Stjerner fra fødsel til genfødsel
 | Denne artikel har en liste med kilder, en litteraturliste eller eksterne henvisninger, men informationerne i artiklen er ikke underbygget, fordi kildehenvisninger ikke er indsat i teksten. (2019) (Lær hvordan og hvornår man kan fjerne denne skabelonbesked) |
Stjerneudvikling er en proces hvor en stjerne gennemgår en sekvens af radikale ændringer i løbet af sin levetid.
Oversigt
Stjerner opstår ikke fuldt færdige.
Stjerner dannes gennem en langsom (astronomisk set meget hurtig) proces dybt inde i interstellare gas- og støvskyer. Alt efter størrelsen af den masse, som "klumper" sammen i skyen, følger de nye stjerner (ikke at forveksle med stella nova, en stjerne i udbrud, eller ved den endegyldige afslutning af sit livsløb) nogenlunde ensartede, men på nogle punkter alligevel meget forskellige "baner".
Alt efter deres masse og kemiske sammensætning kan nydannede stjerner blive superkæmper, kæmper, metalfattige underkæmper eller indtræde på hovedserien sammen med ca. 98% af alle andre stjerner. De såkaldte brune dværge er ikke rigtige stjerner, idet de har for lille masse – og dermed utilstrækkelig temperatur og tryk i kernen – til at kunne fusionere Brint.
Efter et livsløb af en længde, som varierer dramatisk med stjernens masse og kemiske sammensætning (fra mindre end 1 million til flere hundrede milliarder år), ender den som enten en hvid dværg, en neutronstjerne, et sort hul eller – i det mest dramatiske tilfælde – blot en interstellar gas- og støvsky. Alle stjerners "dødsfald" danner desuden – i nogle tilfælde udelukkende – en større eller mindre mængde gas og støv, som indgår til genbrug i en interstellar gas- og støvsky, en genfødsel.
Forskellige stjernetypers karakteristika
Note: Alle data er omtrentlige. De er statistiske gennemsnit, som revideres løbende i takt med, at vor viden øges.
Specielt temperatur og lysstyrke ændres ofte, idet data er afhængig af stjernens afstand, hvor målingerne konstant forfines med brug af stadig bedre astronomiske instrumenter, metoder og satellitter. Selv data for den nærmeste af alle stjerner – Solen – har en (meget lille) fejlmargin. Alle data er fra 2007 august
Forklaring til tabellerne:
MK-Spkt = MK-spektralklasse.
Teff = effektiv overfladetemperatur i K.
x = lysstyrke i forhold til Solen.
x = masse, målt i solmasser.
x = radius, målt i solradier.
Mv = absolut visuel lysstyrke.
Mbol = bolometrisk lysstyrke.
ρ = gennemsnitlig massefylde
Levetid = stjernens omtrentlige levetid i millioner år
Rel.% = pt. kendt relativ forekomst i procent af alle kendte stjerner i Mælkevejen
Et ? (spørgsmålstegn) foran et tal indikerer ekstra usikkerhed.
Tabel 1. Hovedseriestjerner
| MK-Spkt | Teff K | x | x | x | Mv | Mbol | ρ | Levetid | Rel.% |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| O5V | 42.000 | 499.000 | 60 | 13,4 | -5,10 | -9,51 | 0,035 | 1 | 0,00002 |
| B0V | 30.000 | 32.500 | 17,5 | 6,7 | -3,40 | -6,54 | 0,082 | 10 | 0,01 |
| B5V | 15.200 | 480 | 5,9 | 3,2 | -0,50 | -1,96 | 0,254 | 100 | |
| A0V | 9.800 | 39,4 | 2,9 | 2,2 | +1,10 | +0,75 | 0,384 | 500 | 1 |
| A5V | 8.190 | 12,3 | 2 | 1,8 | +2,20 | +2,02 | 0,484 | 1.000 | |
| F0V | 7.300 | 5,21 | 1,6 | 1,4 | +3,00 | +2,95 | 0,823 | 2.000 | 3 |
| F5V | 6.650 | 2,56 | 1,4 | 1,2 | +3,90 | +3,72 | 1,141 | 4.000 | |
| G0V | 5.940 | 1,25 | 1,05 | 1,06 | +4,70 | +4,50 | 1,244 | 10.000 | 9 |
| Sol G2V | 5.777 | 1,0 | 1,0 | 1,0 | +4,82 | +4,74 | 1,411 | 12.000 | |
| G5V | 5.400 | 0,79 | 0,92 | 0,9 | +5,05 | +4,90 | ? 1,7 | 15.000 | |
| K0V | 5.150 | 0,552 | 0,79 | 0,93 | +5,70 | +5,39 | 1,582 | 75.000 | 14 |
| K5V | 4.410 | 0,216 | 0,67 | 0,8 | +7,10 | +6,40 | 1,847 | 30.000 | |
| M0V | 3.840 | 0,077 | 0,51 | 0,63 | +8,90 | +7,52 | ? 2,9 | 75.000 | 78 |
| M5V | 3.170 | 0,0076 | 0,21 | 0,29 | +12,8 | +10,1 | 12,15 | 200.000 | |
| L0V | 1.500 | 0,0008 | 0,11 | 0,22 | +14,7 | +11,3 | 14,58 | > 200.000 | ≈ 0 |
| S0V | 1.000 | 0,000005 | 0,08 | 0,15 | > +15 | > +12 | 33,46 | > 200.000 | ≈ 0 |
Noter til tabel 1.
