Vad bildas en stjärna av
Stjärna
- För andra betydelser, titta himlakropp (olika betydelser).
En stjärna existerar ett många massiv samt självlysande himlakropp från plasma. Den närmaste himlakroppen sett ifrån jorden existerar solen, vilken existerar källan mot den allra största delen från energin vid jorden.
andra stjärnor existerar synliga vid natthimlen då dem ej störs från solen alternativt från andra ljusstarka objekt vid jorden, därför kallade ljusföroreningar. enstaka himlakropp lyser till för att fusionen från atomkärnor inom dess inre frigör enorma mängder energi, såsom därför småningom färdas genom himlakroppen samt strålas ut inom rymden.
Det omvandlade materialet förloras sedan till det interstellära mediet, och bidrar till att nya stjärnor bildas, ända till dess att stjärnans kärnbränsle tar slutNästan samtliga grundämnen tyngre än väte samt helium produceras ur dessa gaser från stjärnorna. Genom fusion inom centrum produceras ämnen liksom tyngst upp mot järn (atomnummer 26). Grundämnen ifrån kobolt (atomnummer 27) upp mot uran (atomnummer 92) produceras då större stjärnor "dör" inom supernovor. inledningsvis inom sådana explosioner kommer temperaturen upp därför högt för att tyngre ämnen kunna bildas.
Genom för att observera stjärnornas spektrum, luminositet samt rörelser genom rymden förmå man att fatta beslut eller bestämma något stjärnornas massa, ålder, kemiska sammansättning samt flera andra attribut. Den totala massan existerar kritisk på grund av hur himlakroppen kommer för att utvecklas samt dess slutgiltiga öde. Stjärnans område inom en diagram var temperaturen ställs mot luminositeten (Hertzsprung–Russell-diagrammet), utför detta möjligt för att besluta dess ålder samt utvecklingsstadium.
En himlakropp börjar såsom en kollapsande moln från ämne likt består från väte, helium samt små mängder från tyngre ämnen. då kärnan existerar tillräckligt tät, börjar vätet för att fusioneras mot helium. Den återstående delen från stjärnans inre på grund av försvunnen energin ifrån kärnan genom enstaka kombination från strålnings- samt konvektiva processer.
Detta hindrar himlakroppen ifrån för att kollapsa vid sig egen från den grundlig gravitationen samt alstrar ett stjärnvind, likt tillsammans tillsammans strålning sänds ut ifrån ytan.[1]
Dubbelstjärnor samt multistellära stjärnsystem består från numeriskt värde alternativt fler stjärnor vilket existerar gravitationellt bundna mot varandra.
angående avståndet mellan dessa existerar relativt kreditkort, är kapabel dem gravitationella krafterna erhålla ett avgörande resultat vid deras utveckling.[2]
Observationshistoria
[redigera | redigera wikitext]Människan äger sett upp mot stjärnorna sedan civilisationens morgon, sannolikt ännu längre.
Strävan efter insikt äger ständigt berättigat studier från himlafenomen både till religiösa samt ceremoniella syften såväl likt till navigation. tillsammans med hjälp från den mänskliga fantasin föddes idén tillsammans stjärnbilder, vilka ofta fanns sammanflätade tillsammans den lokala religionen.[3] Systemet tillsammans stjärnbilder förbättrades samt vidareutvecklades beneath detta andra årtusendet f.Kr.
från babylonerna likt gav dem nuvarande stjärnbilderna inom Zodiaken sina namn. dem skapade även astronomiska kalendrar vilket fokuserade vid fenomen liksom kunde användas till för att följa årstiderna. Även civilisationen inom Forntida Egypten innehade framstående kunskaper inom astronomi samt astrologi. Detta bevisas bland annat från för att världens äldsta bevarade samt precist daterade (1534 f.Kr.) karta över stjärnor hittats inom närheten från Luxor, Egypten.[4]
Astronomerna inom Antikens Grekland samt Romarriket stod på grund av nästa stora steg inom utvecklingen.
Bland annat ägde Hipparchos från Nicea turen för att observera ett supernova inom stjärnbilden Skorpionen vilket fick honom för att tvivla vid oföränderligheten hos himlasfären.[5] beneath den grekiska storhetstiden tilldelades stjärnbilderna namn ifrån den grekiska mytologin. Även enstaka speciell samling "stjärnor" liksom grekerna kallade πλανῆται (planētai, vandrare) fick namn efter några från Olympens gudar, dessa verkade röra sig inom förhållande mot dem övriga stjärnorna samt fanns förstås detta oss idag vet ej existerar stjärnor utan solsystemetsplaneter.
Under detta 11:e århundradet, då astronomin ägde stagnerat inom detta djupt kristna Europa, föreslog den persiske astronomen al-Biruni för att Vintergatsbandet kunde utgöras från enstaka möte nebulösa stjärnor.[6] Någon bestämd ett antagande eller en förklaring som föreslås för att förklara något ifall dessa på grund av oss mera ljussvaga stjärnors område inom kosmos framlade han däremot ej.
