Stjerner fra fødsel til genfødsel

Fra Wikipedia, den frie encyklopædi
(Omdirigeret fra Stjernedannelse)
Spring til navigation Spring til søgning

Oversigt[redigér | redigér wikikode]

Stjerner opstår ikke fuldt færdige.

Stjerner dannes gennem en langsom (astronomisk set meget hurtig) proces dybt inde i interstellare gas- og støvskyer. Alt efter størrelsen af den masse, som "klumper" sammen i skyen, følger de nye stjerner (ikke at forveksle med stella nova, en stjerne i udbrud, eller ved den endegyldige afslutning af sit livsløb) nogenlunde ensartede, men på nogle punkter alligevel meget forskellige "baner".

Alt efter deres masse og kemiske sammensætning kan nydannede stjerner blive superkæmper, kæmper, metalfattige underkæmper eller indtræde på hovedserien sammen med ca. 98% af alle andre stjerner. De såkaldte brune dværge er ikke rigtige stjerner, idet de har for lille masse – og dermed utilstrækkelig temperatur og tryk i kernen – til at kunne fusionere Brint.

Efter et livsløb af en længde, som varierer dramatisk med stjernens masse og kemiske sammensætning (fra mindre end 1 million til flere hundrede milliarder år), ender den som enten en hvid dværg, en neutronstjerne, et sort hul eller – i det mest dramatiske tilfælde – blot en interstellar gas- og støvsky. Alle stjerners "dødsfald" danner desuden – i nogle tilfælde udelukkende – en større eller mindre mængde gas og støv, som indgår til genbrug i en interstellar gas- og støvsky, en genfødsel.

Forskellige stjernetypers karakteristika[redigér | redigér wikikode]

Note: Alle data er omtrentlige. De er statistiske gennemsnit, som revideres løbende i takt med, at vor viden øges.
Specielt temperatur og lysstyrke ændres ofte, idet data er afhængig af stjernens afstand, hvor målingerne konstant forfines med brug af stadig bedre astronomiske instrumenter, metoder og satelliter. Selv data for den nærmeste af alle stjerner – Solen – har en (meget lille) fejlmargin. Alle data er fra 2007 august

Forklaring til tabellerne:

MK-Spkt = MK-spektralklasse.
Teff = effektiv overfladetemperatur i K.
x = lysstyrke i forhold til Solen.
x = masse, målt i solmasser.
x = radius, målt i solradier.
Mv = absolut visuel lysstyrke.
Mbol = bolometrisk lysstyrke.
ρ = gennemsnitlig massefylde
Levetid = stjernens omtrentlige levetid i millioner år
Rel.% = pt. kendt relativ forekomst i procent af alle kendte stjerner i Mælkevejen
Et ? (spørgsmålstegn) foran et tal indikerer ekstra usikkerhed.

Tabel 1. Hovedseriestjerner

MK-Spkt Teff K x x x Mv Mbol ρ Levetid Rel.%
O5V 42.000 499.000 60 13,4 -5,10 -9,51 0,035 1 0,00002
B0V 30.000 32.500 17,5 6,7 -3,40 -6,54 0,082 10 0,01
B5V 15.200 480 5,9 3,2 -0,50 -1,96 0,254 100
A0V 9.800 39,4 2,9 2,2 +1,10 +0,75 0,384 500 1
A5V 8.190 12,3 2 1,8 +2,20 +2,02 0,484 1.000
F0V 7.300 5,21 1,6 1,4 +3,00 +2,95 0,823 2.000 3
F5V 6.650 2,56 1,4 1,2 +3,90 +3,72 1,141 4.000
G0V 5.940 1,25 1,05 1,06 +4,70 +4,50 1,244 10.000 9
Sol G2V 5.777 1,0 1,0 1,0 +4,82 +4,74 1,411 12.000
G5V 5.400 0,79 0,92 0,9 +5,05 +4,90 ? 1,7 15.000
K0V 5.150 0,552 0,79 0,93 +5,70 +5,39 1,582 75.000 14
K5V 4.410 0,216 0,67 0,8 +7,10 +6,40 1,847 30.000
M0V 3.840 0,077 0,51 0,63 +8,90 +7,52 ? 2,9 75.000 78
M5V 3.170 0,0076 0,21 0,29 +12,8 +10,1 12,15 200.000
L0V 1.500 0,0008 0,11 0,22 +14,7 +11,3 14,58 > 200.000 ≈ 0
S0V 1.000 0,000005 0,08 0,15 > +15 > +12 33,46 > 200.000 ≈ 0


Noter til tabel 1.
O-stjerner er meget sjældne, blot 1 ud af ca. 5.000.000 stjerner er af spektralklasse O!
Data er et gennemsnit af stjernerne over hele hovedseriens tykkelse.

Tabel 2. Kæmpestjerner

MK-Spkt Teff K x x x Mv Mbol ρ
O5III 39.400 741.000 18,5 -5,9 -9,94 Rho
B0III 29.200 84.700 20 11,4 -4,7 -7,58 0,019
B5III 15.100 2.080 7 6,7 -2,3 -3,56 0,033
A0III 10.200 169 4 4,1 -0,4 -0,83 0,082
A5III 8.550 52 3,3 +0,6 +0,44 Rho
F0III 7.400 27 +3,2 +1,30 1,17 Rho
F5III 6.410 22 3,8 +1,5 +1,37 Rho
G0III 5.470 29 1 6,0 +1,3 +1,10 0,007
K0III 4.660 50 1,1 10,9 +1,0 +0,48 0,0012
K5III 4.050 110 1,2 21,4 +0,7 -0,36 0,00017
M0III 3.690 256 1,2 39,3 +0,0 -1,28 0,000028
M5III 3.380 1100 96,7 -0,4 -2,86 Rho


Noter til tabel 2.
Ordet "Rho" i kolonnen for gennemsnitlig massefylde indikerer, at denne ikke kan beregnes med blot nogen sikkerhed.

