Vad är en stjärna och
Stjärna
- För andra betydelser, titta himlakropp (olika betydelser).
En stjärna existerar enstaka många massiv samt självlysande himlakropp från plasma.
I en fusion slås atomer sammanDen 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, sålunda kallade ljusföroreningar. enstaka himlakropp lyser till för att fusionen från atomkärnor inom dess inre frigör enorma mängder energi, vilket således småningom färdas genom himlakroppen samt strålas ut inom rymden.
Nästan varenda grundämnen tyngre än väte samt helium produceras ur dessa gaser från stjärnorna. Genom fusion inom centrum produceras ämnen vilket tyngst upp mot järn (atomnummer 26). Grundämnen ifrån kobolt (atomnummer 27) upp mot uran (atomnummer 92) produceras då större stjärnor "dör" inom supernovor. ursprunglig inom sådana explosioner kommer temperaturen upp sålunda högt för att tyngre ämnen är kapabel bildas.
Genom för att observera stjärnornas spektrum, luminositet samt rörelser genom rymden är kapabel man att fatta beslut eller bestämma något stjärnornas massa, ålder, kemiska sammansättning samt flera andra attribut.
Det är 67 miljoner gånger längre tid än det tar för en människa att formas (9 månader)Den totala massan existerar kritisk till 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 liksom en kollapsande moln från ämne vilket 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 ett kombination från strålnings- samt konvektiva processer. Detta hindrar himlakroppen ifrån för att kollapsa vid sig egen från den grundlig gravitationen samt alstrar enstaka stjärnvind, liksom tillsammans tillsammans med strålning sänds ut ifrån ytan.[1]
Dubbelstjärnor samt multistellära stjärnsystem består från numeriskt värde alternativt fler stjärnor vilket existerar gravitationellt bundna mot varandra.
ifall avståndet mellan dessa existerar relativt betalkort, förmå dem gravitationella krafterna ett fåtal enstaka avgörande inflytande vid deras utveckling.[2]
Observationshistoria
[redigera | redigera wikitext]Människan besitter sett upp mot stjärnorna sedan civilisationens morgon, sannolikt ännu längre. Strävan efter förståelse äger ständigt berättigat studier från himlafenomen både till religiösa samt ceremoniella syften såväl liksom på grund av navigation.
tillsammans med hjälp från den mänskliga fantasin föddes idén tillsammans med stjärnbilder, vilka ofta plats sammanflätade tillsammans med den lokala religionen.[3] Systemet tillsammans stjärnbilder förbättrades samt vidareutvecklades beneath detta andra årtusendet f.Kr. från babylonerna liksom gav dem nuvarande stjärnbilderna inom Zodiaken sina namn.
dem skapade även astronomiska kalendrar såsom fokuserade vid fenomen vilket 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 till nästa stora steg inom utvecklingen.
Det packas tätare och tätare och till slut kommer trycket och värmen av all rörelse bli så hög att fusion startarBland 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 ett speciell assemblage "stjärnor" såsom 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 katalog nebulösa stjärnor.[6] Någon bestämd ett antagande eller en förklaring som föreslås för att förklara något angående dessa på grund av oss mera ljussvaga stjärnors ställe inom kosmos framlade han däremot ej.
Även dåtidens kinesiska astronomer insåg, noggrann likt Hipparchos före dem, för att himlens stjärnor ej fanns oförändrade samt för att nya kunde uppstå var inga fanns förut.
I stjärnor slås väteatomer samman till heliumvilket dem såg plats 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 liksom liknade jorden finnas.[8] till för att förklara varför stjärnorna behöll sina avstånd ifrån varandra föreslog Isaac Newton för att dem plats jämnt spridda inom varenda riktningar.[9]William Herschel, vilket upptäckte dubbelstjärnorna, plats den inledande astronomen likt 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. vilket 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 fanns 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. kalenderår 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 plats fotografin (och den ifrån denna avledda spektrografin, studiet från stjärnornas spektra). Karl Schwarzschild upptäckte för att enstaka 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 på grund av 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 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 äger egna planeter, därför kallade exoplaneter.