Även dåtidens kinesiska astronomer insåg, noggrann likt Hipparchos före dem, för att himlens stjärnor ej plats oförändrade samt för att nya kunde uppstå var inga fanns förut. vilket dem såg fanns supernovor, vilka dem mödosamt noterade.[7]
År 1584 publicerade Giordano Bruno sitt verk De l'infinito universo e mondi var han menade för att stjärnorna fanns andra solar samt för att runt dem kunde planeter såsom liknade jorden finnas.[8] till för att förklara varför stjärnorna behöll sina avstånd ifrån varandra föreslog Isaac Newton för att dem fanns jämnt spridda inom varenda riktningar.[9]William Herschel, såsom upptäckte dubbelstjärnorna, plats den inledande astronomen vilket försökte mäta upp fördelningen från stjärnor inom universum.
1785 utförde han enstaka målinriktad serie mätningar från 600 delar från sky samt noterade antalet stjärnor inom varenda. vad han fann fanns för att tätheten från stjärnor ökade åt en visst håll vid sky, vilket fanns Vintergatans centrum, inom stjärnbilden Skytten.[10]
Joseph von Fraunhofer samt Angelo Secchi plats numeriskt värde pionjärer inom den stellära spektroskopin, vilket anses existera startpunkten på grund av den moderna astronomin.
dem numeriskt värde astronomerna jämförde spektrum ifrån solen tillsammans med dem från andra stjärnor, mot modell Sirius, samt fann skillnader vilket gäller spektrallinjernas tjocklek samt antal. tid 1865 införde Secchi en struktur på grund av för att kategorisera stjärnorna efter deras spektrum,[11] dock detta nuvarande systemet utvecklades från Annie Jump kanon.
Under 1900-talet skedde stora framsteg inom stjärnforskningen samt en värdefullt verktyg på grund av detta fanns fotografin (och den ifrån denna avledda spektrografin, studiet från stjärnornas spektra). Karl Schwarzschild upptäckte för att ett stjärnas färg, samt därmed dess verksamma temperatur, kunde bli mättad genom för att jämföra stjärnornas magnituder nära olika frekvenser.
en viktigt steg till för att visualisera stjärnornas olika typer samt attribut genomfördes 1913 oberoende från varandra från Ejnar Hertzsprung samt Henry Norris Russell, nämligen Hertzsprung–Russell-diagrammet. Senare varianter utvecklades till för att förklara den dynamiska utvecklingen hos stjärnorna. Samtidigt gjordes stora framsteg inom kvantmekaniken vilket tillät för att olika företeelser hos stjärnornas spektrum kunde förklaras samt därmed kunde man tillsammans med hjälplig noggrannhet att fatta beslut eller bestämma något den kemiska sammansättningen hos stjärnornas atmosfärer.[12]
Ett från dem största genombrotten beneath senare period inom stjärnforskningen äger varit upptäckten för att vissa stjärnor besitter egna planeter, således kallade exoplaneter.
detta inledande stjärnsystemet såsom upptäcktes äga planeter fanns pulsarenPSR B1257+12 såsom 1990 konstaterades äga en planetsystem.[13] Fram mot oktober 2008 ägde totalt 313 exoplaneter bekräftats.[14]
Stjärnbeteckningar
[redigera | redigera wikitext]Cirka tid 1600 började man producera tryckta stjärnatlaser. Den tyske amatörastronomen Johann Bayer skapade enstaka rad stjärnkartor på grund av olika regioner vid sky samt använde grekiska tecken liksom beteckningar till stjärnorna inom varenda stjärnbild, en struktur vilket idag kallas Bayerbeteckning.
Välkänt modell existerar Alfa Centauri. Senare uppfann den engelske astronomen John Flamsteed en annat struktur tillsammans med siffror likt senare skulle bli känt vilket Flamsteedbeteckning. modell vid Flamsteed-beteckning existerar 51 Pegasi. en antal ytterligare struktur äger därefter tillkommit sedan nya stjärnkataloger besitter konstruerats, dock dem numeriskt värde ursprungliga existerar ännu inom bruk.
Den enda organisation såsom från detta vetenskapliga samfundet erkänts äga riktig för att att ge ett namn till någon eller något stjärnor samt andra himlakroppar existerar den Internationella Astronomiska Unionen (IAU).[15] en antal privata företag (till modell International Star Registry) utger sig på grund av för att sälja namn vid stjärnor, dock dessa namn existerar ej erkända från vetenskapssamfundet samt används ej heller från detta.[15] flera inom detta astronomiska samfundet ser dessa företags affärer såsom bedrägerier, eftersom dem drar nytta från människors okunskap ifall hur stjärnor får sina namn.[16]
Mätenheter
[redigera | redigera wikitext]De flesta parametrarna hos stjärnor uttrycks inom SI-enheter såsom standard, dock CGS-enheter brukas även (till modell mäts ofta luminositet inom erg per sekund).
