stor at den ikke lengre kan støte sin egen masse. Ettersom fusjonen av jern ikke er en eksoterm reaksjon opphører det utgående termiske trykket som tidligere har hindret stjernen i å komprimeres ytterligere av gravitasjonen. Kjernen kommer plutselig til å kollapse når trykket blir så stort at elektronene trykkes inn i protonene, som så danner nøytroner og nøytrinoer i et utbrudd av inverse betahenfall. Den lettere materien i de ytre delene av stjernen faller omgående inn mot nøytronkjernen og kastes så voldsomt tilbake i en supernovaeksplosjon, på samme åte som en bølge «spretter» tilbake når den møter en vegg. Supernovaer er så kraftige at de for en kort periode kan lyse sterkere enn hele galaksen de befinner seg i. Når de inntreffer i Melkeveien har de historisk blitt observert som nye stjerner der ingen fantes tidligere.[36]

Hoveddelen av materien i en stjerne blåses bort av supernova-eksplosjonen (noe som danner tåker som Krabbetåken)[36] og det som gjenstår er kompakte objekter som en nøytronstjerne (som noen ganger fremstår som en pulsar) eller, for de aller tyngste stjernene med en gjenværende masser på over fire solmasser, et såkalt sort hull.[37] I en nøytronstjerne er all materie i en tilstand kjent som nøytron-degenerert materie, muligvis med en enda mer eksotisk typer av degenerert materie i kjernen. Inne i sorte hull er materien i en tilstand som enda ikke forstås av vitenskapen. De ytre bortstøtte lagene av døde og døende stjerner inneholder tyngre stoff som kan gjenvinnes under dannelsen av nye stjerner. Dette er nødvendig for at jordlike planeter skal kunne oppstå som nesten utelukkende består av tunge stoff. Utstrømningen fra supernovaer og stjernevinden spiller en viktig rolle for det interstellare materiens egenskaper.[36]

[rediger] Fordeling og antall

En kunstners oppfatning av en hvit dvergstjerne i bane rundt Sirius.

Foruten isolerte stjerner som solen kan et stjernesystem bestå av flere stjerner som er bundet til hverandre ved gravitasjon. Den vanligste typen av et fler-stjernesystem er dobbeltstjerner, men system med tre eller flere stjerner kan også finnes. På grunn av stabilitet er disse som regel organisert på spesielle måter. For system med eksempelvis tre stjerner er det vanlig at to av dem roterer rundt hverandre på relativt nære avstander, mens den tredje roterer rundt begge de to andre på en betydelig lengre avstand. Større grupper, kalt stjernehoper, finnes også. Disse kan være alt fra et fåtall løst bundne stjerner til enorme kuleformede stjernehoper med opp til flere hundre tusen stjerner.

Det har lenge feilaktig blitt antatt at majoriteten av stjernene befinner seg i fler-stjernesystemer som er bundet til hverandre ved gravitasjon. For veldig massive klasse O- og B-stjerner har man lenge kjent itl at kun en liten andel, rundt 20 %, er alene. Fra dette ble det antatt at rundt samme forholdstall gjeller for samtlige stjerner. Målrettede undersøkelser av stjerner med lav masse har imidlertid vist at andelen enkeltstjerner øker jo lengre ned i størrelse man går, og for røde dverger er forholdet nesten omvendt med 75 % enkeltstjerner. Siden rundt 85 % av alle stjerner antas å være røde dverger, er de fleste stjerner følgelig enkeltstjerner.[38]

Stjerner er ikke enhetlig spredt ut over universet, men er normalt gruppert i galakser sammen med interstellar gass og støv. En typisk galakse inneholder hundretalls milliarder stjerner, og det finnes mer enn 100 milliarder galakser i det observerbare universet.[39] En vanlig missoppfattelse er at stjerner kun finnes i galakser, men intergalaktiske stjerner har blitt oppdaget.[40] Totalt finnes det minst 7×1022 (70 trilliarder eller 70 000 000 000 000 000 000 000) stjerner i det observerbare universet.[41] Det er 230 milliarder ganger flere enn de rundt 300 milliarder stjerner som Melkeveien antas å inneholde.

Den nærmeste stjernen sett fra jorden utenom solen er Proxima Centauri som er 4,2 lysår unna, noe som tilsvarer 39,9 billioner (1012) kilometer. Det tar dermed 4,2 år for lys fra Proxima Centauri å nå jorden. Skulle man reise med samme hastighet som den romfergene oppnår (rundt 30 000 km/t) ville det tatt 150 000 år å reise dit.[N 1] Dette er en ganske normal avstand i den galaktiske skiven inkludert solsystemets omgivelser.[42] Stjerner kan være mye nærmere hverandre nær galaksenes kjerner eller i kuleformede stjernehoper, og mye lengre fra hverandre i den galaktiske haloen.

På grunn av de relativt lange avstandene mellom stjerner utenfor galaksekjernene anses kollisjoner å være uvanlige. I tettere regioner som i kjernen av de kuleformede stjernehopene eller i de galaktiske kjernene kan det være vanligere.[43] Slike kollisjoner antas å kunne resultere i det som er kjent som blå etterslenger (engelsk blue stragglers). Disse uvanlige stjernene har en høyere overflatetemperatur (og dermed blåere farge) enn andre hovedseriestjerner med samme luminositet i stjernehopen.[44]

[rediger] Egenskaper

Solen er den nærmeste stjernen fra jorden.

Nesten alle egenskaper ved en stjerne bestemmes av den opprinnelige massen, både viktige egenskaper som luminositet og størrelse og andre forhold som stjernens utvikling, livslengde og skjebne.

[rediger] Alder

De fleste stjerner er mellom én og ti milliarder år gamle. Enkelte kan til og med være så gamle som nærmere 13,7 milliarder år, tilsvarende alderen på Universet. Den eldste stjernen som har blitt oppdaget, HE 1523-0901, antas å å være 13,2 milliarder år gammel.[45]

Jo mer massiv en stjerne er, desto kortere blir levetiden. Dette kommer først og fremst av at de største stjernene har et mye høyere trykk i kjerneregionen som fører til en raskere fusjon av hydrogen. De absolutt største stjernene har en levetid på ca. 10 millioner år, mens de minste røde dvergene kan leve opp til flere hundre milliarder år.[46][47]

[rediger] Kjemisk sammensetning

Utdypende artikkel: Metallisitet

Når en stjerne dannes består massen av ca. 70 % hydrogen, 28 % helium, og en mindre andel tyngre grunnstoff. Disse tyngre stoffene kalles metaller innen astronomien, selv om mange av stoffene ikke anses å være metaller i vanlige sammenhenger, og et mål på andelen tyngre grunnstoff angis derfor som metallisitet. Vanligvis måler man andelen tyngre grunnstoff ved å undersøke andelen jern i stjernens atmosfære. Dette gjøres fordi jern er et vanlig grunnstoff som er enkelt å oppdage og måle. Siden molekylskyene hvor stjerne dannes stadig berikes med tyngre grunnstoff fra supernova-eksplosjoner, kan en ved en slik måling gi en oppfatning om stjernens alder.[48]