O-stjerner er meget sjældne, blot 1 ud af ca. 5.000.000 stjerner er af spektralklasse O!
Data er et gennemsnit af stjernerne over hele hovedseriens tykkelse.
Tabel 2. Kæmpestjerner
| MK-Spkt | Teff K | x | x | x | Mv | Mbol | ρ |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| O5III | 39.400 | 741.000 | 18,5 | -5,9 | -9,94 | Rho | |
| B0III | 29.200 | 84.700 | 20 | 11,4 | -4,7 | -7,58 | 0,019 |
| B5III | 15.100 | 2.080 | 7 | 6,7 | -2,3 | -3,56 | 0,033 |
| A0III | 10.200 | 169 | 4 | 4,1 | -0,4 | -0,83 | 0,082 |
| A5III | 8.550 | 52 | 3,3 | +0,6 | +0,44 | Rho | |
| F0III | 7.400 | 27 | +3,2 | +1,30 | 1,17 | Rho | |
| F5III | 6.410 | 22 | 3,8 | +1,5 | +1,37 | Rho | |
| G0III | 5.470 | 29 | 1 | 6,0 | +1,3 | +1,10 | 0,007 |
| K0III | 4.660 | 50 | 1,1 | 10,9 | +1,0 | +0,48 | 0,0012 |
| K5III | 4.050 | 110 | 1,2 | 21,4 | +0,7 | -0,36 | 0,00017 |
| M0III | 3.690 | 256 | 1,2 | 39,3 | +0,0 | -1,28 | 0,000028 |
| M5III | 3.380 | 1100 | 96,7 | -0,4 | -2,86 | Rho |
Noter til tabel 2.
Ordet "Rho" i kolonnen for gennemsnitlig massefylde indikerer, at denne ikke kan beregnes med blot nogen sikkerhed.
Tabel 3. Superkæmpestjerner
| MK-Spkt | Teff K | x | x | x | Mv | Mbol | ρ |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Wx | > 60.000 | 1.000.000 | > 40 | ≈ 20 | Mv | Mb | Rho |
| O5Iab | 40.900 | 1.140.000 | 70 | 21,2 | -6,5 | -10,4 | 0,01037 |
| B0Iab | 26.200 | 429.000 | 25 | 31,7 | -6,9 | -9,3 | 0,00111 |
| B5Iab | 13.600 | 79.100 | 20 | 51,1 | -6,6 | -7,5 | 0,00021 |
| A0Iab | 9.980 | 37.500 | 16 | 64,9 | -6,3 | -6,7 | 0,000083 |
| A5Iab | 8.610 | 30.500 | 13 | 78,6 | -6,3 | -6,5 | 0,000038 |
| F0Iab | 7.460 | 28.800 | 12 | 102 | -6,4 | -6,4 | 0,000016 |
| F5Iab | 6.370 | 29.100 | 10 | 140 | -6,4 | -6,4 | 0,000005 |
| G0Iab | 5.370 | 30.300 | 10 | 202 | -6,3 | -6,5 | 0,0000017 |
| G5Iab | 5.200 | 32.400 | 12 | 130 | -6,5 | -6,1 | 0,0000077 |
| K0Iab | 4.550 | 33.100 | 13 | 293 | -6,1 | -6,6 | 0,00000073 |
| K5Iab | 3.330 | 39.200 | 13 | 415 | -5,7 | -6,7 | 0,00000026 |
| M0Iab | 3.620 | 51.900 | 13 | 580 | -7,1 | -5,6 | 0,000000094 |
| M5Iab | 2.880 | 165.000 | 24 | 1.640 | -4,8 | -8,3 | 0,0000000077 |
Noter til tabel 3.