Massa, luminositet samt radie ges ofta inom solenheter, baserat vid solens egenskaper:
solmassa: kg[17] solluminositet: watt[17] solradie: m[18]
Större längder, såsom radien vid ett jättestjärna alternativt den halva storaxeln hos enstaka dubbelstjärna uttrycks ofta inom astronomiska enheter (AU), vilket motsvarar medelavståndet mellan jorden samt solen (150 miljoner km).
Skapelse samt utveckling
[redigera | redigera wikitext]Stjärnor bildas inom molekylmoln såsom kallas till nebulosor, stora regioner tillsammans upphöjd densitet (men kvar lägre täthet än inom enstaka vakuumkammare vid jorden), inom detta interstellära mediet. Dessa moln består huvudsakligen från väte, tillsammans med ungefär 23–28 % helium samt enstaka mindre sektion tyngre ämnen.
en modell vid ett sådan födelseplats till stjärnor existerar Orionnebulosan.[19] då stjärnor bildas ifrån dessa moln lyser dem upp dem samt joniserar dem vilket skapar enstaka sålunda kallad H II-region.
Bildandet från ett protostjärna
[redigera | redigera wikitext]Bildandet från enstaka himlakropp börjar tillsammans med enstaka gravitationell instabilitet inuti en molekylmoln, något liksom ofta utlöses från chockvågor ifrån enstaka supernova alternativt genom ett kollision från numeriskt värde galaxer (dessa existerar kända såsom starburstgalaxer).
då enstaka område äger nått enstaka väsentlig densitet samt kriteriet på grund av Jeans-instabiliteten uppnåtts, börjar detta kollapsa från sin personlig gravitation.
När molnet kollapsar bildar anhopningar från stoft samt gas vad vilket kallas till Bok-globuler. Dessa är kapabel innehålla ämne motsvarande upp mot 50 solmassor. då ett globul kollapsar samt densiteten ökar omvandlas den gravitationella energin mot värme samt temperaturen stiger.
ett protostjärna bildas inom globulens kärna då sammandragningen äger nått kriteriet på grund av hydrostatisk jämvikt.[20] Dessa nya stjärnor existerar ofta omringade från ett protoplanetarisk disk.
Nya stjärnor tillsammans mindre än numeriskt värde solmassor kallas T-Tauri-stjärnor samt stjärnor tillsammans större massor Herbig-Ae/Be-stjärnor.
Dessa nyfödda stjärnor sänder ut höghöjdsströmmar från gas längs sin rotationsaxel, vilket skapar en fenomen kallat Herbig-Haro-objekt.[21]
Huvudserien
[redigera | redigera wikitext]Stjärnor tillbringar omkring 90 % från sin livstid tillsammans med för att slå samman väte mot helium inom reaktioner beneath högt tryck samt upphöjd temperatur nära kärnan.
liknande stjärnor sägs tillhöra huvudserien. Vätefusionen sker via proton-protonkedjan inom mindre stjärnor samt via CNO-cykeln inom större stjärnor. Efterhand likt andelen helium inom kärnan växer, samt andelen väte därmed blir jämnt fördelat mindre, ökar stjärnans temperatur samt luminositet på grund av för att fusioneringstakten bör behärska behållas uppe.[22] Solen, mot modell, äger uppskattats ökat sin luminositet tillsammans omkring 40 % sedan den nådde huvudserien till 4,6 miljarder tid sedan.[23]
Alla stjärnor skapar ett stjärnvind från partiklar såsom orsakar en kontinuerligt utflöde från gas mot rymden.
på grund av dem flesta stjärnor existerar kvantiteten ämne såsom missa försumbar. Solen förlorar vid detta sätt 10−14 solmassor varenda tid alternativt ungefär 0,01 % beneath dess totala livslängd.[24] många massiva stjärnor är kapabel dock förlora mellan 10−7 samt 10−5 solmassor varenda tid, vilket får ett avgörande inverkan vid deras utveckling.[25] Supermassiva stjärnor liksom börjar tillsammans mer än 50 solmassor förmå förlora ovan hälften från sin massa beneath tiden dem tillhör huvudserien.[26]
Tiden enstaka himlakropp tillbringar vid huvudserien beror framförallt vid den mängd bränsle den besitter för att förbränna samt vilken hastighet den förbränner detta bränsle tillsammans med - tillsammans med andra mening vid dess ursprungliga massa samt dess luminositet.
till solen uppskattas denna tidsperiod artikel ungefär 10 miljarder kalenderår. Större stjärnor använder sitt bränsle många snabbt samt existerar kortlivade, tillsammans med astronomiska mått mätt. Små stjärnor, kallade röda dvärgar, å andra sidan använder upp bränslet många långsamt, vilket förmå erhålla detta för att räcka inom tiotals alternativt hundratals miljarder kalenderår.
Dessa tyngre ämnen kallas inom astronomin för metaller, även om många av ämnena inte anses vara metaller i vanliga sammanhang, och måttet på andelen tyngre ämnen benämns därför som metallicitetnära slutet från deras liv blir dem helt enkelt allt mer ljussvaga samt förändras mot senaste mot svarta dvärgar.[27] dock eftersom livstiden hos röda dvärgar existerar långt ovan universums förmodade ålder vid 13,7 miljarder tid, skulle fynd från enstaka mörk dvärg medföra för att någon gällande teori måste omprövas.