Det har vist seg at de stjernene man har oppdaget med planeter har en høyere andel tyngre grunnstoff enn gjennomsnittet, noe som betyr at den kjemiske sammensetningen omvendt kan brukes som en indikator for hvor sannsynlig det er at stjerner har store planeter som kan være mulig å oppdage.[49] Forholdet skyldes at en høyere andel tyngre grunnstoff påskynder prosessen med å danne «frøene», såkalte planetesimaler og protoplaneter, som etterhvert utvikles til planeter. For at store gasskjemper som enkelt kan oppdages fra jorden skal dannes, må eventuelle planetkjerner ha oppnådd en kritisk størrelse for å trekke til seg en stor del av gassen i omgivelsene før protostjernen blåser bort gasskyen med sin kraftige stjernevind.[50]

Stjernen med det laveste målte jerninnholdet er dvergstjernen HE1327-2326 med bare 0,005 ‰ av solens jerninnhold.[51] Samtidig finnes stjerner som Rasalas med nesten dobbelt så mye jern som solen, og 14 Herculis som har vist seg å ha et planetsystem med nesten tre ganger så mye jern.[52] Det finnes også kjemisk avvikende stjerner som viser uvanlig like mengder av visse stoff i sine spekter, spesielt krom og sjeldne jordarter.[L 5]

[rediger] Diameter

Stjerner varierer mye i størrelse. I hvert bilde i sekvensen vises objektene til høyre som det venstre objektet i den neste bolken. Jorden vises til høyre i bolk 1 og solen er den andre fra høyre i bolk 3.

På grunn av den store avstanden fra jorden ser alle stjerner bortsett fra solen ut til å være lysende punkter på nattehimmelen for det menneskelige øyet. De ser ofte ut til å blinke på grunn av optiske forstyrrelser i form av turbulens mellom varm og kald luft i jordens atmosfære. Disse temperaturforskjellene og forstyrrelsene i luften får lyset til å brytes i noe ulike retninger, noe som får oss til å tro at stjernen blinker, men det der bare en illusjon. Solen er også en stjerne, men den er nær nok til at øyet kan oppfatte den som en overflate istedet for et punkt. Foruten solen er den stjernen som har størst diameter sett fra jorden R Doradus med bare 0,057 buesekunder.[53]

De fleste stjerner har alt for liten vinkeldiameter til å kunne observeres fra jorden som mer enn et punkt med nåværende jordbaserte optiske teleskop. Derfor benyttes istedet interferometriske teleskoper for å kunne avbilde disse objektene. En annen teknikk for å måle vinkeldiameteren er gjennom okkultasjon. Ved å måle lysstyrken hos en stjerne så nøyaktig som mulig når den forsvinner bak månen (eller økningen i lysstyrken når den dukker opp igjen), kan stjernens vinkeldiameter beregnes.[54]

Stjerner varierer i størrelse fra nøytronstjerner, som er mellom 20 og 40 km i diameter, til superkjemper som Betelgeuse i stjernebildet Orion med en diameter rundt 650 ganger større enn solens (rundt 0,9 milliarder kilometer). Betelgeuse har imidlertid en lavere tetthet enn solen.[55]

[rediger] Stjernenes bevegelser

Pleiadene, en åpen stjernehop med stjerner i stjernebildet Tyren. Disse stjernene deler en felles bevegelse gjennom rommet.[56]
Foto: NASA

Utdypende artikkel: Stjernekinematikk

Bevegelser hos en stjerne relativt til solen kan, avhengig av omstendighetene, gi verdifull informasjon om stjernens opprinnelse og alder. Man kan for eksempel avgjøre om en stjerne er gravitasjonellt bundet til en gruppe andre stjerner og derfor kan misstenkes å ha en felles opprinnelse med de øvrige. Målinger av stjerners bevegelser er også viktige for at man skal forstå strukturen og dynamikken til galaksen. Bevegelsen deles opp i to komponenter, radialhastighet som er rettet mot eller fra solen, og en tangentiell komponent som kalles stjernens egenbevegelse.

Radialhastigheten måles gjennom dopplereffekten hos stjernens spektrallinjer og angis med enheten km/s. Egenbevegelsen måles med presise astronomiske instrumenter og måles i millibølgesekunder per år. Gjennom å måle opp stjernenes parallakse kan siden egenbevegelsen konverteres til hastighet. Stjerner med høy egenbevegelse er sannsynligvis relativt nær solen, noe som gjør dem til gode kandidater for målinger av parallaksen.[57]

Når begge hastighetene er kjente kan romhastigheten for en stjerne i forhold til solen eller galaksen beregnes. Blant nærliggende stjerner er det konstatert at populasjon I-stjerner generelt har lavere hastigheter enn eldre populasjon II-stjerner. Sistnevnte har elliptiske baner som er vinklet mot galaksens plan.[58] Sammenligningen av bevegelsene hos nærliggende stjerner har også ført til oppdagelsen av stjerneassosiasjoner som sannsynlig er grupper av stjerner som deler et felles opphavssted i de gigantiske molekylskyene.[59]

[rediger] Magnetfelt

Magnetfeltet på overflaten til SU Aur (en ung T Tauri-stjerne), rekonstruert ved hjelp av Zeeman-Doppler-metoden.

Utdypende artikkel: Stjernemagnetfelt

En stjernes magnetfelt dannes i de indre regionene hvor konvektiv sirkulasjon finner sted. Disse bevegelsene av ledende plasma fungerer som en dynamo og genererer magnetiske felt som strekker seg gjennom stjernen. Styrken på feltet varierer med massen og sammensetningen, mens mengden overflateaktivitet avhenger av stjernens rotasjonshastighet. Denne overflateaktiviteten skaper solflekker som er regioner med sterke magnetfelt og lavere temperatur enn normalt. Koronalooper er buer av magnetfelt som strekker seg ut i koronaen fra aktive regioner. Solfakler er voldsomme utbrudd av høyenergi-partikler fra solens overflate som sendes ut på grunn av samme magnetiske aktivet.[60]

Unge raskt roterende stjerner har en tendens til å ha høye nivåer av overflateaktivitet på grunn av magnetfeltet. Disse feltene kan påvirke stjernens solvind som fungerer som en bremse som sakte men sikkert reduserer stjernens rotasjon etter hvert som den blir eldre. Dermed har eldre stjerner som solen mye lavere rotasjonshastighet og en lavere overflateaktivitet. Aktiviteten hos langsomt roterende stjerner varierer normalt i sykluser og kan nesten helt forsvinne i perioder.[61] Under for eksempel Maunder Minimum hadde solen en nesten 70-årig periode nesten helt uten solflekker.

