Stjerner fra fødsel til genfødsel

Livssyklus for en sollignende stjerne

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-SpktTeff Kx x x MvMbolρLevetidRel.%
O5V42.000499.0006013,4-5,10-9,510,03510,00002
B0V30.00032.50017,56,7-3,40-6,540,082100,01
B5V15.2004805,93,2-0,50-1,960,254100
A0V9.80039,42,92,2+1,10+0,750,3845001
A5V8.19012,321,8+2,20+2,020,4841.000
F0V7.3005,211,61,4+3,00+2,950,8232.0003
F5V6.6502,561,41,2+3,90+3,721,1414.000
G0V5.9401,251,051,06+4,70+4,501,24410.0009
Sol G2V5.7771,01,01,0+4,82+4,741,41112.000
G5V5.4000,790,920,9+5,05+4,90? 1,715.000
K0V5.1500,5520,790,93+5,70+5,391,58275.00014
K5V4.4100,2160,670,8+7,10+6,401,84730.000
M0V3.8400,0770,510,63+8,90+7,52? 2,975.00078
M5V3.1700,00760,210,29+12,8+10,112,15200.000
L0V1.5000,00080,110,22+14,7+11,314,58> 200.000≈ 0
S0V1.0000,0000050,080,15> +15> +1233,46> 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-SpktTeff Kx x x MvMbolρ
O5III39.400741.00018,5-5,9-9,94Rho
B0III29.20084.7002011,4-4,7-7,580,019
B5III15.1002.08076,7-2,3-3,560,033
A0III10.20016944,1-0,4-0,830,082
A5III8.550523,3+0,6+0,44Rho
F0III7.40027+3,2+1,301,17Rho
F5III6.410223,8+1,5+1,37Rho
G0III5.4702916,0+1,3+1,100,007
K0III4.660501,110,9+1,0+0,480,0012
K5III4.0501101,221,4+0,7-0,360,00017
M0III3.6902561,239,3+0,0-1,280,000028
M5III3.380110096,7-0,4-2,86Rho


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-SpktTeff Kx x x MvMbolρ
Wx> 60.0001.000.000> 40≈ 20MvMbRho
O5Iab40.9001.140.0007021,2-6,5-10,40,01037
B0Iab26.200429.0002531,7-6,9-9,30,00111
B5Iab13.60079.1002051,1-6,6-7,50,00021
A0Iab9.98037.5001664,9-6,3-6,70,000083
A5Iab8.61030.5001378,6-6,3-6,50,000038
F0Iab7.46028.80012102-6,4-6,40,000016
F5Iab6.37029.10010140-6,4-6,40,000005
G0Iab5.37030.30010202-6,3-6,50,0000017
G5Iab5.20032.40012130-6,5-6,10,0000077
K0Iab4.55033.10013293-6,1-6,60,00000073
K5Iab3.33039.20013415-5,7-6,70,00000026
M0Iab3.62051.90013580-7,1-5,60,000000094
M5Iab2.880165.000241.640-4,8-8,30,0000000077

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
Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Herbig-Haro objekt

P Cygnistjerne
Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
FU Orionisstjerne
Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Livsløb for forskellige typer stjerner

Stjernetype Ia-0 – overmåde massiv, stærktlysende superkæmpe

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype Ia – massiv lysstærk superkæmpe

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype Ib – mindre lysende superkæmpe

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype II – klartlysende kæmpestjerne

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype III – normal kæmpestjerne

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype IV – underkæmpe

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype V – hovedseriestjerne

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype VI – metalfattig underdværg

Kost 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
Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Sort hul
Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Mindre massive stjerner ender som hvide dværge

Stjernetype D – hvid dværg
Kost 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

Kost 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
AstronomiSpire
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

Saturn template.svg
Forfatter/Opretter: Urutseg, Licens: CC BY-SA 3.0
Astronomy stub
Diagram of the life of Sun-like stars.jpg
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.