Förutom massa förmå även andelen grundämnen tyngre än helium spela ett avgörande roll inom stjärnors tillväxt.
Inom astronomin betraktas varenda ämnen tyngre än helium liksom "metalliska" samt den kemiska koncentrationen från dessa ämnen kallas metallicitet. Denna metallicitet är kapabel påverka hur utdragen tidsperiod detta tar på grund av enstaka himlakropp för att förbränna sitt bränsle, granska bildandet från magnetiska fält samt ändra styrka hos stjärnvinden.[28][29] Äldre stjärnor, sålunda kallade population II-stjärnor, äger markant lägre metallicitet än yngre population I-stjärnor vid bas från sammansättningen från molekylmolnen dem skapades inom.
Detta beror vid för att vissa moln anrikas tillsammans tyngre ämnen efterhand vilket äldre stjärnor dör samt stöter försvunnen stora delar från sin ämne.
Efter huvudserien
[redigera | redigera wikitext]När stjärnor tillsammans ett massa vid minimalt 0,4 solmassor använder upp sitt förråd från väte inom sin kärna, börjar deras yttre delar expandera våldsamt samt kylas ner, vilket förvandlar himlakroppen mot enstaka skarlakansröd jätte.[27] angående ungefär 5 miljarder kalenderår, då solen existerar ett skarlakansröd jätte, kommer den bli sålunda massiv för att den kommer sluka Merkurius samt eventuellt även venus.
Modeller förutspår för att solen kommer expandera ut mot omkring 99 % från avståndet mot jorden idag (1 AU). Samtidigt beräknas dock jordens väg eller spår expandera mot ungefär 1,7 AU vid bas från solens negativt resultat från massa samt därmed tros jorden undvika ödet för att bli enstaka sektion från solen.[30] Jorden kommer emellertid för att berövas vid sin atmosfär samt ocean eftersom solens luminositet kommer för att öka tusenfalt.
I ett skarlakansröd jätte upp mot 2,25 solmassor fortsätter vätefusion inom en skallager omkring kärnan.[31] mot senaste existerar kärnan tillräckligt komprimerad på grund av för att starta heliumfusion samt himlakroppen krymper idag igen inom radie samt ökar sin yttemperatur. på grund av större stjärnor förändras kärnreaktionerna inom kärnan direkt ifrån fusion från väte mot fusion från helium.[32]
Sedan himlakroppen äger förbrukat sitt helium inom kärnan fortsätter fusionen inom en skal runt ett varm kärna från kol samt syre.
himlakroppen följer sedan ett tillväxt vilket påminner ifall den inledande fasen såsom skarlakansröd jätte, dock nära högre yttemperatur.
Massiva stjärnor
[redigera | redigera wikitext]Under sin fas från heliumförbränning expanderar stjärnor tillsammans väldigt upphöjd massa (mer än nio solmassor) mot röda superjättar.
då detta bränsle existerar förbrukat inom kärnan förmå dem gå vidare slå samman tyngre ämnen än helium. Kärnan dras samman mot dess för att temperaturen samt trycket existerar tillräckligt stort till för att slå samman kol. Denna process fortsätter tillsammans med successiva stadier drivna från syre, neon, kisel samt svavel.
En stjärna som vår sol bildas på ungefär 50 miljoner år från det att nebulosan uppstår och börjar kollapsa till att den börjar skina på grund av kärnfusionen i stjärnans inremånga nära slutet vid stjärnans livstid förmå fusion ske inom skal inom himlakroppen (påminner angående enstaka lök inom uppbyggnad). varenda skal förbränner en särskilt kurs var detta yttersta skalet förbränner väte, nästa skal förbränner helium samt därför vidare, dock ej samtidigt.[33]
Det sista stadiet nås då himlakroppen börjar forma järn. eftersom järnkärnor existerar mer tätt bundna än varenda tyngre ämnen skulle fusion från järn ej lösgöra energi utan tvärtemot förbruka energi.[31] inom supermassiva stjärnor bildas därför enstaka massiv kärna från järn.
Dessa tunga ämnen är kapabel ta sig upp mot ytan hos stjärnorna vilka då kallas Wolf-Rayet-stjärnor vilket äger enstaka tät stjärnvind vilken stöter försvunnen den yttre atmosfären.
Kollaps
[redigera | redigera wikitext]En utvecklad genomsnittlig himlakropp kommer för tillfället stöta försvunnen sina yttre lager mot ett planetarisk nebulosa.
ifall detta likt därefter återstår existerar mindre än 1,4 solmassor, krymper den mot en relativt litet objekt (ungefär jordens storlek) vilket ej existerar massivt nog på grund av för att komprimeras ytterligare. Dessa kompakta objekt kallas vita dvärgar.[34] Den degenererade massan inuti ett ljus dvärg existerar ej längre en plasma, även ifall stjärnor allmänt beskrivs såsom klot från plasma.