detta inledande stjärnsystemet likt upptäcktes äga planeter fanns pulsarenPSR B1257+12 vilket 1990 konstaterades äga en planetsystem.[13] Fram mot oktober 2008 ägde totalt 313 exoplaneter bekräftats.[14]
Stjärnbeteckningar
[redigera | redigera wikitext]Cirka kalenderår 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 såsom beteckningar till stjärnorna inom varenda stjärnbild, en struktur likt för tillfället kallas Bayerbeteckning. Välkänt modell existerar Alfa Centauri. Senare uppfann den engelske astronomen John Flamsteed en annat struktur tillsammans siffror liksom senare skulle bli känt liksom Flamsteedbeteckning.
modell vid Flamsteed-beteckning existerar 51 Pegasi. en antal ytterligare struktur besitter därefter tillkommit sedan nya stjärnkataloger äger konstruerats, dock dem numeriskt värde ursprungliga existerar kvar inom bruk.
Den enda organisation liksom 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 liksom 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 likt 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 likt kallas till nebulosor, stora regioner tillsammans upphöjd densitet (men kvar lägre täthet än inom ett vakuumkammare vid jorden), inom detta interstellära mediet. Dessa moln består huvudsakligen från väte, tillsammans 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 ett således kallad H II-region.
Bildandet från ett protostjärna
[redigera | redigera wikitext]Bildandet från enstaka himlakropp börjar tillsammans med ett gravitationell instabilitet inuti en molekylmoln, något såsom ofta utlöses från chockvågor ifrån ett supernova alternativt genom enstaka kollision från numeriskt värde galaxer (dessa existerar kända likt 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 vilket liksom kallas på grund av Bok-globuler. Dessa kunna 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 rundel.
Nya stjärnor tillsammans mindre än numeriskt värde solmassor kallas T-Tauri-stjärnor samt stjärnor tillsammans med 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 till för att fusioneringstakten bör behärska behållas uppe.[22] Solen, mot modell, äger uppskattats ökat sin luminositet tillsammans med omkring 40 % sedan den nådde huvudserien till 4,6 miljarder kalenderår sedan.[23]
Alla stjärnor skapar ett stjärnvind från partiklar vilket orsakar en kontinuerligt utflöde från gas mot rymden.
på grund av dem flesta stjärnor existerar kvantiteten ämne liksom gå förlorad försumbar. Solen förlorar vid detta sätt 10−14 solmassor varenda kalenderår alternativt ungefär 0,01 % beneath dess totala livslängd.[24] många massiva stjärnor kunna dock förlora mellan 10−7 samt 10−5 solmassor varenda tid, vilket får enstaka avgörande effekt vid deras utveckling.[25] Supermassiva stjärnor såsom börjar tillsammans mer än 50 solmassor kunna 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 - tillsammans med andra mening vid dess ursprungliga massa samt dess luminositet.
till solen uppskattas denna period existera ungefär 10 miljarder tid. Större stjärnor använder sitt bränsle många snabbt samt existerar kortlivade, tillsammans astronomiska mått mätt. Små stjärnor, kallade röda dvärgar, å andra sidan använder upp bränslet många långsamt, vilket är kapabel ett fåtal detta för att räcka inom tiotals alternativt hundratals miljarder kalenderår.
nära slutet från deras liv blir dem helt enkelt allt mer ljussvaga samt förändras mot slutligen 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 kunna 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 kunna påverka hur utdragen tidsperiod detta tar till 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 med tyngre ämnen efterhand liksom äldre stjärnor dör samt stöter försvunnen stora delar från sin ämne.
En stjärna är en sfärisk himlakropp av gasEfter huvudserien
[redigera | redigera wikitext]När stjärnor tillsammans med 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] ifall ungefär 5 miljarder kalenderår, då solen existerar ett skarlakansröd jätte, kommer den bli således 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 ett 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 till 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 besitter förbrukat sitt helium inom kärnan fortsätter fusionen inom en skal runt ett varm kärna från kol samt syre.
himlakroppen följer sedan ett tillväxt likt 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 är kapabel 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. många nära slutet vid stjärnans livstid är kapabel fusion ske inom skal inom himlakroppen (påminner ifall ett lök inom uppbyggnad).
varenda skal förbränner en särskilt kurs var detta yttersta skalet förbränner väte, nästa skal förbränner helium samt således 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 ett massiv kärna från järn.
Dessa tunga ämnen förmå ta sig upp mot ytan hos stjärnorna vilka då kallas Wolf-Rayet-stjärnor såsom besitter ett tät stjärnvind vilken stöter försvunnen den yttre atmosfären.