[rediger] Masse

En av de mest massive stjernene man kjenner til er Eta Carinae med så mye som 100–150 solmasser.[62] Den forventes å få et svært kort liv, maksimalt et par millioner år. En studie av Archeshopen antyder at 150 solmasser kan være nær den øvre grensen for stjerner i universets nåværende æra.[63] Bakgrunnen til denne grensen er ikke helt kjent, men den kommer delvis av Eddington-grensen som definerer den maksimale mengden luminositet som kan passere gjennom en stjernes atmosfære uten å trykke denne med seg ut.

Refleksjonståken lyses opp av V380 Orionis (midten), en variabel stjerne med rundt 3,5 ganger solens masse. Den sorte flekken i skyen er en enormt tomt hull og ikke en mørk tåke som tidligere antatt.
Foto: NASA

De første stjernene som ble dannet etter Big Bang kan ha vært større, opp til 300 solmasser eller mer,[64] på grunn av at sammensetningen manglet grunnstoff tyngre enn litium. Den generasjonen med supermassive populasjon III-stjerner er imidlertid borte for lenge siden og forekommer nå bare som teoretiske objekter.

Med en masse på kun 93 Mj er AB Doradus C en av de minste kjente stjernene som har en aktiv fusjonsprosess i det indre.[65] For stjerner med en metallisitet som ligner solens beregnes den teoretisk minste mulige massen for å fortsatt kunne opprettholde en fusjon av hydrogen i kjernen til å være rundt 75 Mj.[66][67] Mindre stjerner enn dette kalles brune dverger, noe som hører til et dårlig definert område mellom stjerner og gasskjemper. Hos disse forekommer ingen fusjon i kjernen.

Kombinasjonen av radius og masse hos en stjerne avgjør overflategravitasjonen. Superkjemper har en mye lavere overflategravitasjon enn hovedseriestjerner mens det motsatte gjelder for degenererte, kompakte stjerner som hvite dverger. Overflategravitasjonen kan påvirke utseende av stjernens spekter, der høy gravitasjon kan forårsake en utvidelse av absorpsjonslinjene.[L 3]

[rediger] Rotasjon

Den deformerte stjernen Achernar (α Eridani) har fått sitt særegne utseende på grunn av den voldsomme rotasjonen.

Utdypende artikkel: Stjernerotasjon

Rotasjonshastigheten hos stjerner kan tilnærmes gjennom spektroskopiske målinger, eller mer eksakt bestemmes gjennom å spore stjerneflekker. Unge stjerner kan ha en rotasjonshastighet høyere enn 100 km/s ved ekvator. Eksempelvis har B-klasse-stjernen Achernar en rotasjonshastighet på minst 225 km/s ved ekvator. Dette gjør at diameteren over ekvator er hele 50 % større enn mellom polene. Denne hastigheten er ikke langt fra den kritiske hastigheten på 300 km/s, som ville bety at stjernen ville ha brutt fra hverandre.[68] Til sammenligning roterer solen kun én gang per 25–35 dager med en ekvatorialhastighet på 1,994 km/s. Stjernens magnetfelt og stjernevind sakter til slutt ned hovedseriestjerner med en betydelig mengde.[69]

Degenererte stjerner har blitt dratt sammen til en ekstremt kompakt masse, noe som resulterer i en rask rotasjon. De har imidlertid ganske lave rotasjonshastigheter sammenlignet med hva som kan forventes å bevare drivmomentet. Dette forklares av at en stor del av stjernens bevegelsemengdemoment går tapt i det omfattende massetapet gjennom stjernevinden.[70] Til tross for dette kan rotasjonen være svært rask; en pulsar i hjertet av Krabbetåken roterer med 30 runder per sekund.[71] En pulsars rotasjonshastighet kommer til å avta sakte blant annet på grunn av at den sender ut stråling.

[rediger] Temperatur

Overflatetemperaturen hos en hovedseriestjerne bestemmes av hvor raskt energi frigjøres i kjernen og stjernens radius, og avgjør ofte stjernens fargeindeks.[72] Temperaturen gis ofte som den effektive temperaturen, noe som er temperaturen hos et ideelt svart legeme som stråler ut sin energi med samme luminositet per areal som stjernen. Merk at de effektive tallene bare er en representativ verdi, ettersom stjerner faktisk har en temperaturgradient som minker med økende avstand fra stjernen.[73] Temperaturen i kjerneregionen hos en stjerne er flere millioner Kelvin.[74]

Stjernetemperaturen gir karakteristiske absorpsjonslinjer i spekteret. Overflatetemperaturen hos en stjerne brukes sammen med den absolutte størrelsesklassen og spesielle kjennetegn i absorpsjonslinjene for å klassifisere stjernen.[L 3]

Massive hovedseriestjerner kan ha en overflatetemperatur på 50 000 Kelvin. Mindre stjerner som solen har en overflatetemperatur på et par tusen grader, mens røde kjemper har en relativt lav temperatur på rundt 3 600 K, men de har også en lav luminositet på grunn av sitt store areal.

[rediger] Stråling

Den energien som frigjøres gjennom fusjon i stjerner stråler i rommet både som elektromagnetisk stråling og partikkelstråling. Partikkelstrålingen gir opphav til stjernevinden, en strøm av elektrisk ladede partikler som protoner, alfapartikler og betapartikler fra stjernens ytre lag og en konstant strøm av nøytrinoer fra kjernen.

De store mengdene energi som frigjøres fra kjernen er grunnen til at stjerner lyser så sterkt. Hver gang to eller flere atomkjerner slås sammen for å danne en ny atomkjerne av et tyngre grunnstoff dannes gammastråling fra reaksjonen. Denne energien omdannes til andre former for elektromagnetisk energi, inkludert synlig lys, når den ferdes ut til stjernens ytre lag.

En stjernes farge avgjøres av hvilken frekvens innen det synlige spekteret de fleste fotonene sendes ut, noe som i sin tur avhenger av temperaturen i stjernens overflatelag, inkludert fotosfæren.[75] Foruten synlig lys sendes også elektromagnetisk stråling som er usynlig for det menneskelige øyet ut. Faktum er at strålingen spenner over hele det elektromagnetiske spekteret, fra de lengste radiobølgene til de korteste bølgelengdene i form av gammastråling.

