Hur lång blir flammande stjärnor
Stjärna
- För andra betydelser, titta himlakropp (olika betydelser).
En stjärna existerar ett många massiv samt självlysande himlakropp från plasma.
Det packas tätare och tätare och till slut kommer trycket och värmen av all rörelse bli så hög att fusion startarDen 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. ett himlakropp lyser till för att fusionen från atomkärnor inom dess inre frigör enorma mängder energi, såsom således småningom färdas genom himlakroppen samt strålas ut inom rymden.
Nästan samtliga 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 således högt för att tyngre ämnen är kapabel 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 till hur himlakroppen kommer för att utvecklas samt dess slutgiltiga öde. Stjärnans ställe inom en diagram var temperaturen ställs mot luminositeten (Hertzsprung–Russell-diagrammet), utför detta möjligt för att avgöra dess ålder samt utvecklingsstadium.
En himlakropp börjar liksom en kollapsande moln från ämne såsom 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, såsom tillsammans tillsammans strålning sänds ut ifrån ytan.[1]
Dubbelstjärnor samt multistellära stjärnsystem består från numeriskt värde alternativt fler stjärnor liksom existerar gravitationellt bundna mot varandra.
angående avståndet mellan dessa existerar relativt kreditkort, kunna dem gravitationella krafterna erhålla ett avgörande effekt vid deras utveckling.[2]
Observationshistoria
[redigera | redigera wikitext]Människan äger sett upp mot stjärnorna sedan civilisationens morgon, sannolikt ännu längre. Strävan efter förståelse besitter ständigt berättigat studier från himlafenomen både på grund av religiösa samt ceremoniella syften såväl likt på grund av navigation.
tillsammans med hjälp från den mänskliga fantasin föddes idén tillsammans med stjärnbilder, vilka ofta plats sammanflätade tillsammans den lokala religionen.[3] Systemet tillsammans med stjärnbilder förbättrades samt vidareutvecklades beneath detta andra årtusendet från babylonerna vilket gav dem nuvarande stjärnbilderna inom Zodiaken sina namn.
dem skapade även astronomiska kalendrar såsom fokuserade vid fenomen likt kunde användas till för att följa årstiderna.
I stjärnor slås väteatomer samman till heliumÄven civilisationen inom Forntida Egypten innehade framstående kunskaper inom astronomi samt astrologi. Detta bevisas bland annat från för att världens äldsta bevarade samt detaljerad daterade ( ) 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 ett speciell team "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 e århundradet, då astronomin ägde stagnerat inom detta djupt kristna Europa, föreslog den persiske astronomen al-Biruni för att Vintergatsbandet kunde utgöras från enstaka förteckning nebulösa stjärnor.[6] Någon bestämd ett antagande eller en förklaring som föreslås för att förklara något angående dessa till oss mera ljussvaga stjärnors område inom kosmos framlade denne 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. vad dem såg plats supernovor, vilka dem mödosamt noterade.[7]
År publicerade Giordano Bruno sitt verk De l'infinito universo e mondi var denne menade för att stjärnorna plats andra solar samt för att runt dem kunde planeter likt 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, liksom upptäckte dubbelstjärnorna, fanns den inledande astronomen likt försökte mäta upp fördelningen från stjärnor inom universum.
utförde han ett målinriktad serie mätningar från delar från sky samt noterade antalet stjärnor inom varenda. vad denne 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 artikel 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 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 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).
Dessa nebulosamoln innehåller den kombination av råmaterial som gör stjärnbildning möjligKarl 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 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 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 besitter varit upptäckten för att vissa stjärnor äger egna planeter, således kallade exoplaneter.
detta inledande stjärnsystemet såsom upptäcktes äga planeter plats pulsarenPSR B+12 liksom konstaterades äga en planetsystem.[13] Fram mot oktober ägde totalt exoplaneter bekräftats.[14]
Stjärnbeteckningar
[redigera | redigera wikitext]Cirka tid 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 vilket beteckningar till stjärnorna inom varenda stjärnbild, en struktur såsom 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 likt 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 såsom från detta vetenskapliga samfundet erkänts äga korrekt 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 företag 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, vilket radien vid ett jättestjärna alternativt den halva storaxeln hos ett dubbelstjärna uttrycks ofta inom astronomiska enheter (AU), vilket motsvarar medelavståndet mellan jorden samt solen ( miljoner km).
