Bruger:John.St/Kladde3
Oversigt redigér
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.
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 eller et sort hul. 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.
Forskellige stjernetypers karakteristika redigér
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 satelliter.
Selv data for den nærmeste af alle stjerner - Solen - har en (meget lille) fejlmargin. Et ? (spørgsmålstegn) foran et tal indikerer ekstra usikkerhed.
Alle data er fra 2007 august
Forklaring til tabellerne:
MK-Spkt = MK-spektralklasse.
Teff = effektiv overfladetemperatur i K.
= lysstyrke i forhold til Solen.
= masse, målt i solmasser.
= radius, målt i solradier.
Mv = absolut visuel lysstyrke.
Mbol = bolometrisk lysstyrke.
ρ = gennemsnitlig massefylde
Levetid = stjernens omtrentlige levetid i millioner år
Rel.% = relativ forekomst i procent af alle kendte stjerner i Mælkevejen
Tabel 1. Hovedseriestjerner
MK-Spkt | Teff K | 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 | 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 | 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
SE også Hertzsprung-Russell-diagrammet og Spektralklasse
Stjerners fødsel redigér
Stjernefoster i en interstellar gas- og støvsky redigér
Hayashisporet redigér
Hayashisporet (Hayashi Track)
Protostjerner redigér
T-Tauristjerne redigér
Herbig-Haro objekt redigér
P Cygnistjerne redigér
FU Orionisstjerne redigér
Livsløb for forskellige typer stjerner redigér
Stjernetype Ia-0 - overmåde massiv, stærktlysende superkæmpe redigér
Stjernetype Ia - massiv lysstærk superkæmpe redigér
Stjernetype Ib - mindre lysende superkæmpe redigér
Stjernetype II - klartlysende kæmpestjerne redigér
Stjernetype III - normal kæmpestjerne redigér
Stjernetype IV - underkæmpe redigér
Stjernetype V - hovedseriestjerne redigér
Stjernetype VI - metalfattig underdværg redigér
Stjerners død redigér
Alle stjerner slutter i en interstellar gas- og støvsky + det løse redigér
Vejen går via core collapse supernova redigér
Sådanne massive stjerner ender som kerne-sammenbrud (core collapse) supernovæ 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.
Neutronstjerne redigér
Sort hul redigér
Mindre massive stjerner ender som hvide dværge redigér
Stjernetype D - hvid dværg redigér
Når det går helt galt for den hvide dværg redigér
Binært eller multipelt system Supernova type Ia
Som rest efter en hvid dværgs detonation eller deflagration bliver kun en gas- og støvsky.
Genbrug redigér
Kilder redigér
- 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
Spire Denne artikel om astronomi er en spire som bør udbygges. Du er velkommen til at hjælpe Wikipedia ved at udvide den. |
Kategori:Naturvidenskab Kategori:Universet Kategori:Astronomi Kategori:Astrofysik Kategori:Stjernetyper Kategori:Stjerner Kategori:Fysik