stjärna

Under en stjärna ( antika grekiska ἀστήρ, ἄστρον aster, Astron och latin aster, astrum, stella, Sidus för 'stjärna, stjärna', ahd. Sterno , astronomiska symbol : ✱) är förstås i astronomi en massiv, självlysande himlakropp av mycket het gas och plasma , såsom solen . Dessutom kallas en planet i vårt solsystem som är upplyst av solen vanligtvis en stjärna , som kvällstjärna , även om den inte är en stjärna som solen.

I tillägg till ljus , en stjärna som solen också emitterar strålning i det extrema ultravioletta området (falskt färgrepresentation av solens emission vid 30  nm )

Ett av de viktigaste fynden i modern astronomi är att nästan alla självlysande himmelskroppar som är synliga för blotta ögat är solliknande föremål som bara verkar punktliknande på grund av deras stora avstånd. Cirka tre fjärdedelar av stjärnorna är en del av ett binärt eller multipelt system , många har ett planetariskt system . Stjärnor som bildas tillsammans bildar oftare stjärnkluster . Under gynnsamma förhållanden kan flera tusen stjärnor vara tydligt urskiljas. De tillhör alla samma galax som solen, till Vintergatan , som består av över hundra miljarder stjärnor. Denna galax tillhör tillsammans med sina närliggande galaxer till den lokala gruppen , en av tusentals och tusentals galaxkluster .

Stjärnor kan ha olika storlekar, ljusstyrka och färger - som Bellatrix som en blå jätte , Algol B som en röd jätte , solen och OGLE-TR-122b , en röd dvärg (nedanför, bredvid gasplaneterna Jupiter och Saturnus )

Stjärnor bildas från gasmoln - i vissa områden ( H-II-området ) från gasformiga molekylmoln - genom lokal stark kompression i flera faser. De hålls samman av tyngdkraften i sin egen massa och är därför ungefär sfäriska i form. Medan en stjärna inuti är flera miljoner grader het ( i solens kärna strax under 16 000 000  Kelvin ) är yttemperaturen för de flesta av dem mellan cirka 2000 K och 20 000 K (i solens fotosfär knappt 6 000 K); Som exponerade stjärnkärnor kan vita dvärgar nå temperaturer upp till 100 000 K på sin yta. Den glödande stjärnytan avger inte bara intensiv strålning som ljus, utan också en ström av laddade plasmapartiklar ( stjärnvind ) långt ut i rymden och bildar därmed en astrosfär .

Stjärnor kan skilja sig avsevärt i massa och volym , liksom i ljusstyrka och färg ; under utvecklingen av en stjärna förändras dessa egenskaper. En orienterande klassificering av stjärnorna är redan möjlig med de två egenskaperna för absolut ljusstyrka och spektraltyp . Stjärnornas egenskaper är också viktiga när det gäller frågan om en planet som kretsar kring dem kan bära liv eller inte (se beboelig zon ).

etymologi

Gamla högtyska sterno , mellanhögtyska akter [e] , svenska stjärna står bredvid annorlunda formade gammalhögtyska sterro och mellanhögtyska sterre , engelsk stjärna . Icke-germanska är z. B. grekiska astḗr , latinska stella- relaterade. Orden går tillbaka till indoeuropeisk stē̌r- "stjärna".

Översikt

De flesta stjärnor består av 99% väte och helium i form av varm plasma . Deras strålningsenergi genereras inuti stjärnan genom stjärnkärnfusion och når ytan genom intensiv strålning och konvektion . Cirka 90% av stjärnorna - huvudsekvensstjärnorna - är som solen i en stabil jämvikt mellan gravitation, strålning och gastryck, där de förblir i många miljoner till miljarder år.

Himmelskroppar i storleksjämförelse
1: Kvicksilver < Mars < Venus < Jord
2: Jord < Neptun < Uranus < Saturn < Jupiter
3: Jupiter < Wolf 359 < Sol < Sirius
4: Sirius < Pollux < Arcture < Aldebaran
5: Aldebaran < Rigel < Antares < Betelgeuse
6: Betelgeuse < Granatstern < VV Cephei A < VY Canis Majoris

Sedan expanderar de till jättestjärnor och krymper slutligen till vita dvärgar när de långsamt svalnar. Dessa mycket kompakta slutsteg i stjärnutvecklingen liksom de ännu tätare neutronstjärnorna räknas bland stjärnorna, även om de endast avger strålning på grund av deras kvarvarande värme.

Den närmaste och bäst studerade stjärnan är solen , solsystemets centrum . Under medeltiden var det fortfarande okänt att solen var en ”normal stjärna”, men gamla naturfilosofer misstänkte redan att den måste vara varmare än en glödande sten. Solen är den enda stjärnan på vilka strukturer kan tydligt ses från jorden: solfläckar , sol facklor och solstormar .

Endast ett fåtal relativt nära superjättar som Betelgeuse eller Mira är synliga som skivor i de mest moderna teleskopen , vilket kan avslöja grova oegentligheter. Alla andra stjärnor är för långt borta för det; Med tillgängliga optiska instrument visas de som diffraktionsskivor för punktliknande ljuskällor.

Tidigare användes termen fasta stjärnor för att skilja den från svansstjärnor ( kometer ) och vandrande stjärnor ( planeter ) . Men positioner stjärnorna på himlen inte fast, men deras stjärn platser flyttas sakta mot varandra. Den mätbara korrekta rörelsen varierar i storlek och kan vara cirka tio bågsekunder per år för en relativt nära stjärna som Barnards Arrow Star (10,3 ″ / a). Om tiotusen år kommer därför några av dagens konstellationer att förändras avsevärt.