For superkæmpestjerner er der betydelig usikkerhed om specielt de omtrentlige levetid og relativ forekomst.
Kun et fåtal er kendt, og deres afstande er for det meste meget upræcist målte, idet de kan ses tværs gennem galaksen og er derfor for fjerne til at man kan måle parallakser med god præcision.
Bemærk hvorledes den gennemsnitlig massefylde for de orange og røde superkæmper viser, at deres stof er tyndere end det tyndeste vakuum, vi kan skabe i laboratorier på Jorden.
Stjerners livsløb
SE også Hertzsprung-Russell-diagrammet og Spektralklasse
Stjerners fødsel
Stjernefoster i en interstellar gas- og støvsky
Hayashisporet
Hayashisporet (Hayashi Track)
Protostjerner
T-Tauristjerne
Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Herbig-Haro objekt
P Cygnistjerne
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
FU Orionisstjerne
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Livsløb for forskellige typer stjerner
Stjernetype Ia-0 – overmåde massiv, stærktlysende superkæmpe
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Stjernetype Ia – massiv lysstærk superkæmpe
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Stjernetype Ib – mindre lysende superkæmpe
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Stjernetype II – klartlysende kæmpestjerne
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Stjernetype III – normal kæmpestjerne
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Stjernetype IV – underkæmpe
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Stjernetype V – hovedseriestjerne
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Stjernetype VI – metalfattig underdværg
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Stjerners død
Alle stjerner slutter i en interstellar gas- og støvsky + det løse
Vejen går via core collapse supernova
Stjerner med en masse på mere end 7-8 gange Solens ender som kerne-sammenbrud (core collapse) supernova af typerne Ib, Ic, II, IIL, IIP og IIn. Som rest efter en core collaps supernovas detonation bliver enten en neutronstjerne eller et sort hul, og desuden en supernovarest.
En præcis grænse for, hvornår massen medfører kerne-sammenbrud, kan ikke angives, idet den er afhængig af forskellige, individuelle forhold, med hovedvægt på den bestemte stjernes kemiske sammensætning.
Neutronstjerne
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Sort hul
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Mindre massive stjerner ender som hvide dværge
Stjernetype D – hvid dværg
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Når det går helt galt for den hvide dværg
Binært eller multipelt system Supernova type Ia
Som rest efter en hvid dværgs detonation eller conflagration bliver kun en gas- og støvsky.
Genbrug
- Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Kilder
- Duric, Neb: Advanced Astrophysics, Cambridge University Press, 2004, ISBN 0-521-52571-3
- Carroll, Bradley W. & Ostlie, Dale A.: Modern Astrophysics, Pearson Education Inc., 2006/2007, ISBN 0-321-44284-9
- Prialnik, Dina: Stellar Structure and Evolution, Cambridge University Press, 2006, ISBN 978-0-521-65937-6
 | Spire Denne artikel om astronomi er en spire som bør udbygges. Du er velkommen til at hjælpe Wikipedia ved at udvide den. |
Medier brugt på denne side
Forfatter/Opretter: ESO/S. Steinhöfel, Licens: CC BY 4.0
Born from clouds of gas and dust, stars like our Sun spend most of their lifetime slowly burning their primary nuclear fuel, hydrogen, into the heavier element helium. After leading this bright and shiny life for several billion years, their fuel is almost exhausted and they start swelling, pushing the outer layers away from what has turned into a small and very hot core. These “middle-aged” stars become enormous, hence cool and red — red giants. All red giants exhibit a slow oscillation in brightness due their rhythmic “breathing” in and out, and one third of them are also affected by additional, slower and mysterious changes in their luminosity. After this rapid and tumultuous phase of their later life, these stars do not end in dramatic explosions, but die peacefully as planetary nebulae, blowing out everything but a tiny remnant, known as white dwarf.