Vita dvärgar kommer mot senaste kylas ner mot svarta dvärgar efter ett många utdragen period.
I mer massiva stjärnor (över 1,4 solmassor) kommer fusion för att gå vidare fram mot för att järnkärnan äger planta sig sålunda massiv för att den ej längre kunna stödja sin personlig massa. eftersom fusionen från järn ej existerar ett exoterm reaktion avslutas detta utåtgående termiska trycket liksom tidigare hindrat himlakroppen ifrån för att komprimeras vidare från gravitationen.
Kärnan kommer plötsligt för att kollapsa då trycket blir således stort för att elektronerna trycks in inom protonerna vilket bildar neutroner samt neutriner inom en eruption från inverterat betasönderfall. Den enklare materian inom dem yttre delarna från himlakroppen faller omgående in mot neutronkärnan samt kastas sedan våldsamt tillbaka utåt inom enstaka supernovaexplosion, vid identisk sätt liksom enstaka våg "studsar" igen då den möter enstaka skiljevägg.
Nya stjärnor bildas av så kallad interstellär materia, det vill säga gas och stoft mellan stjärnornaSupernovor existerar således kraftfulla för att dem till enstaka betalkort period är kapabel lysa starkare än all galaxen dem befinner sig inom. då dem inträffar inom Vintergatan äger dem historiskt observerats såsom nya stjärnor var ingen fanns förut.[35]
Huvuddelen från materian inom himlakroppen blåses försvunnen från supernovaexplosionen (vilket bildar nebulosor såsom Krabbnebulosan[35]) samt vad vilket kvarstår existerar kompakta objekt såsom ett neutronstjärna (som ibland yttrar sig såsom enstaka pulsar) alternativt, på grund av dem allra tyngsta stjärnorna tillsammans med enstaka kvarvarande massa vid ovan fyra solmassor, en sålunda kallat mörk hål.[36] inom enstaka neutronstjärna existerar all ämne inom en status känt såsom neutrondegenererad ämne, kanske tillsammans ett än mer exotisk typ från degenererad ämne inom kärnan, QCD-materia.
Inom svarta hål existerar materian inom en status likt ännu ej förstås från vetenskapen. dem yttre bortstötta lagren från döda samt döende stjärnor innehåller tyngre ämnen likt förmå återvinnas beneath bildandet från nya stjärnor. Detta existerar nödvändigt till för att jordlika planeter bör uppstå likt nästan uteslutande består från tunga ämnen.
Utflödet ifrån supernovor samt stjärnvinden agerar enstaka betydelsefull roll till detta interstellära mediets egenskaper.[35]
Fördelning samt antal
[redigera | redigera wikitext]Förutom isolerade stjärnor vilket solen är kapabel en stjärnsystem bestå från flera mot varandra gravitationellt bundna stjärnor.
Den vanligaste typen från en flerstjärnigt struktur existerar dubbelstjärnor, dock struktur tillsammans tre alternativt fler stjärnor besitter även hittats. från stabilitetsskäl existerar dessa oftast organiserade vid särskilda sätt. på grund av struktur tillsammans med tre stjärnor mot modell existerar detta vanliga för att numeriskt värde från dem roterar runt varandra vid relativt nära håll medan den tredjeplats roterar runt dem båda andra vid betydligt längre avstånd.
Större grupper finns även. Dessa kunna artikel allt ifrån löst bundna stjärnor likt rör sig tillsammans inom ett galax (en således kallad stjärndrift, eng.moving group), stjärnassociationer (stjärnor såsom antas äga fötts tillsammans) samt stjärnhopar från olika typer. Stora klotformade stjärnhopar förmå innehålla flera hundra tusen stjärnor, samt inom dem största stjärnhoparna (superstjärnhopar[37]) är kapabel detta finnas flera miljoner stjärnor.
Det besitter länge felaktigt antagits för att majoriteten från stjärnorna befinner sig inom gravitationellt bundna flerstjärniga struktur. på grund av väldigt massiva klass O- samt B-stjärnor äger man länge känt mot för att endast ett små andel, omkring 20 %, existerar utan sällskap. ifrån detta antogs för att ungefär identisk förhållande gäller till samtliga stjärnor.
dock riktade undersökningar mot stjärnor tillsammans nedsänkt massa besitter demonstrerat för att andelen enkelstjärnor ökar ju längre ner inom storlek man går samt till röda dvärgar existerar förhållandet nästan omvänt tillsammans 75 % utan sällskap stjärnor. eftersom omkring 85 % från varenda stjärnor antas artikel röda dvärgar existerar dem flesta stjärnor sannolikt ensamma.[38]
Stjärnor existerar ej enhetligt utspridda ovan universum utan existerar normalt grupperade inom galaxer tillsammans tillsammans interstellär gas samt stoft.
ett typisk galax innehåller hundratals miljarder stjärnor, samt detta finns mer än 100 miljarder galaxer inom detta observerbara universumet.[39] Tidigare trodde man för att stjärnor bara kunde finnas inom galaxer, dock sedan 1997 äger även intergalaktiska stjärnor upptäckts.[40] Totalt uppskattas detta finnas åtminstone 3×1023 (300 triljarder alternativt 300 000 000 000 000 000 000 000 stycken) stjärnor inom detta observerbara universumet.[41] detta existerar ungefär lika flera vilket antalet celler inom samtliga idag befintlig människor sammantaget.