Skapelse samt utveckling
[redigera | redigera wikitext]Stjärnor bildas inom molekylmoln vilket kallas till nebulosor, stora regioner tillsammans med 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 ett 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 därför kallad H II-region.
Bildandet från enstaka protostjärna
[redigera | redigera wikitext]Bildandet från enstaka himlakropp börjar tillsammans enstaka gravitationell instabilitet inuti en molekylmoln, något såsom ofta utlöses från chockvågor ifrån enstaka supernova alternativt genom ett kollision från numeriskt värde galaxer (dessa existerar kända vilket starburstgalaxer).
då enstaka distrikt besitter 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 likt kallas på grund av Bok-globuler. Dessa förmå 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 besitter nått kriteriet till hydrostatisk jämvikt.[20] Dessa nya stjärnor existerar ofta omringade från enstaka protoplanetarisk disk.
Nya stjärnor tillsammans med 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 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 liksom 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 omkring 40&#;% sedan den nådde huvudserien på grund av 4,6 miljarder kalenderår sedan.[23]
Alla stjärnor skapar ett stjärnvind från partiklar såsom orsakar en kontinuerligt utflöde från gas mot rymden.
till dem flesta stjärnor existerar kvantiteten ämne likt 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 ett avgörande resultat 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 ett himlakropp tillbringar vid huvudserien beror framförallt vid den mängd bränsle den äger för att förbränna samt vilken hastighet den förbränner detta bränsle tillsammans - tillsammans med andra mening vid dess ursprungliga massa samt dess luminositet.
på grund av 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 erhålla detta för att räcka inom tiotals alternativt hundratals miljarder tid.
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 förmå även andelen grundämnen tyngre än helium spela ett avgörande roll inom stjärnors tillväxt.
Inom astronomin betraktas samtliga ämnen tyngre än helium såsom "metalliska" samt den kemiska koncentrationen från dessa ämnen kallas metallicitet. Denna metallicitet förmå 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 likt äldre stjärnor dör samt stöter försvunnen stora delar från sin ämne.
Efter huvudserien
[redigera | redigera wikitext]När stjärnor tillsammans med enstaka 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 tid, då solen existerar enstaka 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 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 besitter förbrukat sitt helium inom kärnan fortsätter fusionen inom en skal runt ett varm kärna från kol samt syre.
himlakroppen följer sedan enstaka tillväxt likt påminner ifall den inledande fasen liksom skarlakansröd jätte, dock nära högre yttemperatur.
Massiva stjärnor
[redigera | redigera wikitext]Under sin fas från heliumförbränning expanderar stjärnor tillsammans med 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 successiva stadier drivna från syre, neon, kisel samt svavel.
En stjärnas livmånga nära slutet vid stjärnans livstid är kapabel fusion ske inom skal inom himlakroppen (påminner ifall enstaka lök inom uppbyggnad). varenda skal förbränner en särskilt material 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 samtliga 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 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. angående detta vilket 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 enstaka ljus dvärg existerar ej längre en plasma, även ifall stjärnor allmänt beskrivs vilket klot från plasma. Vita dvärgar kommer mot slutligen kylas ner mot svarta dvärgar efter enstaka många utdragen tidsperiod.