Ved å undersøke stjerners spekter, kan astronomer måle opp en rekke ulike egenskaper hos stjernen, blant annet overflatetemperatur, stoffsammensetning og hvor raskt stjernen roterer. Selv om avstanden til stjernen er kjent, kan også stjernens luminositet regnes ut og med dette kan også massen og størrelse med mer avgjøres. Massen kan også måles direkte for stjerner i flerlegemesystemer som dobbeltstjerner. Det finnes også en annen teknikk for å beregnes masser hos stjerner, såkalt gravitasjonell mikrolinsing.[76] Med disse parametre kan til slutt også stjernens alder estimeres.[77]

[rediger] Luminositet

Innen astronomien er luminositet mengden lys og andre former for strålingsenergi som en stjerne stråler ut per tidsenhet. En stjernes luminositet avhenger av størrelsen og overflatetemperaturen. Flere stjerner viser imidlertid ikke en like stor strøm av energi over alt på overflaten. For eksempel har den raskt voksende stjernen Vega en høyere strøm av energi per kvadratmeter ved polområdene enn ved ekvator.[78]

Vanlige variasjoner av energistrømmen er overflateflekker med lavere temperaturer og luminositet enn gjennomsnittet. Disse kalles for stjerneflekker, mer kjent som solflekker i solens tilfelle. Kjempestjerner, spesielt slike som tilhører et system med to eller flere stjerner, har generelt større og tydeligere stjerneflekker enn mindre stjerner og de kan dekke mer enn halve overflaten, men små røde dverger som UV Ceti kan også ha omfattende stjerneflekker.[79]

[rediger] Størrelsesklasse

Antall stjerner lysere enn størrelsesklasse
Tilsynelatende
størrelsesklasse		 Antall 
stjerner[80]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1 602
6 4 800
7 14 000

Utdypende artikler: Tilsynelatende størrelsesklasse og Absolutt størrelsesklasse

Størrelsesklasse er et mål på stjerners og andre himmellegemers lysstyrke fordelt på tilsynelatende størrelsesklasse og absolutt størrelsesklasse. Tilsynelatende størrelsesklasse er lysstyrken hos en stjerne som vi ser den på jorden, noe som avhenger av stjernens luminositet, hvilken avstand den befinner seg på og om noe filtrerer lyset på veien til observatøren på jorden – eksempelvis interstellare gasskyer og jordens atmosfære. De mest lyssterke stjernene i form av tilsynelatende størrelsesklasse, foruten solen, er Sirius, Canopus, Arcturus, Alfa Centauri, Vega, Rigel, Procyon, Achernar, Betelgeuse og Beta Centauri. Absolutt størrelsesklasse er hva den tilsynelatende størrelsesklasse ville ha vært dersom avstanden mellom jorden og stjernen hadde vært 10–parsec (32,6–lysår) og er direkte relatert til stjernens luminositet.

Både den tilsynelatende og absolutte størrelsesklassen benytter en logaritmisk skala; en nivåforskjell på én på skalaen innebærer en forskjell i lysstyrke på ca. 2,5 ganger,[81] (5. roten av hundre for å være nøyaktig). Dette betyr at en stjerne av første størrelsesklasse (+1,00) er rundt 2,5 ganger lysere enn en stjerne av andre størrelsesklasse (+2,00) og rundt 100 ganger lysere enn en stjerne av sjette størrelsesklasse (+6,00). De svakeste stjernene som kan sees av det menneskelige øyet under gode forholdt ligger rundt størrelsesklasse +6.

I begge skalaene innebærer en lavere verdi en lysere stjerne, og en større verdi innebærer en lyssvakere stjerne. De lyseste stjernene på begge skalaene har negative størrelsesklasser. Solen har en tilsynelatende størrelsesklasse på -26,7, mens den absolutte størrelsesklassen er knappe +4,83. Den lyseste stjernen på jordens stjernehimmel, Sirius, har en tilsynelatende størrelsesklasse på -1,44 og en absolutt størrelsesklasse på +1,41 (ca. 23 ganger sterkere enn solen). Canopus, den nest lyseste stjernen på stjernehimmelen, har en svært høy absolutt størrelsesklasse på -5,53, noe som gjør at den har en luminositet som er rundt 14 000 ganger høyere enn solen. Men siden Sirius er betydelig nærmere jorden med en avstand 8,6 lysår, sammenlignet med Canopus' 310 lysår, ser Sirius enda sterkere ut fra jorden til tross for den store forskjellen i absolutt størrelsesklasse.

LBV 1806-20 er navnet på en stjerne som har en av de høyeste absolutte størrelsesklassen man har funnet så langt, med en absolutt størrelsesklasse på -14,2. Dette betyr at om den befant seg på 10 parsecs avstand fra jorden, så ville den lyse flere ganger sterkere på himmelen enn fullmånen (tilsynelatende størrelsesklasse -12,6) og være vel så synlig i fullt dagslys. Stjernens luminositet er minst fem millioner ganger høyere enn solens.[82] De svakeste stjerne man har lykkes med å oppdage er røde dverger med en størrelsesklasse på 26, og en hvit dverg med størrelsesklasse på 28. Disse stjernene er så lyssvake at et lite stearinlys på månen ville være lettere å se fra jorden.[83]

[rediger] Spektralklasse

Utdypende artikkel: Spektralklasse

Morgan-Keenans oppdeling i spektralklasser.

Stjerner klassifiseres etter sine spekter fra type O som er svært varme til type M som er så kjølige at molekyler kan dannes i atmosfæren. Hovedklassene, ordnet etter synkende overflatetemperatur, er O, B, A, F, G, K og M. En rekke spesielle spektralklasser har spesielle klasser, og de vanligste av disse er L og T som de kaldeste lavmassestjernene og brune dverger tilhører.

Hver bokstav har ti underklasser, fra varmest til kaldest, 0 til 9. Skalaen fungerer godt opp til de aller høyeste temperaturene, men de mest ekstreme stjernene på skalaen, klasse O0 og O1, eksisterer muligens ikke.[84]

Stjerner kan også klassifiseres etter luminositeteffekten i spektrallinjene, noe som korrelerer med størrelsen og bestemmes av overflategravitasjonen. Disse klassene finnes fra 0 (hyperkjemper) og III (kjempestjerner) til V (hovedseriedverger) og VII (hvite dverger). De fleste stjerner tilhører hovedserien som består av vanlig hydrogenfusjonerende stjerner som opptrer som et smalt, diagonalt bånd når stjernene fremstilles på en graf med den absolutte størrelsesklassen oppstilt mot spektraltypen.[84] Vår sol er en hovedseriestjerne av klasse G2V (gul dverg), noe som betyr at den har en middels høy temperatur og en normal størrelse.