Den närmsta himlakroppen sett ifrån jorden, förutom solen, existerar Proxima Centauri, liksom existerar 4,2 ljusår försvunnen, vilket motsvarar 39,9 tusen miljarder (1012) kilometer. detta tar därmed 4,2 kalenderår på grund av ljus ifrån Proxima Centauri för att nå jorden. Skulle man färdas tillsammans med identisk hastighet vilket den rymdfärjorna uppnår (omkring 30 000 km/h) skulle detta ta runt 150 000 tid för att åka dit.[42] Detta existerar en ganska normalt avstånd inom den galaktiska disken inklusive inom solsystemets omgivning.[43] Stjärnor kunna artikel många närmare varandra nära galaxers kärnor alternativt inom klotformiga stjärnhopar, samt många längre ifrån varandra inom den galaktiska halon.
På bas från dem relativt långa avstånden mellan stjärnor utanför galaxkärnorna anses kollisioner artikel ovanliga. inom tätare regioner liksom inom kärnan från dem klotformiga stjärnhoparna alternativt inom dem galaktiska kärnorna kunna detta existera vanligare.[44] liknande kollisioner tros behärska leda till inom vad såsom existerar känt såsom azurblå eftersläntrare (eng.blue stragglers).
Dessa ovanliga stjärnor besitter enstaka högre yttemperatur (och därmed blåare färg) än andra huvudseriestjärnor tillsammans med identisk luminositet inom stjärnhopen.[45]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Nästan varenda attribut hos ett himlakropp bestäms från dess ursprungliga massa, inklusive viktiga attribut liksom luminositet samt storlek, såväl likt stjärnans tillväxt, livslängd samt öde.
Ålder
[redigera | redigera wikitext]De flesta stjärnor existerar mellan 1 samt 10 miljarder kalenderår gamla. Vissa är kapabel mot samt tillsammans med existera därför gamla såsom närmare 13,80 ± 0,037 miljarder tid, vilket motsvarar universums förmenta ålder i enlighet med mätningar tillsammans Planckteleskopet.[46] Den äldsta himlakroppen såsom ägde upptäckts tid 2007, HE 1523-0901, äger ett ålder såsom äger uppskattats mot 13,2 miljarder år.[47] Sedan dess besitter rekordet erövrats (2013) från HD 140283, även kallad Metusalem-stjärnan, tillsammans 14,5 ± 0,8 miljarder år.[46] Trots för att värdet överstiger gällande ålder till Universum, sålunda existerar mätnoggrannheten ej tillräcklig på grund av för att motivera revision från Big bang-teorin.
Ju mer massiv enstaka himlakropp existerar desto mindre blir dess livslängd, främst eftersom större stjärnor besitter högre tryck inom sin kärnregion, vilket får dem för att slå samman väte snabbare. dem helt största stjärnorna besitter ett livslängd vid omkring 10 miljoner kalenderår, medan dem minsta röda dvärgarna är kapabel leva sålunda länge likt flera hundra miljarder år.[48][49]
Kemisk sammansättning
[redigera | redigera wikitext]När ett himlakropp bildas består dess massa från ungefär 70 % väte samt 28 % helium samt enstaka mindre andel tyngre grundämnen.
Dessa tyngre ämnen kallas inom astronomin till metaller, även ifall flera från ämnena ej anses existera metaller inom vanliga kontext, samt måttet vid andelen tyngre ämnen benämns därför liksom metallicitet.
Stjärnan kommer sedan under sin livstid att omvandla väte till helium och andra tyngre grundämnen, vilka bestäms av stjärnans massaVanligen mäter man andelen tyngre ämnen genom för att undersöka andelen järn inom stjärnans atmosfär. Detta görs eftersom järn existerar en vanligt material vilket existerar enkelt för att upptäcka samt mäta. eftersom dem molekylmoln var stjärnor bildas fast berikas tillsammans tyngre ämnen ifrån supernovaexplosioner förmå enstaka sådan mätning ge enstaka perception angående stjärnans ålder.[50]
Det besitter demonstrerat sig för att dem stjärnor man upptäckt, vilket besitter planeter, besitter enstaka högre andel tyngre ämnen än genomsnittet, vilket betyder för att den kemiska sammansättningen omvänt är kapabel användas vilket ett markör till hur sannolikt detta existerar för att himlakroppen äger stora detekterbara planeter.[51] Förhållandet anses bero vid för att enstaka högre andel tyngre ämnen snabbar vid processen för att forma dem "frön", sålunda kallade planetesimaler samt protoplaneter, likt sålunda småningom utvecklas mot planeter.
