|
|
Stjerne
En stjerne: Solen
 |
Kilde: SOHO (NASA & ESA). Billedet viser et nærbillede af vores solsystems stjerne; solen, taget af solobservatoriet SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory).
 |
En stjerne består primært af en stor mængde brint og helium, som ved fusion omdannes til tungere grundstoffer. I fusionsprocessen dannes store mængder energi, der bl.a. resulterer i udsendelse af synligt lys fra en stjernes overflade. Et eksempel er vores sol.
Stjerners liv og død
Alle stjerner »fødes« af skyer af interstellar gas, primært brint, som trækker sig sammen på grund af interne tyngdekræfter. Til at starte med er disse skyer ganske tynde, men når først kollapset er sat i gang (astronomerne har endnu ikke klarhed over hvad der udløser det), stiger tryk, tæthed og temperaturer. Er der brint nok, nåes det punkt, hvor de centrale dele er varme og tætte nok til at sætte gang i fusionsprocesser i den nye stjernes centrale dele. Varmen fra brint-fusionen får materialet i stjernens centrum til at udøve et udadrettet tryk, som i det meste af stjernens »liv« vil balancere mod vægten af det omkringliggende stjernemateriale. Stjerner i denne tilstand af ligevægt ligger i den såkaldte hovedserie i Hertzsprung-Russell diagrammet.
Hvis den stofmængde der er til rådighed, er mindre end ca. en 20.-del af vor Sols masse, kommer kerneområdet dog aldrig op på tryk- og temperaturforhold der tillader fusionsprocesserne. I stedet skabes en såkaldt brun dværg - et lyssvagt legeme som skaber sin (stærkt begrænsede) energi ved simpel sammensynkning i stedet for kernefysik.
Når brint-beholdningen i stjernens indre er ved at slippe op, »vinder« presset af tyngden af det omkringliggende materiale og presser kernen sammen indtil en ny fusionsproces, triple-alfa-processen (hvor 3 heliumatomer samles til en kerne af et kulstof-atom), kan finde sted: Varmen fra denne proces blæser de ydre lag af stjernen udad, så disse udvider sig og køles ned: Stjernen er nu det astronomerne kalder for en rød kæmpe (eller evt. rød superkæmpe).
Tunge stjerner kan fortsætte med at fusionere stadig støre atomkerner, indtil de ender i en reaktion der danner jern: Dette grundstof er »endestationen«, fordi al kerneomdannelse af jernatomer kræver energi i stedet for at producere det.
Når der ikke længere produceres energi i en stjernes indre, vil tyngden fra de ydre dele af stjernen presse den nu »døde« kerne sammen. Stjerner som vor egen sol vil blot falde sammen til en varm og lille stjerne af den slags der kaldes for en hvid dværg: Denne producerer ikke »ny« energi, men køler blot ganske langsomt af.
For stjerner der er mere end ca. halvanden gange så tung som Solen, kan atomerne i kernens materiale ikke »bære vægten« af det sammensynkende materiale: Elektronerne omkring atomkernerne bliver ganske enkelt mast ind i kernen, hvor de reagerer med protonerne og danner neutroner. Denne kollaps er temmelig voldsom, og blæser de ydre dele af stjernen væk. Tilbage er blot et massivt legeme af tætpakkede neutroner - en såkaldt neutronstjerne.
Når endnu større stjerner kollapser, kan end ikke sammenpressede neutroner »bære vægten«, og slutproduktet er et såkaldt sort hul - et legeme så tæt, at den lokale tyngdekraft omkring det er for stærk til at selv lys kan forlade det.
Farver og spektralklasser
Lyset fra en stjerne har et spektrum (farvesammensætning) der fortæller noget om stjernens temperatur og stofsammensætning, i det mindste for så vidt angår de lysudsendende dele af stjernens overflade. Af den grund inddeler man stjerner i forskellige spektralklasser - sorteret efter faldende, tilsvarende temperatur hedder stjernernes spektralklasser:
O, B, A, F, G, K, M, R, N, S
Den lidt »tilfældige« bogstavfølge skyldes at klassifikationssystemet blev opfundet inden man lærte den nærmere betydning af de forskellige klasser. Man kan huske rækkefølgen ved hjælp af denne memotekniske remse: »Oh, be a fine girl, kiss me right now, sweetie!«.
Hvis man varmer f.eks. et stykke jern op, vil det først blive rødglødende, siden skifter lyset fra gløden over orange og gult til »hvidglødende«: På samme måde er lyset de koldeste stjerner (med overfladetemperaturer på et par tusinde celsiusgrader) rødligt, mens varmere stjerner udsender gult, orange og hvidt lys - Solen med sin overfladetemperatur på knap 6000°C, klassificeres således som en »gul« stjerne af astronomerne.
Og der findes langt varmere stjerner: De der er »varmere end hvidglødende« har et blåt skær i deres lys, fordi de udsender mest af det kortbølgede, blå lys. De varmeste blandt disse blå stjerner har overfladetemperaturer på henved 45.000°C.
| Universet udgøres af elementarpartikler og vakuum. Partiklerne er fordelt ujævnt og partiklerne og partikelklynger benævnes forskelligt afhængig af tæthed og mængde; klyngerne spænder lige fra subatomare partikler til sorte huller.
|
| En mængde af partikelklynger i vakuum er:
|
| Gas | Atmosfære | Solvind | Stjernevind | Kosmisk stråling | Asteroidebælte | Stjernehob, Stjernetåge | Solsystem | Galaksehob
|
| Galakserelaterede artikler:
|
| Aktiv galakse (Seyfert, Kvasar, Blazar) | Mælkevejen
|
| Stjernerelaterede artikler incl. typerr og stadier:
|
| Astronomi | Brun dværg | Hvid dværg | Stjerne | Rød kæmpe | Neutronstjerne (pulsar, magnetar) | Kvarkstjerne | Sort hul
|
| Stjernebegivenheder:
|
| Supernova | Hypernova
|
| Mindre himmellegemer:
|
| Gaskæmpe | Planet | Måne | Komet | Meteoroide (meteor, meteorit, ildkugle) | Småplanet (asteroide, planetoide)
|
| Rumfart, rumrejse:
|
| Rumelevator | Rumfartøj (rumraket, rumfærge, rumskib) | Rumsonde | Rumstation | Astronaut | Kosmonaut
|
| Andre emner:
|
| Himmel | Himmellegeme | Satellit (Drabant) | Planetbane | Kosmologi | Big Bang | Big Crunch | Big Rip | Ormehul
|
Se også
Eksterne henvisninger
- Det astrofysiske grundlag for liv I
- Astronomisk Selskab, Astronomisk guide: Stjernerne på Himlen
- Curious About Astronomy? Stars, Curious About Astronomy? Stars, Questions
- dmoz: Stars
- NASA: Chandra X-ray Observatory News, Harvard: Chandra X-ray Observatory News
- Hubblesite: Star
- 13 June, 2003, BBCNews: Strange star puzzles astronomers Citat: "...Achernar, otherwise known as Alpha Eridani...fairly close to us, being about 145 light-years distant...."
- 2003-11-28, Science Daily: Biggest Star In Our Galaxy Sits Within A Rugby-ball Shaped Cocoon Citat: "...Eta Carinae...100 times more massive than our Sun and 5 million times as luminous. This star has now entered the final stage of its life and is highly unstable..."
- 13 January 2005, Physicsweb: All change for stellar evolution
| Denne artikel var dagens artikel den 29. september 2004.
|
Denne artikel er fra Wikipedia. Læs artiklen hos Wikipedia.
|
|