Ytterligere betegnelser i form av gemene bokstaver kan følge spektraltypen for å indikere spesielle egenskaper i spekteret. For eksempel betyr en «e» at emisjonslinjer finnes, «m» betegner høye nivåer av metaller og «var» viser til variasjoner av spektraltype.[84]

Hvite dverger har egne typer som begynner med bokstaven D. Denne er videre oppdelt i typene DA, DB, DC, DO, DZ og DQ, avhengig av hvilke spektrallinjer som er mest fremtredende i spekteret. Disse bokstavene følges av en numerisk verdi som indikerer temperaturen.[85]


Egenskaper hos stjerner i hovedserien av de ulike spektralklassene [86]
Type Temperatur (K) Farge Masse (M☉) Radius (R☉) Luminositet (L☉) Absorpsjonslinjer Eksempelstjerne
O
28 000 - 50 000
 Lyseblå 16 - 150 15 1 400 000 N, C, He og O α Camelopardalis
B
9 600 - 28 000
 Hvitblå 3,1 - 16 7 20 000 He, H Rigel
A
7 100 - 9 600
 Hvit 1,7 - 3,1 2,1 80 H Altair
F
5 700 - 7 100
 Hvitgul 1,2 - 1,7 1,3 6 Metaller: Fe, Ti, Ca, Sr og Mg Procyon A
G
4 600 - 5 700
 Gul 0,9 - 1,2 1,1 1,2 Ca, He, H med flere Solen
K
3 200 - 4 600
 Orange 0,4 - 0,8 0,9 0,4 Metaller + TiO2 Gliese 892
M
1 700 - 3 200
 Rød 0,08 - 0,4 0,4 0,04 Som over Barnards stjerne

[rediger] Variable stjerner

Utdypende artikkel: Variabel stjerne

Det asymmetriske utseende hos Mira, en oscillerende variabel stjerne.
Foto: NASA HST

Variable stjerner har periodiske eller tilfeldige forandringer av luminositeten. Alle stjerner er mer eller mindre variable, men kun de som viser kraftige endringer betegnes som variable stjerner. Grunnene til disse variasjonene kan være flere.

Under visse stjerners utvikling gjennomgår de en fase der de kan bli pulserende variable stjerner. Disse varierer i radius og luminositet over tid, med ekspansjoner og kontraksjoner som har en periode på alt mellom minutter og år, avhengig av stjernens størrelse. Til denne kategorien hører såvel Kefeidevariabler og Kefeide-lignende stjerner som langperiodiske variabler som Miravariabler.[87]

Eruptive variabler er stjerner som fremviser plutselige økninger i luminositet på grunn av solutbrudd eller koronamasse-utbrudd.[87] Til denne gruppen hører Wolf-Rayet-stjerner og UV Ceti-stjerner i tillegg til kjempestjerner og superkjemper.

En tredje kategori er eksplosive variabler som gjennomgår omfattende forandringer i egenskapene. Her hører novaer og supernovaer innunder. Et dobbeltstjernesystem som inneholder en nærliggende hvit dverg kan skape visse typer spektakulære stjerneeksplosjoner, inklusive novaer og Type 1a supernovaer.[4] Eksplosjonen skapes når den hvite dvergen samler opp hydrogen fra tvillingstjernen og bygger opp masse frem til fusjonen innledes.[88] Visse novaer er også gjentakende med periodiske utbrudd av middels styrke.[87]

Stjerners luminositet kan også variere avhengig av andre faktorer, for eksempel kan et dobbeltstjernesystem variere i luminositet siden den ene iblant dekker den andre. En nevneverdig variabelstjerne av denne typen er Algol hvor størrelsesklasse regelmessig varierer mellom 2,3 og 3,5 over en periode på 2,87 dager. En annen årsak til varierende luminositet kan være de ekstreme solflekkene hos raskt roterende stjerner som kan dekke store flater.[87]

[rediger] Struktur

Denne tegningen viser en hovedseriestjernes struktur.
Foto: NASA

Utdypende artikkel: Stjernestruktur

En stabil stjernes indre befinner seg i hydrostatisk likevekt. Kreftene på hver del av volumet er nesten likt balansert. Disse kreftene er den innadrettede gravitasjonskraften og den utadrettede kraften skapt av trykkgradienten inne i stjernen. Trykkgradienten er i sin tur opprettholdt av temperaturgradienten i plasmaen – de ytre delene av stjernen er kaldere enn kjernen. Temperaturen og trykket i kjernen av en hovedseriestjerne er tilstrekkelig for at kjernefusjoner oppstår og dermed frigjør tilstrekkelig med energi for å hindre stjernen i å kollapse videre.[L 6] Når atomkjerner fusjoneres i stjernen sender de ut energi i form av gammastråler. Disse fotonene påvirker plasmaen rundt, noe som øker den termiske energien i kjernen. Stjerner i hovedserien omdanner hydrogen til helium, noe som langsom øker andelen helium i kjernen og til slutt fører til at heliumpartiklene blir dominerende og energien blir ikke lengre frigjort i kjernen. Istedet fortsetter fusjonen i et langsomt ekspanderende skall rundt den degenererte heliumkjernen.[89]

En stjernes indre opprettholder ikke bare en hydrostatisk likevekt, men også en energibalanse av termisk likevekt. Det går en radiell temperaturgradient gjennom stjernens indre som resulterer i en strøm av energi mot stjernens ytre. Den utgående strømmen som forlater hvert lag i stjernen tilsvarer den innkommende strømmen fra de nedre delene.

Strålingssonen er det område i stjernens indre hvor energioverføringen gjennom stråling er tilstrekkelig effektiv for å opprettholde energistrømmen. Her forstyrres ikke plasmaen og massens bevegelser avtar og dør ut. Når disse forholdene ikke er til stede blir plasmaen ustabil, noe som fører til konveksjon og dermed dannes konveksjonssonen. Dette kan for eksempel skje nær kjernen som har svært høy energistrøm per volumenhet og i de ytre delene med høy opasitet.[L 7]

Hvor konveksjonen skjer i en hovedseriestjerne avhenger av massen. Stjerner med masse flere ganger større enn solens har en konveksjonssone dypt inne stjernen og en strålingssone i de ytterste delene. For mindre stjerner, som solen, gjelder det motsatte – med konveksjonssoner ved overflaten.[90] Hos røde dverger med mindre enn 0,4 solmasser forekommer kun konveksjon som hindrer helium i å samles i kjernen.[2] De fleste sonene til stjerner vil variere med tiden når stjernen blir eldre og innholdet i de indre delene endres.[L 7]

Den delen av stjernene som er synlig for en observatør kalles fotosfæren. Dette er laget hvor stjernenes plasma blir gjennomsiktig for synlig lys. Herfra blir energien som frigjøres i kjernen fri og beveger seg ut i rommet. Innenfor fotosfæren oppstår regioner med lavere temperaturer enn gjennomsnittet, såkalte solflekker.