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 är kapabel stödja sin personlig massa.
eftersom fusionen från järn ej existerar ett exoterm reaktion avslutas detta utåtgående termiska trycket vilket tidigare hindrat himlakroppen ifrån för att komprimeras vidare från gravitationen. Kärnan kommer plötsligt för att kollapsa då trycket blir sålunda 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 ett våg "studsar" åter då den möter enstaka skiljevägg. Supernovor existerar sålunda kraftfulla för att dem på grund av ett begränsad period kunna lysa starkare än kurera galaxen dem befinner sig inom.
då dem inträffar inom Vintergatan äger dem historiskt observerats likt nya stjärnor var ingen fanns förut.[35]
Huvuddelen från materian inom himlakroppen blåses försvunnen från supernovaexplosionen (vilket bildar nebulosor likt Krabbnebulosan[35]) samt vad likt kvarstår existerar kompakta objekt liksom enstaka neutronstjärna (som ibland yttrar sig såsom enstaka pulsar) alternativt, till 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 tillåtelse känt liksom neutrondegenererad ämne, kanske tillsammans enstaka än mer exotisk typ från degenererad ämne inom kärnan, QCD-materia.
Inom svarta hål existerar materian inom en tillåtelse likt ännu ej förstås från vetenskapen. dem yttre bortstötta lagren från döda samt döende stjärnor innehåller tyngre ämnen såsom förmå återvinnas beneath bildandet från nya stjärnor. Detta existerar nödvändigt på grund av för att jordlika planeter bör uppstå likt nästan uteslutande består från tunga ämnen.
Utflödet ifrån supernovor samt stjärnvinden agerar enstaka nödvändig roll till detta interstellära mediets egenskaper.[35]
Fördelning samt antal
[redigera | redigera wikitext]Förutom isolerade stjärnor vilket solen kunna en stjärnsystem bestå från flera mot varandra gravitationellt bundna stjärnor. Den vanligaste typen från en flerstjärnigt struktur existerar dubbelstjärnor, dock struktur tillsammans med tre alternativt fler stjärnor äger även hittats.
från stabilitetsskäl existerar dessa oftast organiserade vid särskilda sätt. på grund av struktur tillsammans 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 förmå existera allt ifrån löst bundna stjärnor likt rör sig tillsammans inom ett galax (en sålunda kallad stjärndrift, eng.moving group), stjärnassociationer (stjärnor liksom antas äga fötts tillsammans) samt stjärnhopar från olika typer.
Stora klotformade stjärnhopar kunna innehålla flera hundra tusen stjärnor, samt inom dem största stjärnhoparna (superstjärnhopar[37]) kunna detta finnas flera miljoner stjärnor.
Det äger 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 besitter man länge känt mot för att endast enstaka små andel, omkring 20&#;%, existerar utan sällskap.
Den utgör 99,87% av solsystemets massa men trots det klassas solen som en ganska liten stjärnaifrån 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 75&#;% utan sällskap stjärnor.
eftersom omkring 85&#;% från samtliga stjärnor antas existera 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. enstaka typisk galax innehåller hundratals miljarder stjärnor, samt detta finns mer än miljarder galaxer inom detta observerbara universumet.[39] Tidigare trodde man för att stjärnor bara kunde finnas inom galaxer, dock sedan besitter även intergalaktiska stjärnor upptäckts.[40] Totalt uppskattas detta finnas åtminstone 3×1023 ( triljarder alternativt 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, likt existerar 4,2 ljusår försvunnen, vilket motsvarar 39,9 tusen miljarder (1012) kilometer. detta tar därmed 4,2 kalenderår till ljus ifrån Proxima Centauri för att nå jorden. Skulle man färdas tillsammans identisk hastighet likt den rymdfärjorna uppnår (omkring 30&#;&#;km/h) skulle detta ta runt &#; kalenderår för att åka dit.[42] Detta existerar en ganska normalt avstånd inom den galaktiska disken inklusive inom solsystemets omgivning.[43] Stjärnor är kapabel existera 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 vilket inom kärnan från dem klotformiga stjärnhoparna alternativt inom dem galaktiska kärnorna kunna detta artikel vanligare.[44] sådana kollisioner tros behärska leda till inom vad vilket existerar känt vilket azurblå eftersläntrare (eng.blue stragglers).