Tabel 3. Superkæmpestjerner

MK-Spkt Teff K x x x Mv Mbol ρ
Wx > 60.000 1.000.000 > 40 ≈ 20 Mv Mb Rho
O5Iab 40.900 1.140.000 70 21,2 -6,5 -10,4 0,01037
B0Iab 26.200 429.000 25 31,7 -6,9 -9,3 0,00111
B5Iab 13.600 79.100 20 51,1 -6,6 -7,5 0,00021
A0Iab 9.980 37.500 16 64,9 -6,3 -6,7 0,000083
A5Iab 8.610 30.500 13 78,6 -6,3 -6,5 0,000038
F0Iab 7.460 28.800 12 102 -6,4 -6,4 0,000016
F5Iab 6.370 29.100 10 140 -6,4 -6,4 0,000005
G0Iab 5.370 30.300 10 202 -6,3 -6,5 0,0000017
G5Iab 5.200 32.400 12 130 -6,5 -6,1 0,0000077
K0Iab 4.550 33.100 13 293 -6,1 -6,6 0,00000073
K5Iab 3.330 39.200 13 415 -5,7 -6,7 0,00000026
M0Iab 3.620 51.900 13 580 -7,1 -5,6 0,000000094
M5Iab 2.880 165.000 24 1.640 -4,8 -8,3 0,0000000077

Noter til tabel 3.
For superkæmpestjerner er der betydelig usikkerhed om specielt de omtrentlige levetid og relativ forekomst.
Kun et fåtal er kendt, og deres afstande er for det meste meget upræcist målte, idet de kan ses tværs gennem galaksen og er derfor for fjerne til at man kan måle parallakser med god præcision.

Bemærk hvorledes den gennemsnitlig massefylde for de orange og røde superkæmper viser, at deres stof er tyndere end det tyndeste vakuum, vi kan skabe i laboratorier på Jorden.

Stjerners livsløb[redigér | redigér wikikode]

SE også Hertzsprung-Russell-diagrammet og Spektralklasse

Stjerners fødsel[redigér | redigér wikikode]

Stjernefoster i en interstellar gas- og støvsky[redigér | redigér wikikode]

Hayashisporet[redigér | redigér wikikode]

Hayashisporet (Hayashi Track)

Protostjerner[redigér | redigér wikikode]

T-Tauristjerne[redigér | redigér wikikode]
Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Herbig-Haro objekt[redigér | redigér wikikode]

P Cygnistjerne[redigér | redigér wikikode]
Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
FU Orionisstjerne[redigér | redigér wikikode]
Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Livsløb for forskellige typer stjerner[redigér | redigér wikikode]

Stjernetype Ia-0 – overmåde massiv, stærktlysende superkæmpe[redigér | redigér wikikode]

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype Ia – massiv lysstærk superkæmpe[redigér | redigér wikikode]

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype Ib – mindre lysende superkæmpe[redigér | redigér wikikode]

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype II – klartlysende kæmpestjerne[redigér | redigér wikikode]

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype III – normal kæmpestjerne[redigér | redigér wikikode]

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype IV – underkæmpe[redigér | redigér wikikode]

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype V – hovedseriestjerne[redigér | redigér wikikode]

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjernetype VI – metalfattig underdværg[redigér | redigér wikikode]

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjerners død[redigér | redigér wikikode]

Alle stjerner slutter i en interstellar gas- og støvsky + det løse[redigér | redigér wikikode]

Vejen går via core collapse supernova[redigér | redigér wikikode]

Stjerner med en masse på mere end 7-8 gange Solens ender som kerne-sammenbrud (core collapse) supernova af typerne Ib, Ic, II, IIL, IIP og IIn. Som rest efter en core collaps supernovas detonation bliver enten en neutronstjerne eller et sort hul, og desuden en supernovarest.

En præcis grænse for, hvornår massen medfører kerne-sammenbrud, kan ikke angives, idet den er afhængig af forskellige, individuelle forhold, med hovedvægt på den bestemte stjernes kemiske sammensætning.

Neutronstjerne[redigér | redigér wikikode]
Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Sort hul[redigér | redigér wikikode]
Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Mindre massive stjerner ender som hvide dværge[redigér | redigér wikikode]

Stjernetype D – hvid dværg[redigér | redigér wikikode]
Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten
Når det går helt galt for den hvide dværg[redigér | redigér wikikode]

Binært eller multipelt system Supernova type Ia

Som rest efter en hvid dværgs detonation eller conflagration bliver kun en gas- og støvsky.

Genbrug[redigér | redigér wikikode]

Kost Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Kilder[redigér | redigér wikikode]

  • Duric, Neb: Advanced Astrophysics, Cambridge University Press, 2004, ISBN 0-521-52571-3
  • Carroll, Bradley W. & Ostlie, Dale A.: Modern Astrophysics, Pearson Education Inc., 2006/2007, ISBN 0-321-44284-9
  • Prialnik, Dina: Stellar Structure and Evolution, Cambridge University Press, 2006, ISBN 978-0-521-65937-6
AstronomiStub
Denne artikel om astronomi er kun påbegyndt. Hvis du ved mere om emnet, kan du hjælpe Wikipedia ved at udvide den.