Over fotosfæren finnes stjerneatmosfæren. Hos en hovedseriestjerne som solen er den nederste delen av atmosfæren den tynne kromosfæren, hvor spikuler og solutbrudd starter. Denne regionen omgis av en overgangsregion hvor temperaturen øker raskt over bare 100 km. Utenfor dette finnes koronaen, en samling med ekstremt varm plasma som kan strekke seg flere millioner kilometer ut fra stjernen.[91] Forekomsten av en korona synes å være avhengig av en konveksjonssone i de ytre delene av en stjerne.[90] Til tross for høye temperaturer sendes svært lite lys ut fra koronaen, som normalt er den eneste synlige delen av solen under en solformørkelse.

Fra koronaen strømmer en stjernevind av plasmapartikler ut fra stjernen til partiklene møter det interstellare materiet. For solens del kalles det bobleformede området som påvirkes av solvinden for heliosfæren.[92]

[rediger] Kjernereaksjoner

Oversikt over «proton-proton»-kjeden
«Karbon-nitrogen-oksygen»-kjeden

Utdypende artikkel: Stjernenukleosyntese

En rekke ulike kjernereaksjoner finner sted i stjernens indre, avhenging av masse og sammensetning, som en del av stjernenukleosyntesen. Den totale massen av de fusjonerte atomkjernene er mindre enn summen av bestanddelene. Den tapte massen forvandles til energi i følge det berømte forholdet E=mc².[1]

Fusjonene av hydrogen er svært temperaturavhengig, noe som betyr at en moderat økning av temperaturen i kjernen resulterer i en betydelig økning av hastigheten på fusjonen. Under hydrogenfusjonen varier temperaturen i kjernen «bare» fra rundt 4 millioner K for en liten stjerne i M-klassen til 40 millioner K for en enorm stjerne i O-klassen.[74]

I solen, som har en kjernetemperatur på rundt 10 millioner grader, fusjoneres hydrogen til helium gjennom proton-protonkjeden:[93]

41H → 22H + 2e+ + 2νe (4,0 MeV + 1,0 MeV)
21H + 22H → 23He + 2γ (5,5 MeV)
23He → 4He + 21H (12,9 MeV)

Disse reaksjonene kan sammenfattes til følgende reaksjon:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV)

der e\ er et positron, γ er et gammafoton, νe er et nøytrino og H og He er hydrogen og helium. Energien som frigjøres i denne reaksjonen tilsvarer millioner elektronvolt, noe som er en svært liten mengde energi. Men med det normale antall reaksjoner som kontinuerlig forekommer, frigjøres nok energi til å opprettholde stjernens utløp av strålingsenergi.

I tyngre stjerner dannes helium i en reaksjonssyklus som er katalysert av karbon, CNO-syklusen (karbon-nitrogen-oksygen-syklusen).[93]

Hos stjerner i sluttstadiet av sitt liv, med kjernetemperaturer på 100 millioner K og mellom 0,5 og 10 solmasser, kan helium omdannes til karbon gjennom trippel-alfaprosessen som benytter stoffet beryllium som et mellomsteg i reaksjonen.

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7,4 MeV

Som gir den totale reaksjonen:

34He → 12C + γ + 7,2 MeV

I enda tyngre stjerner kan ytterligere tyngre grunnstoff fusjoneres i en sammendradd kjerne gjennom neonforbrenning og oksygenforbrenning. Det siste stadiet i stjernenukleosyntesen er silisiumforbrenningen som danner den stabile isotopen jern-56. Merk at disse reaksjonene er kjernereaksjoner og ikke forbrenning i tradisjonell forstand. Etter silisiumforbrenningen kan fusjonen kun fortsette gjennom en endoterm prosess, noe som innebærer at mer energi kreves for å fusjonere stoffet enn det som frigjøres som et resultat av den. Mer energi kan på den måten bare frigjøres gjennom en gravitasjonell kollaps.[93]

Eksempelet nedenfor viser den tiden som kreves for en stjerne med 20 ganger solens masse å forbrenne alt sitt kjernedrivstoff. Som en O-klassestjerne på hovedserien ville den ha 8 ganger solens radius og 62 000 ganger dens luminositet.[94]

Drivstoff Temperatur
(millioner Kelvin)		 Densitet
(kg/cm³)		 Forbrenningstid
(τ i år)
H 37 0,0045 8,1 millioner
He 188 0,97 1,2 millioner
C 870 170 976
Ne 1 570 3 100 0,6
O 1 980 5 550 1,25
S/Si 3 340 33 400 0,0315