på grund av för att stora gasjättar vilket enkelt förmå upptäckas ifrån jorden bör bildas måste eventuella planetkärnor äga uppnått enstaka väsentlig storlek på grund av för att dra mot sig ett massiv sektion från gasen inom omgivningen innan protostjärnan blåser försvunnen gasmolnen tillsammans med sin kraftiga stjärnvind.[52]
Stjärnan tillsammans lägst uppmätta järnhalt således denna plats långt existerar dvärgstjärnan HE1327-2326 tillsammans med bara 0,005 ‰ från solens järnhalt.[53] Samtidigt finns stjärnor såsom Rasalas tillsammans nästan dubbelt därför många järn liksom solen samt 14 Herculis, likt äger demonstrerat sig äga en planetsystem, tillsammans nästan tre gånger mer järn.[54] detta finns även kemiskt avvikande stjärnor liksom visar ovanligt rikliga mängder från vissa ämnen inom sina spektra, speciellt krom samt sällsynta jordartsmetaller.[55]
Diameter
[redigera | redigera wikitext]På bas från deras stora avstånd ifrån jorden tycks samtliga stjärnor utom solen artikel briljant punkter vid natthimlen till detta mänskliga ögat.
dem ser ofta ut för att blinka med ögon vid bas från fluktuation inom lufttäthet inom jordens atmosfär. Dessa temperaturskillnader samt rörelser inom luften får ljuset för att brytas från inom något olika riktningar vilket får oss för att tro för att himlakroppen blinkar, dock detta existerar bara enstaka illusion. Solen existerar även enstaka himlakropp, dock den existerar nära nog till för att ögat bör uppfatta den liksom ett yta istället till enstaka punkt.
Förutom solen existerar den himlakropp såsom besitter störst diameter sett ifrån jorden R Doradus tillsammans bara 0,057 bågsekunder.[56]
De flesta stjärnor äger ett alldeles till små vinkeldiameter till för att behärska observeras ifrån jorden vilket mer än ett punkt tillsammans nuvarande markbaserade optiska teleskop. Därför används istället interferometriska teleskop till för att avbilda dessa objekt.
ett ytterligare teknik på grund av för att mäta vinkeldiametern existerar genom ockultation. Genom för att sålunda precist vilket möjligt mäta upp ljusstyrkan hos ett himlakropp noggrann då den försvinner på baksidan månen (eller ökningen inom ljusstyrka då den dyker upp igen), kunna stjärnans vinkeldiameter beräknas.[57]
Stjärnor varierar inom storlek ifrån neutronstjärnor, vilka existerar mellan 20 samt 40 km inom diameter, mot superjättar liksom Betelgeuse inom stjärnbildenOrion tillsammans enstaka diameter omkring 650 gånger större än solens (omkring 0,9 miljarder kilometer).
Betelgeuse äger dock ett betydligt lägre densitet än solen.[58]
Stjärnornas rörelser
[redigera | redigera wikitext]Rörelser hos ett himlakropp relativt solen är kapabel, beroende vid omständigheterna, ge värdefull upplysning angående stjärnans ursprung samt ålder. Man förmå mot modell att fatta beslut eller bestämma något angående enstaka himlakropp existerar gravitationellt bunden mot enstaka lag andra stjärnor samt därför är kapabel misstänkas äga en gemensamt ursprung tillsammans dem övriga.
Mätningar från stjärnors rörelser existerar även viktiga till för att man bör förstå strukturen samt dynamiken hos galaxen. Rörelsen delas upp inom numeriskt värde komponenter, radialhastighet liksom existerar riktad mot alternativt ifrån solen, samt enstaka tangentiell komponent liksom kallas stjärnans egenrörelse.
Radialhastigheten mäts genom dopplerförskjutningen hos stjärnans spektrallinjer samt anges inom enheten km/s.
Vad är protostjärnor? Protostjärnor är de första stegen i en stjärnas liv när gas och stoft dras samman av gravitation och bildar en roterande klumpEgenrörelsen mäts tillsammans precisa astronomiska instrument samt mäts inom millibågsekunder per kalenderår. Genom för att mäta upp stjärnans parallax förmå sedan egenrörelsen omvandlas mot hastighet. Stjärnor tillsammans med upphöjd egenrörelse existerar sannolika för att existera relativt nära solen, vilket fullfölja dem mot goda kandidater på grund av parallaxmätningar.[59]
När båda hastigheterna existerar kända kunna rymdhastigheten på grund av himlakroppen inom förhållande mot solen alternativt galaxen beräknas.
Bland något som ligger nära eller är i närheten stjärnor äger detta konstaterats för att population I-stjärnor allmänt besitter lägre hastigheter än äldre population II-stjärnor. dem senare besitter elliptiska banor vilket existerar vinklade mot galaxens plan.[60] Jämförelser från rörelserna hos något som ligger nära eller är i närheten stjärnor äger även lett mot upptäckten från stjärnassociationer.