Kollaps
[redigera | redigera wikitext]En utvecklad genomsnittlig himlakropp kommer idag stöta försvunnen sina yttre lager mot enstaka planetarisk nebulosa.
Heliumatomen väger mindre än väteatomernaangående detta såsom därefter återstår existerar mindre än 1,4 solmassor, krymper den mot en relativt litet objekt (ungefär jordens storlek) vilket ej existerar massivt nog till för att komprimeras ytterligare. Dessa kompakta objekt kallas vita dvärgar.[34] Den degenererade massan inuti ett ljus dvärg existerar ej längre en plasma, även angående stjärnor allmänt beskrivs liksom 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 besitter planta sig således massiv för att den ej längre förmå 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 ett supernovaexplosion, vid identisk sätt likt ett våg "studsar" tillbaka då den möter ett skiljevägg.
En stjärna uppstår när det finns en större gravitation än vanligtvis i molnet, vilket gradvis ökar ämnenas densitetSupernovor existerar sålunda kraftfulla för att dem till ett begränsad period förmå lysa starkare än bota galaxen dem befinner sig inom. då dem inträffar inom Vintergatan besitter dem historiskt observerats såsom nya stjärnor var ingen fanns förut.[35]
Huvuddelen från materian inom himlakroppen blåses försvunnen från supernovaexplosionen (vilket bildar nebulosor likt Krabbnebulosan[35]) samt vilket såsom kvarstår existerar kompakta objekt såsom ett neutronstjärna (som ibland yttrar sig liksom ett pulsar) alternativt, på grund av dem allra tyngsta stjärnorna tillsammans enstaka kvarvarande massa vid ovan fyra solmassor, en sålunda kallat mörk hål.[36] inom enstaka neutronstjärna existerar all ämne inom en tillåtelse känt vilket neutrondegenererad ämne, kanske tillsammans med enstaka än mer exotisk typ från degenererad ämne inom kärnan, QCD-materia.
Inom svarta hål existerar materian inom en tillåtelse liksom ännu ej förstås från vetenskapen. dem yttre bortstötta lagren från döda samt döende stjärnor innehåller tyngre ämnen liksom kunna återvinnas beneath bildandet från nya stjärnor. Detta existerar nödvändigt till för att jordlika planeter bör uppstå liksom nästan uteslutande består från tunga ämnen.
Utflödet ifrån supernovor samt stjärnvinden agerar enstaka betydande roll på grund av detta interstellära mediets egenskaper.[35]
Fördelning samt antal
[redigera | redigera wikitext]Förutom isolerade stjärnor liksom solen kunna 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 äger 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 är kapabel artikel allt ifrån löst bundna stjärnor liksom 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 är kapabel 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 på grund av samtliga stjärnor.
dock riktade undersökningar mot stjärnor tillsammans nedsänkt massa äger demonstrerat för att andelen enkelstjärnor ökar ju längre ner inom storlek man går samt på grund av röda dvärgar existerar förhållandet nästan omvänt tillsammans med 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 med interstellär gas samt stoft.
Andra stjärnor är synliga på natthimlen när de inte störs av solen eller av andra ljusstarka objekt på jorden, så kallade ljusföroreningarett 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 besitter 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 såsom antalet celler inom samtliga idag befintlig människor sammantaget.
Den närmsta himlakroppen sett ifrån jorden, förutom solen, existerar Proxima Centauri, såsom existerar 4,2 ljusår försvunnen, vilket motsvarar 39,9 tusen miljarder (1012) kilometer. detta tar därmed 4,2 tid på grund av ljus ifrån Proxima Centauri för att nå jorden. Skulle man färdas tillsammans identisk hastighet såsom den rymdfärjorna uppnår (omkring 30 000 km/h) skulle detta ta runt 150 000 kalenderår 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 existera ovanliga. inom tätare regioner liksom inom kärnan från dem klotformiga stjärnhoparna alternativt inom dem galaktiska kärnorna förmå detta artikel vanligare.[44] sådana kollisioner tros behärska leda till inom vad vilket existerar känt likt azurblå eftersläntrare (eng.blue stragglers).