[rediger] Kjente stjerner

[rediger] Noter og referanser

Noter
  1. ^ 3,99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365,25) = 1,5 × 105 år.
Litteraturhenvisninger
  1. ^ Forbes (1909)
  2. ^ Hevelius (1690)
  3. ^ a b c Unsöld (1969) s.180–185 og 215–216
  4. ^ Koch-Westenholz (1995) s. 163
  5. ^ Gray (1992) s. 413-414
  6. ^ Hansen (2004) s. 32–33
  7. ^ a b Scwarzschild (1958)
Tidsskriftsartikler, nettutgivelser o.l.
  1. ^ a b Bahcall, John N. (2000-06-2). Howthe Sun Shines. NobelFoundation. Besøkt 27. september 2010.
  2. ^ a b c d Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars (engelsk). RochesterInstitute of Technology. Besøkt 28. september 2010.
  3. ^ Stellar Evolution & Death (engelsk). NASA Observatorium. Besøkt 26. november 2011.[død lenke]
  4. ^ a b c Iben, Icko,Jr. (1991). «Single and binary star evolution». AstrophysicalJournal Supplement Series 76: 55–114.
  5. ^ Roberta Biagi. Storia delle costellazioni (italiens). Besøkt 27. september 2010.
  6. ^ von Spaeth, Ove (1999): «Dating the Oldest Egyptian Star Map» – Centaurus International Magazine of the History ofMathematics, Science and Technology, bind 42, nr. 3, s. 159-179.
  7. ^ Saliba, George (1980), "Al-Biruni", in Joseph Strayer, Dictionary of the Middle Ages, Vol. 2, p. 249. Charles Scribner's Sons, New York.
  8. ^ Clark, D.H.; Stephenson, F.R. (1981): «The historical supernovae» – Proceedings of theAdvanced Study Institute, seksjon The Historical Supernovae: A survey of current research, s. 355-370.
  9. ^ Drake, Stephen A.. A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray)Astronomy (engelsk). NASA HEASARC. Besøkt 27. september 2010.
  10. ^ Hoskin, Michael. The Value of Archives in Writing the History of Astronomy (engelsk). Space Telescope Science Institute. Besøkt 27. september 2010.
  11. ^ Proctor, Richard A. (1870): «Are any of the nebulæ star-systems?» – Nature, s. 331-333.
  12. ^ MacDonnell, Joseph. Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics. Fairfield University. Besøkt 27. september 2010.(Registrering påkreves)[død lenke]
  13. ^ Wolszczan, A., Frail, D. (1992): «A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12» – Nature, utgave 355, s. 145-147.
  14. ^ Schneider, Jean (16. juni 2008). Interactive Extra-solar Planets Catalog. The Extrasolar Planets Encyclopedia. Besøkt 28. september 2010.
  15. ^ a b Coleman, Leslie S.. Myths, Legends and Lore (engelsk). Frosty Drew Observatory. Besøkt 28. november 2011.
  16. ^ Naming Astronomical Objects (engelsk). Den internasjonale astronomiske union (IAU). Besøkt 28. november 2011.
  17. ^ Naming Stars (engelsk). Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). Besøkt 28. november 2011.
  18. ^ a b The Naming of Stars (engelsk). National Maritime Museum. Besøkt 28. september 2010.
  19. ^ Adams, Cecil (1. april 1998). Canyou pay $35 to get a star named after you? (engelsk). The StraightDope. Besøkt 28. september 2010.
  20. ^ a b I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). «Our Sun. V. A BrightYoung Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures onAncient Earth and Mars». The Astrophysical Journal 583 (2): 1024–1039.
  21. ^ S. C. Tripathy, H. M. Antia (1999). «Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius». Solar Physics 186 (1/2): 1–11.
  22. ^ P.R. Woodward. Theoretical models of star formation. Annualreview of astronomy andastrophysics 555–584.
  23. ^ Slow Contraction of Protostellar Cloud (engelsk). Besøkt 28. september 2010.
  24. ^ J.Bally, J. Morse, B. Reipurth. The Birth ofStars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks (engelsk) 491. Space Telescope ScienceInstitute. Besøkt 28. september 2010.
  25. ^ J.G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross. Stellarevolution from the zero-age main sequence (engelsk). Astrophysical JournalSupplement Series 733–791.
  26. ^ Sackmann, I.-Juliana. Our Sun. III. Present and Future (engelsk). AstrophysicalJournal 457.
  27. ^ B.E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky. MeasuredMass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age andActivity (engelsk). The AstrophysicalJournal 412–425.
  28. ^ deLoore,, C.. Evolution of massive stars with mass loss by stellarwind (engelsk). Astronomy and Astrophysics 251–259.
  29. ^ The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of theSun (engelsk). Royal GreenwichObservatory. Besøkt 28. september 2010.
  30. ^ N.Pizzolato, P. Ventura, F. D'Antona, A. Maggio, G. Micela, S.Sciortino. Subphotospheric convection and magnetic activitydependence on metallicity and age: Models and tests (engelsk). Astronomy &Astrophysics 597–607.
  31. ^ Massloss and Evolution (engelsk) (18. juni 2004). Besøkt 28. september 2010.[død lenke]
  32. ^ I.J.Sackmann, A.I. Boothroyd, K.E. Kraemer (1993). «Our Sun. III. Present andFuture». Astrophysical Journal 418: 457.
  33. ^ a b Hinshaw, Gary (23 augusti, 2006). The Life and Death of Stars. NASA WMAP Mission. Besøkt 1. september 2006.
  34. ^ What is a star?. Royal Greenwich Observatory. Besøkt 1. oktober 2010.
  35. ^ J. Liebert (1980). «White dwarf stars». Annual review of astronomy and astrophysics 18 (2): 363–398.
  36. ^ a b c Introduction to Supernova Remnants (engelsk). Goddard Space Flight Center (6. april 2006). Besøkt 2. oktober 2010.
  37. ^ C. L. Fryer (2003). «Black-hole formation from stellar collapse». Classical and Quantum Gravity 20: S73-S80.
  38. ^ Most Milky Way Stars Are Single (engelsk). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (30. januar 2006). Besøkt 2. oktober 2010.
  39. ^ What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? (engelsk). Royal Greenwich Observatory.
  40. ^ Hubble Finds Intergalactic Stars. Hubble News Desk (14 januari, 1997). Besøkt 2. oktober 2010.
  41. ^ Astronomers count the stars (engelsk). BBC News (22. juli 2003). Besøkt 2. oktober 2010.
  42. ^ J. Holmberg, C. Flynn (2000). «The local density of mattermappedby Hipparcos». Monthly Notices of the RoyalAstronomicalSociety 313 (2): 209–216. Besøkt 2006-07-18.
  43. ^ Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic (engelsk). CNN News (2. juni 2000). Besøkt 21. juli 2006.
  44. ^ J. C. Lombardi, Jr., J. S. Warren, F. A. Rasio, A. Sills, A.R. Warren (2002). «Stellar Collisions and the Interior Structure ofBlue Stragglers». The Astrophysical Journal 568: 939–953.
  45. ^ Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J. (11. mai 2007). Nearby Star Is A Galactic Fossil (english). Science Daily. Besøkt 10. mai 2007.
  46. ^ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. (13. juli 2006). How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe? (engelsk). Scientific American. Besøkt 2. oktober 2010.[død lenke]
  47. ^ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). «The End of the Main Sequence». The Astrophysical Journal 482: 420–432. Besøkt 2007-05-11.
  48. ^ A "Genetic Study" of the Galaxy (engelsk). ESO (12. september 2006). Besøkt 2. oktober 2010.
  49. ^ D. A. Fischer, J. Valenti (2005). «The Planet-MetallicityCorrelation». The Astrophysical Journal 622 (2): 1102–1117.
