thumb|Livssyklus for en sollignende stjerne Stjerneudvikling er en proces hvor en stjerne gennemgår en sekvens af radikale ændringer i løbet af sin levetid.
Oversigt 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
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 satellitter. 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-SpktTeff Kx x x Mv MbolρLevetidRel.%O5V42.000499.0006013,4-5,10-9,510,03510,00002B0V30.00032.50017,56,7-3,40-6,540,082100,01B5V15.2004805,93,2-0,50-1,960,254100A0V9.80039,42,92,2+1,10+0,750,3845001A5V8.19012,321,8+2,20+2,020,4841.000F0V7.3005,211,61,4+3,00+2,950,8232.0003F5V6.6502,561,41,2+3,90+3,721,1414.000G0V5.9401,251,051,06+4,70+4,501,24410.0009Sol G2V5.7771,01,01,0+4,82+4,741,41112.000G5V5.4000,790,920,9+5,05+4,90? 1,715.000K0V5.1500,5520,790,93+5,70+5,391,58275.00014K5V4.4100,2160,670,8+7,10+6,401,84730.000M0V3.8400,0770,510,63+8,90+7,52? 2,975.00078M5V3.1700,00760,210,29+12,8+10,112,15200.000L0V1.5000,00080,110,22+14,7+11,314,58> 200.000≈ 0S0V1.0000,0000050,080,15> +15> +1233,46> 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-SpktTeff Kx x x Mv MbolρO5III39.400741.00018,5-5,9-9,94RhoB0III29.20084.7002011,4-4,7-7,580,019B5III15.1002.08076,7-2,3-3,560,033A0III10.20016944,1-0,4-0,830,082A5III8.550523,3+0,6+0,44RhoF0III7.40027+3,2+1,301,17RhoF5III6.410223,8+1,5+1,37RhoG0III5.4702916,0+1,3+1,100,007K0III4.660501,110,9+1,0+0,480,0012K5III4.0501101,221,4+0,7-0,360,00017M0III3.6902561,239,3+0,0-1,280,000028M5III3.380110096,7-0,4-2,86Rho 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-SpktTeff Kx x x Mv MbolρWx> 60.0001.000.000> 40≈ 20MvMbRhoO5Iab40.9001.140.0007021,2-6,5-10,40,01037B0Iab26.200429.0002531,7-6,9-9,30,00111B5Iab13.60079.1002051,1-6,6-7,50,00021A0Iab9.98037.5001664,9-6,3-6,70,000083A5Iab8.61030.5001378,6-6,3-6,50,000038F0Iab7.46028.80012102-6,4-6,40,000016F5Iab6.37029.10010140-6,4-6,40,000005G0Iab5.37030.30010202-6,3-6,50,0000017G5Iab5.20032.40012130-6,5-6,10,0000077K0Iab4.55033.10013293-6,1-6,60,00000073K5Iab3.33039.20013415-5,7-6,70,00000026M0Iab3.62051.90013580-7,1-5,60,000000094M5Iab2.880165.000241.640-4,8-8,30,0000000077
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 SE også Hertzsprung-Russell-diagrammet og Spektralklasse
Stjerners fødsel Stjernefoster i en interstellar gas- og støvsky Hayashisporet Hayashisporet (Hayashi Track)
Protostjerner T-Tauristjerne
Herbig-Haro objekt P Cygnistjerne
FU Orionisstjerne
Livsløb for forskellige typer stjerner Stjernetype Ia-0 – overmåde massiv, stærktlysende superkæmpe
Stjernetype Ia – massiv lysstærk superkæmpe
Stjernetype Ib – mindre lysende superkæmpe
Stjernetype II – klartlysende kæmpestjerne
Stjernetype III – normal kæmpestjerne
Stjernetype IV – underkæmpe
Stjernetype V – hovedseriestjerne
Stjernetype VI – metalfattig underdværg
Stjerners død Alle stjerner slutter i en interstellar gas- og støvsky + det løse Vejen går via core collapse supernova
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
Sort hul
Mindre massive stjerner ender som hvide dværge Stjernetype D – hvid dværg
Når det går helt galt for den hvide dværg Binært eller multipelt system Supernova type Ia
Som rest efter en hvid dværgs detonation eller conflagration bliver kun en gas- og støvsky.
Genbrug
Kilder
Duric, Neb: Advanced Astrophysics, Cambridge University Press, 2004, Carroll, Bradley W. & Ostlie, Dale A.: Modern Astrophysics, Pearson Education Inc., 2006/2007, Prialnik, Dina: Stellar Structure and Evolution, Cambridge University Press, 2006,
Kategori:Universet Fra fødsel til genfødsel Kategori:Astrofysik
Kategori:Stjerner Kategori:Fysik