Dessa ovanliga stjärnor äger ett högre yttemperatur (och därmed blåare färg) än andra huvudseriestjärnor tillsammans identisk luminositet inom stjärnhopen.[45]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Nästan varenda attribut hos enstaka himlakropp bestäms från dess ursprungliga massa, inklusive viktiga attribut liksom luminositet samt storlek, såväl liksom stjärnans tillväxt, livslängd samt öde.
Ålder
[redigera | redigera wikitext]De flesta stjärnor existerar mellan 1 samt 10 miljarder tid gamla. Vissa förmå mot samt tillsammans med existera sålunda gamla likt närmare 13,80 ± 0,037 miljarder tid, vilket motsvarar universums förmenta ålder i enlighet med mätningar tillsammans med Planckteleskopet.[46] Den äldsta himlakroppen likt ägde upptäckts tid 2007, HE 1523-0901, äger enstaka ålder likt äger uppskattats mot 13,2 miljarder år.[47] Sedan dess äger 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 på grund av Universum, därför 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 äger enstaka livslängd vid omkring 10 miljoner kalenderår, medan dem minsta röda dvärgarna kunna leva således länge vilket flera hundra miljarder år.[48][49]
Kemisk sammansättning
[redigera | redigera wikitext]När enstaka 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 såsom metallicitet. Vanligen mäter man andelen tyngre ämnen genom för att undersöka andelen järn inom stjärnans atmosfär. Detta görs eftersom järn existerar en vanligt tema liksom existerar enkelt för att upptäcka samt mäta.
eftersom dem molekylmoln var stjärnor bildas fast berikas tillsammans med tyngre ämnen ifrån supernovaexplosioner kunna ett sådan mätning ge ett perception ifall stjärnans ålder.[50]
Det äger demonstrerat sig för att dem stjärnor man upptäckt, liksom äger planeter, äger ett högre andel tyngre ämnen än genomsnittet, vilket betyder för att den kemiska sammansättningen omvänt förmå användas liksom ett markör till hur sannolikt detta existerar för att himlakroppen äger stora detekterbara planeter.[51] Förhållandet anses bero vid för att ett högre andel tyngre ämnen snabbar vid processen för att forma dem "frön", således kallade planetesimaler samt protoplaneter, vilket därför småningom utvecklas mot planeter.
till för att stora gasjättar vilket enkelt är kapabel upptäckas ifrån jorden bör bildas måste eventuella planetkärnor äga uppnått ett väsentlig storlek till 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 därför på denna plats långt existerar dvärgstjärnan HE1327-2326 tillsammans med bara 0,005 ‰ från solens järnhalt.[53] Samtidigt finns stjärnor såsom Rasalas tillsammans med nästan dubbelt sålunda många järn såsom solen samt 14 Herculis, såsom besitter demonstrerat sig äga en planetsystem, tillsammans med nästan tre gånger mer järn.[54] detta finns även kemiskt avvikande stjärnor vilket 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 varenda stjärnor utom solen artikel briljant punkter vid natthimlen på grund av 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 ett illusion. Solen existerar även ett himlakropp, dock den existerar nära nog till för att ögat bör uppfatta den såsom enstaka yta istället på grund av ett punkt.
Förutom solen existerar den himlakropp såsom besitter störst diameter sett ifrån jorden R Doradus tillsammans bara 0,057 bågsekunder.[56]
De flesta stjärnor besitter enstaka alldeles till små vinkeldiameter till för att behärska observeras ifrån jorden liksom mer än enstaka 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 således precist såsom möjligt mäta upp ljusstyrkan hos enstaka 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 vilket Betelgeuse inom stjärnbildenOrion tillsammans med enstaka diameter omkring 650 gånger större än solens (omkring 0,9 miljarder kilometer).
Betelgeuse äger dock enstaka betydligt lägre densitet än solen.[58]
Stjärnornas rörelser
[redigera | redigera wikitext]Rörelser hos ett himlakropp relativt solen är kapabel, beroende vid omständigheterna, ge värdefull resultat angående stjärnans ursprung samt ålder. Man är kapabel mot modell att fatta beslut eller bestämma något ifall enstaka himlakropp existerar gravitationellt bunden mot enstaka team andra stjärnor samt därför kunna misstänkas äga en gemensamt ursprung tillsammans med dem övriga.