Dessa existerar tillsammans största sannolikhet grupper från stjärnor liksom delar ett gemensam ursprungsplats inom dem jättelika molekylmolnen.[61]
Magnetiska fält
[redigera | redigera wikitext]En stjärnas magnetiska fält skapas inom dem inre regionerna var konvektiv cirkulation sker.
Dessa rörelser från inflytelserik plasma fungerar såsom enstaka dynamo samt genererar magnetiska fält liksom sträcker sig genom himlakroppen. styrka vid fältet varierar tillsammans massa samt sammansättning medan kvantiteten ytaktivitet beror vid stjärnans rotationshastighet. Denna ytaktivitet skapar stjärnfläckar liksom existerar regioner tillsammans starka magnetiska fält samt lägre temperatur än normalt.
Loopar inom koronan existerar bågar från magnetiska fält vilket sträcker sig ut inom koronan ifrån aktiva regioner. Solutbrott existerar våldsamma eruption ifrån solytan från högenergipartiklar såsom sänds ut vid bas från identisk magnetiska aktivitet.[62]
Unga, snabbt roterande stjärnor tenderar äga höga nivåer från ytaktivitet vid bas från deras magnetiska fält.
Dessa fält kunna påverka stjärnans solvind, vilket fungerar såsom ett broms såsom sakta dock säkert saktar in stjärnans cirkelrörelse efterhand den blir äldre. Därmed äger äldre stjärnor likt solen enstaka många lägre rotationshastighet samt ett lägre ytaktivitet. Aktiviteten hos långsamt roterande stjärnor varierar normalt inom cykler samt förmå nästan helt försvinna beneath vissa perioder.[63] beneath Maunderminimum, mot modell, ägde solen ett nästan 70-årig period nästan utan solfläckar.
Massa
[redigera | redigera wikitext]En från dem maximalt massiva stjärnorna man känner mot existerar Eta Carinae tillsammans med således många liksom 100–150 solmassor.[64] Den förväntas erhålla en många betalkort liv, en par miljoner tid såsom maximalt. ett forskning från Archesstjärnhopen antyder för att 150 solmassor förmå existera nära den övre gränsen på grund av stjärnor inom universums nuvarande era.[65] Bakgrunden mot den denna plats gränsen existerar ej helt känd, dock den beror delvis vid Eddington-luminositeten, vilken definierar den största mängd luminositet likt är kapabel passera genom ett stjärnas atmosfär utan för att trycka ut denna tillsammans sig.
De inledande stjärnorna för att bildas efter Big Bang kunna äga varit större, upp mot 300 solmassor alternativt mer[66], vid bas från för att deras sammansättning helt saknade ämnen tyngre än litium.
En stjärna bildas genom gravitationell sammanfogning av gas och stoft i en molekylär molnDen generationen supermassiva population III-stjärnor existerar dock sedan länge borta samt dem förekommer på grund av närvarande bara vilket teoretiska objekt.
Med ett massa vid enbart 93 jupitermassor existerar AB Doradus C ett från dem minsta kända stjärnorna såsom äger enstaka energisk fusionsprocess inom sitt inre.[67] till stjärnor tillsammans ett metallicitet såsom liknar solens beräknas den teoretiskt minsta tänkbara massan till för att kvar behärska slå samman väte inom kärnan, existera ungefär 75 jupitermassor.[68][69] Mindre stjärnor än sålunda kallas bruna dvärgar, vilka hör mot en uselt definierat region mellan stjärnor samt gasjättar.
Hos dessa förekommer ingen fusion inom kärnan.
Kombinationen från radie samt massa hos ett himlakropp avgör ytgravitationen. Jättestjärnor äger ett många lägre ytgravitation än huvudseriestjärnor medan motsatsen gäller på grund av degenererade, kompakta stjärnor vilket vita dvärgar. Ytgravitationen är kapabel påverka utseendet vid stjärnans spektrum, var upphöjd gravitation förmå orsaka enstaka breddning från absorptionslinjerna.[12]
Rotation
[redigera | redigera wikitext]Rotationshastigheten hos stjärnor är kapabel approximeras genom spektroskopiska mätningar alternativt mer noggrant avgöras genom för att spåra stjärnfläckar.
Unga stjärnor är kapabel äga ett rotationshastighet högre än 100 km/s nära ekvatorn. B-klass-stjärnan Achernar, mot modell, äger enstaka rotationshastighet nära ekvatorn vid minimalt 225 km/s. Detta fullfölja för att diametern ovan ekvatorn existerar läka 50 % större än mellan polerna. Den hastigheten existerar ej långt ifrån den kritiska hastighet vid 300 km/s liksom skulle betyda för att himlakroppen bryts isär.[70] vilket jämförelse roterar solen endast ett gång per 25–35 dagar tillsammans med enstaka ekvatorialhastighet vid 1,994 km/s.
Stjärnans område runt en magnet där magnetiska krafter verkar samt stjärnvind saktar efterhand ner huvudseriestjärnor tillsammans med enstaka avgörande mängd.[71]