  50. ^ Extrasolar Planets: A Matter of Metallicity. SpaceRef.com (2004). Besøkt 15. november 2008.
  51. ^ Signatures Of The First Stars (engelsk). ScienceDaily (17. april 2005). Besøkt 2. oktober 2010.
  52. ^ Feltzing, S.; Gonzalez, G. (2000). «The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates». Astronomy & Astrophysics 367: 253-265. Besøkt 2007-11-27.
  53. ^ The Biggest Star in the Sky (engelsk) (11. mars 1997). Besøkt 10. juli 2006.
  54. ^ Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). «Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared» (engelsk). Journal of Astrophysics and Astronomy 16: 332. Besøkt 2007-07-05.
  55. ^ Davis, Kate (1. desember 2000). Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis (engelsk). AAVSO. Besøkt 3. oktober 2010.[død lenke]
  56. ^ Loktin, A. V. (September 2006). «Kinematics of stars in the Pleiades open cluster» (engelsk). Astronomy Reports 50 (9): 714–721. doi:10.1134/S1063772906090058.
  57. ^ Hipparcos: High Proper Motion Stars (engelsk). ESA (10. september 1999). Besøkt 3. oktober 2010.
  58. ^ Johnson, Hugh M. (1957). «The Kinematics and Evolutionof Population I Stars». Publications of the Astronomical Societyof the Pacific 69 (406): 54.
  59. ^ B. Elmegreen, Y. N. Efremov (1999). «The Formation of Star Clusters». American Scientist 86 (3): 264. Besøkt 2006-08-23.
  60. ^ Brainerd, Jerome James (6. juli 2005). X-rays from Stellar Coronas (engelsk). The Astrophysics Spectator. Besøkt 3. oktober 2010.
  61. ^ Berdyugina, Svetlana V.. Starspots: A Key to the Stellar Dynamo (engelsk). Besøkt 4. oktober 2010.
  62. ^ Nathan, Smith. The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender (engelsk). Astronomical Society of the Pacific. Besøkt 4. oktober 2010.
  63. ^ NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy. NASA News (3. mars 2005). Besøkt 4. august 2006.
  64. ^ Ferreting Out The First Stars. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (22. september 2005). Besøkt 5. september 2006.
  65. ^ Weighing the Smallest Stars (engelsk). ESO (1. januar 2005). Besøkt 13. august 2006.
  66. ^ Boss, Alan (3. april 2001). Are They Planets or What? (engelsk). Carnegie Institutionof Washington. Besøkt 4. oktober 2010.
  67. ^ Shiga, David (17. august 2006). Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed (engelsk). New Scientist. Besøkt 4. oktober 2010.
  68. ^ Flattest Star Ever Seen (engelsk). ESO (11. juli 2003). Besøkt 4. oktober 2010.
  69. ^ Fitzpatrick, Richard (16. februar 2006). Introduction to Plasma Physics: A graduate course (engelsk). The University of Texas at Austin. Besøkt 4. oktober 2010.
  70. ^ Villata, Massimo (1992). «Angular momentum loss by astellar wind and rotational velocities of white dwarfs». MonthlyNotices of the Royal Astronomical Society 257 (3): 450–454.
  71. ^ A History of the Crab Nebula (engelsk). ESO (30. mai 1996). Besøkt 4. oktober 2010.
  72. ^ Strobel, Nick (20. august 2007). Properties of Stars: Color and Temperature. Astronomy Notes. Arkivert fra originalen 26. juni 2007. Besøkt 4. oktober 2010.
  73. ^ Seligman, Courtney. Review of Heat Flow Inside Stars (engelsk). Besøkt 4. oktober 2010.
  74. ^ a b Main Sequence Stars (engelsk). astrophysicsspectator.com. Besøkt 4. oktober 2010.
  75. ^ The Colour of Stars (engelsk). Australia Telescope Outreachand Education. Besøkt 4. oktober 2010.
  76. ^ Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun (engelsk). Hubble News Desk. hubblesite.org. Besøkt 4. oktober 2010.
  77. ^ D. R. Garnett, H. A. Kobulnicky (): «Age-Metallicity Relation» – The Astrophysical Journal, seksjon Distance Dependence in the Solar Neighborhood, utgave 532, s. 1192-1196.
  78. ^ Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator (engelsk). National Optical Astronomy Observatory (NOAO). Besøkt 4. oktober 2010.
  79. ^ Berdyugina, Svetlana V.. Starspots: A Key to the Stellar Dynamo (engelsk). Besøkt 4. oktober 2010.
  80. ^ Magnitude (engelsk). National Solar Observatory—Sacramento Peak. Besøkt 4. oktober 2010.[død lenke]
  81. ^ Luminosity of Stars (engelsk). Australian Telescope Outreach and Education (19. juli 2004). Besøkt 4. oktober 2010.
  82. ^ LBV 1806-20: BIGGEST AND BRIGHTEST STAR (engelsk). News & Public Affairs - University of Florida (5. januar 2004). Besøkt 10. februar 2012.
  83. ^ Hubble Sees Faintest Stars in a Globular Cluster (engelsk). hubblesite.org. Besøkt 4. oktober 2010.
  84. ^ a b c MacRobert, Alan M.. The Spectral Types of Stars (engelsk). Sky and Telescope. Besøkt 4. oktober 2010.
  85. ^ White Dwarf (wd) Stars. White Dwarf Research Corporation. Besøkt 2. oktober 2010.[død lenke]
  86. ^ Smith, Gene (16. april 1999). Stellar Spectra (engelsk). Besøkt 4. oktober 2010.
  87. ^ a b c d Types of Variable Stars (engelsk). AAVSO. Besøkt 3. november 2010.
  88. ^ Cataclysmic Variables (engelsk). Besøkt 3. november 2010.
  89. ^ Formation of the High Mass Elements (engelsk). Smoot Group. Besøkt 5. november 2010.
  90. ^ a b What is a Star? (engelsk). NASA. Besøkt 5. november 2010.
  91. ^ The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT (engelska). European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO) (1. august 2001). Besøkt 5. november 2010.
  92. ^ Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Lepping, R. P.; Connerney, J. E. P.; Stone, E. C.; McDonald, F. B. (2005): «Magnetic Fields» – Science, nr. 5743, seksjon Crossing the Termination Shock into the Heliosheath, utgave 309, s. 2027–2029.
  93. ^ a b c Wallerstein, G.; Iben Jr., I.; Parker, P.; Boesgaard, A. M.; Hale, G. M.; Champagne, A. E.; Barnes, C. A.; KM-dppeler, F.; Smith, V. V.; Hoffman, R. D.; Timmes, F. X.; Sneden, C.; Boyd, R. N.; Meyer, B. S.; Lambert, D. L. (1999). «Synthesis of the elements in stars: forty years of progress». Reviews of Modern Physics 69 (4): 995–1084. doi:10.1103/RevModPhys.69.995.
  94. ^ S. E. Woosley, A. Heger, T. A. Weaver (2002): «The evolution and explosion of massive stars» – Reviews of Modern Physics, nr. 4, s. 1015–1071.

[rediger] Litteratur

  • Gray, David F. (1992). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press (engelsk). ISBN 0-521-40868-7.
  • Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D., & Trimble, Virginia (2004). Stellar Interiors. Springer (engelsk). ISBN 0387200894.
  • Hevelius, Johannis (1690). Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia. Gdansk.
  • Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne (1995). Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination. Museum Tusculanum Press (engelsk). ISBN 8772892870.
  • Scwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press (engelsk). ISBN 0-691-08044-5.
  • Unsöld, Albrecht (1969). The New Cosmos. Springer-Verlag, New York (engelsk).

[rediger] Eksterne lenker

Search Wikimedia Commons Wikimedia Commons har multimedieinnhold relatert til: Stjerne
Portal:Astronomi
Portal:Astronomi

Hentet fra «http://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Stjerne&oldid=10083926»
Personlig
Navnerom

Varianter
Handlinger
Navigasjon
Prosjekt
Wikipedia
Andre
Eksternt
Lager
Utskrift
Verktøy
På andre språk