Mätningar från stjärnors rörelser existerar även viktiga på grund av för att man bör förstå strukturen samt dynamiken hos galaxen. Rörelsen delas upp inom numeriskt värde komponenter, radialhastighet likt existerar riktad mot alternativt ifrån solen, samt enstaka tangentiell komponent likt kallas stjärnans egenrörelse.
Radialhastigheten mäts genom dopplerförskjutningen hos stjärnans spektrallinjer samt anges inom enheten km/s.
Egenrörelsen mäts tillsammans med precisa astronomiska instrument samt mäts inom millibågsekunder per tid. Genom för att mäta upp stjärnans parallax förmå sedan egenrörelsen omvandlas mot hastighet. Stjärnor tillsammans upphöjd egenrörelse existerar sannolika för att artikel relativt nära solen, vilket fullfölja dem mot goda kandidater på grund av parallaxmätningar.[59]
När båda hastigheterna existerar kända är kapabel rymdhastigheten till himlakroppen inom förhållande mot solen alternativt galaxen beräknas.
Bland något som ligger nära eller är i närheten stjärnor besitter detta konstaterats för att population I-stjärnor allmänt äger lägre hastigheter än äldre population II-stjärnor. dem senare besitter elliptiska banor såsom existerar vinklade mot galaxens plan.[60] Jämförelser från rörelserna hos något som ligger nära eller är i närheten stjärnor besitter även lett mot upptäckten från stjärnassociationer.
Dessa existerar tillsammans med största sannolikhet grupper från stjärnor likt delar enstaka 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 liksom ett dynamo samt genererar magnetiska fält såsom sträcker sig genom himlakroppen. styrka vid fältet varierar tillsammans med massa samt sammansättning medan kvantiteten ytaktivitet beror vid stjärnans rotationshastighet. Denna ytaktivitet skapar stjärnfläckar såsom existerar regioner tillsammans starka magnetiska fält samt lägre temperatur än normalt.
Loopar inom koronan existerar bågar från magnetiska fält såsom sträcker sig ut inom koronan ifrån aktiva regioner. Solutbrott existerar våldsamma eruption ifrån solytan från högenergipartiklar likt 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 är kapabel påverka stjärnans solvind, vilket fungerar likt ett broms liksom sakta dock säkert saktar in stjärnans cirkelrörelse efterhand den blir äldre. Därmed besitter äldre stjärnor liksom solen ett många lägre rotationshastighet samt enstaka 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 enstaka 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 därför många såsom 100–150 solmassor.[64] Den förväntas erhålla en många kreditkort liv, en par miljoner tid vilket maximalt. ett undersökning från Archesstjärnhopen antyder för att 150 solmassor är kapabel artikel nära den övre gränsen till 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 förmå passera genom enstaka stjärnas atmosfär utan för att trycka ut denna tillsammans sig.
De inledande stjärnorna för att bildas efter Big Bang förmå äga varit större, upp mot 300 solmassor alternativt mer[66], vid bas från för att deras sammansättning helt saknade ämnen tyngre än litium. Den generationen supermassiva population III-stjärnor existerar dock sedan länge borta samt dem förekommer på grund av närvarande bara såsom teoretiska objekt.
Med enstaka massa vid enbart 93 jupitermassor existerar AB Doradus C enstaka från dem minsta kända stjärnorna likt äger enstaka energisk fusionsprocess inom sitt inre.[67] till stjärnor tillsammans med ett metallicitet likt liknar solens beräknas den teoretiskt minsta tänkbara massan på grund av för att ännu behärska slå samman väte inom kärnan, artikel ungefär 75 jupitermassor.[68][69] Mindre stjärnor än således kallas bruna dvärgar, vilka hör mot en uselt definierat zon mellan stjärnor samt gasjättar.
Hos dessa förekommer ingen fusion inom kärnan.
Kombinationen från radie samt massa hos ett himlakropp avgör ytgravitationen. Jättestjärnor äger enstaka många lägre ytgravitation än huvudseriestjärnor medan motsatsen gäller till degenererade, kompakta stjärnor liksom 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 kunna approximeras genom spektroskopiska mätningar alternativt mer detaljerad 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 utför för att diametern ovan ekvatorn existerar all 50 % större än mellan polerna. Den hastigheten existerar ej långt ifrån den kritiska hastighet vid 300 km/s såsom skulle betyda för att himlakroppen bryts isär.[70] likt jämförelse roterar solen endast enstaka gång per 25–35 dagar tillsammans ett 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]