Dessa ovanliga stjärnor besitter ett högre yttemperatur (och därmed blåare färg) än andra huvudseriestjärnor tillsammans identisk luminositet inom stjärnhopen.[45]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Nästan samtliga attribut hos enstaka himlakropp bestäms från dess ursprungliga massa, inklusive viktiga attribut såsom luminositet samt storlek, såväl likt stjärnans tillväxt, livslängd samt öde.
Ålder
[redigera | redigera wikitext]De flesta stjärnor existerar mellan 1 samt 10 miljarder tid gamla.
Heliumatomen väger mindre än väteatomernaVissa förmå mot samt tillsammans existera därför gamla vilket närmare 13,80 ± 0, miljarder kalenderår, vilket motsvarar universums förmenta ålder i enlighet med mätningar tillsammans Planckteleskopet.[46] Den äldsta himlakroppen likt ägde upptäckts tid , HE , besitter ett ålder såsom besitter uppskattats mot 13,2 miljarder år.[47] Sedan dess besitter rekordet erövrats () från HD , även kallad Metusalem-stjärnan, tillsammans med 14,5 ± 0,8 miljarder år.[46] Trots för att värdet överstiger gällande ålder till 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 äger högre tryck inom sin kärnregion, vilket får dem för att slå samman väte snabbare. dem helt största stjärnorna äger ett livslängd vid omkring 10 miljoner tid, medan dem minsta röda dvärgarna kunna leva sålunda länge vilket 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 ett mindre andel tyngre grundämnen.
Dessa tyngre ämnen kallas inom astronomin till metaller, även angående flera från ämnena ej anses artikel metaller inom vanliga kontext, samt måttet vid andelen tyngre ämnen benämns därför liksom metallicitet. Vanligen mäter man andelen tyngre ämnen genom för att undersöka andelen järn inom stjärnans atmosfär. Detta görs eftersom järn existerar en vanligt kurs vilket existerar enkelt för att upptäcka samt mäta.
eftersom dem molekylmoln var stjärnor bildas fast berikas tillsammans tyngre ämnen ifrån supernovaexplosioner kunna enstaka sådan mätning ge ett perception ifall stjärnans ålder.[50]
Det äger demonstrerat sig för att dem stjärnor man upptäckt, likt besitter planeter, besitter ett högre andel tyngre ämnen än genomsnittet, vilket betyder för att den kemiska sammansättningen omvänt kunna användas likt ett markör på grund av 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", därför kallade planetesimaler samt protoplaneter, liksom således småningom utvecklas mot planeter.
på grund av för att stora gasjättar såsom enkelt förmå upptäckas ifrån jorden bör bildas måste eventuella planetkärnor äga uppnått ett 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 med lägst uppmätta järnhalt därför denna plats långt existerar dvärgstjärnan HE tillsammans med bara 0, ‰ från solens järnhalt.[53] Samtidigt finns stjärnor likt Rasalas tillsammans med nästan dubbelt således många järn vilket solen samt 14 Herculis, likt besitter demonstrerat sig äga en planetsystem, tillsammans med 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 ett illusion.
Solen existerar även ett himlakropp, dock den existerar nära nog på grund av för att ögat bör uppfatta den vilket enstaka yta istället på grund av ett punkt. Förutom solen existerar den himlakropp vilket besitter störst diameter sett ifrån jorden R Doradus tillsammans bara 0, bågsekunder.[56]
De flesta stjärnor äger enstaka alldeles på grund av små vinkeldiameter på grund av för att behärska observeras ifrån jorden liksom 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 noggrant 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 likt Betelgeuse inom stjärnbildenOrion tillsammans ett diameter omkring gånger större än solens (omkring 0,9 miljarder kilometer).
Betelgeuse besitter dock ett betydligt lägre densitet än solen.[58]
Stjärnornas rörelser
[redigera | redigera wikitext]Rörelser hos ett himlakropp relativt solen kunna, beroende vid omständigheterna, ge värdefull resultat ifall stjärnans ursprung samt ålder. Man förmå mot modell att fatta beslut eller bestämma något angående enstaka himlakropp existerar gravitationellt bunden mot enstaka team andra stjärnor samt därför förmå misstänkas äga en gemensamt ursprung tillsammans 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 såsom existerar riktad mot alternativt ifrån solen, samt ett tangentiell komponent likt kallas stjärnans egenrörelse.
Radialhastigheten mäts genom dopplerförskjutningen hos stjärnans spektrallinjer samt anges inom enheten km/s.
Egenrörelsen mäts tillsammans precisa astronomiska instrument samt mäts inom millibågsekunder per tid.
Nubulosor, likt Lagunnebulosan, är i princip enormt stora ansamlingar av plasma, gas och annat rymdstoftGenom för att mäta upp stjärnans parallax förmå sedan egenrörelsen omvandlas mot hastighet. Stjärnor tillsammans med upphöjd egenrörelse existerar sannolika för att artikel relativt nära solen, vilket fullfölja dem mot goda kandidater till 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 liksom 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 med 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 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 liksom existerar regioner tillsammans med starka magnetiska fält samt lägre temperatur än normalt. Loopar inom koronan existerar bågar från magnetiska fält likt sträcker sig ut inom koronan ifrån aktiva regioner.
Solutbrott existerar våldsamma eruption ifrån solytan från högenergipartiklar liksom 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 vilket sakta dock säkert saktar in stjärnans cirkelrörelse efterhand den blir äldre.
Därmed äger äldre stjärnor likt solen ett 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 årig period nästan utan solfläckar.
Massa
[redigera | redigera wikitext]En från dem maximalt massiva stjärnorna man känner mot existerar Eta Carinae tillsammans med sålunda många såsom –&#;solmassor.[64] Den förväntas ett fåtal en många betalkort liv, en par miljoner tid vilket maximalt.
enstaka lärande från Archesstjärnhopen antyder för att 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 maximala mängd luminositet liksom är kapabel passera genom enstaka stjärnas atmosfär utan för att trycka ut denna tillsammans sig.
De inledande stjärnorna för att bildas efter Big Bang är kapabel äga varit större, upp mot 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 till närvarande bara liksom 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] på grund av stjärnor tillsammans med ett metallicitet likt liknar solens beräknas den teoretiskt minsta tänkbara massan på grund av 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 enstaka himlakropp avgör ytgravitationen. Jättestjärnor äger ett många lägre ytgravitation än huvudseriestjärnor medan motsatsen gäller på grund av degenererade, kompakta stjärnor liksom vita dvärgar.
Alla stjärnor bildas på samma sätt: Ett gasmoln kollapsar och antänder fusionen som är stjärnans energikällaYtgravitationen kunna påverka utseendet vid stjärnans spektrum, var upphöjd gravitation förmå orsaka ett breddning från absorptionslinjerna.[12]
Rotation
[redigera | redigera wikitext]Rotationshastigheten hos stjärnor förmå approximeras genom spektroskopiska mätningar alternativt mer detaljerad avgöras genom för att spåra stjärnfläckar.
Unga stjärnor förmå äga enstaka rotationshastighet högre än &#;km/s nära ekvatorn. B-klass-stjärnan Achernar, mot modell, besitter enstaka rotationshastighet nära ekvatorn vid minimalt &#;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 &#;km/s liksom skulle betyda för att himlakroppen bryts isär.[70] såsom jämförelse roterar solen endast enstaka gång per 25–35 dagar tillsammans enstaka ekvatorialhastighet vid 1,&#;km/s.
Stjärnans område runt en magnet där magnetiska krafter verkar samt stjärnvind saktar efterhand ner huvudseriestjärnor tillsammans med enstaka avgörande mängd.[71]