Beroende på mörker och atmosfäriska förhållanden kan man med blotta ögat se runt 2000 till 6000 stjärnor över himlen , men mindre än 1000 nära staden varierar temperaturområdena , ljusstyrkan , massdensiteten , volymen och livslängden enormt värden. De yttersta skikten av röda jättestjärnor skulle kallas vakuum enligt kriterierna för jordteknik , medan neutronstjärnor kan vara tätare än atomkärnor ; Med en massdensitet på 4 · 10 15  kg / m³ skulle en sked med 12 cm³ väga  ungefär lika mycket som hela vattnet i Bodensjön (48  km³ ). De mycket olika utseendemässiga formerna för stjärnor motsvarar avsevärda skillnader i deras inre struktur; Turbulenta utbytesprocesser sker ofta mellan de djupberoende strukturerade zonerna. Den här artikeln ger en grov översikt och hänvisar till ytterligare artiklar.

Stjärnor ur mänsklig synvinkel

Stjärnor har spelat en viktig roll i alla kulturer och har inspirerat mänsklig fantasi. De tolkades religiöst och användes för att bestämma kalendern, senare också som navigeringsstjärnor . I forna tider föreställde sig naturfilosoferna att de fasta stjärnorna kunde bestå av glödande sten , eftersom normal kolbrand inte verkade vara tillräcklig för värmen som var effektiv på ett så stort avstånd. Det faktum att stjärnor endast består av gas, å andra sidan, erkändes bara för cirka 300 år sedan - bland annat genom olika tolkningar av solfläckarna  - och bekräftades av spektralanalysen som framkom på 1800-talet . De första fysiskt grundade hypoteserna om bildandet av stjärnor kommer från Kant och Laplace . Båda antog en primordimma, men deras postulerade bildningsprocesser skilde sig åt. Ofta kombineras dock båda teorierna som Kant-Laplace-teorin .

Konstellationer och stjärnnamn

Några av de konstellationer som är kända i västerländsk kultur går tillbaka till babylonierna och den grekiska antiken . De tolv konstellationerna i zodiaken bildade grunden för astrologin . På grund av precessionen förskjuts emellertid de synliga konstellationerna idag med ungefär ett tecken jämfört med stjärnteckenens astrologiska tecken . Många av de egennamn som vi känner idag, till exempel Algol , Deneb eller Regulus, kommer från arabiska och latin .

Från omkring 1600 använde astronomin konstellationerna för att identifiera objekten med namn i respektive region på himlen. Ett system som fortfarande är utbrett idag för att namnge de ljusaste stjärnorna i en konstellation går tillbaka till stjärnkartorna för den tyska astronomen Johann Bayer . Den Bayer beteckning en stjärna består av en grekisk bokstav följt av genitiv av det latinska namnet på den konstellation där stjärnan är belägen; till exempel γ Lyrae hänvisar till den tredje ljusaste stjärnan i konstellationen Lyra . Ett liknande system introducerades av den brittiska astronomen John Flamsteed : Flamsteed-beteckningen av en stjärna består av ett föregående nummer i stigande ordning av höger uppstigning och i sin tur genitivet till det latinska namnet på konstellationen, såsom 13 Lyrae. Flamsteed-beteckningen väljs ofta när det inte finns någon Bayer-beteckning för en stjärna. De flesta stjärnor identifieras endast av deras nummer i en stjärnkatalog . Det vanligaste för detta är SAO-katalogen med cirka 250 000 stjärnor. I bokform (100 stjärnor per sida) omfattar den cirka 2500 sidor i 4 volymer, men finns också som databas .

Det finns ett antal företag och till och med några observatorier som erbjuder betalande kunder möjlighet att namnge stjärnor efter dem. Dessa namn känns dock inte igen av någon utom det registrerande företaget och kunden. Den internationella astronomiska unionen , den officiella organ som ansvarar för att namnge stjärnor , har tydligt avstånd från denna praxis.

Tydlig rörelse av stjärnhimlen

Eftersom jorden kretsar kring sig en gång under en dag och kretsar om solen en gång under ett år förändras utsikten över himlen med stjärnor och konstellationer för observatören på jorden både under natten och med årstiderna .

Riktning mot norr (klicka för animering)

För observatören på jordens norra halvklot (norr om jordens ekvatorn) gäller följande: När man tittar norrut, roterar stjärnhimlen moturs runt polstjärnan under natten . När man tittar söderut springer de uppenbara stjärnbanorna tvärtom (eftersom observatören står tvärtom): Stjärnorna och stjärnhimlen rör sig medurs från vänster (öster) till höger (väster). Under loppet av ett år, samma rörelse, bara 365 gånger långsammare, gäller om man alltid tittar på himlen vid samma tidpunkt : i norr moturs i söder från vänster till höger. Stjärnhimlen kan visa mycket liknande bilder - med undantag för planeternas och månens positioner: Till exempel är utsikten den 31 oktober klockan 04:00 nästan densamma som den 31 december vid midnatt eller den 2 mars 20.00 Detta innebär att en tidsändring på fyra timmar (en sjätte dag) motsvarar en förändring i kalendern på cirka 60 dagar (en sjätte av ett år).

För observatören på jordens södra halvklot (söder om jordens ekvatorn) gäller följande: När man tittar söderut, roterar stjärnhimlen medsols runt den sydliga himmelpolen. När man tittar norrut springer de uppenbara stjärnbanorna tvärtom: Stjärnorna rör sig moturs från höger (öster) till vänster (väster). Under ett år, när man tittar söderut, blir samma rörelse, bara långsammare, medurs. Ser man norrut är den uppenbara rörelsen igen moturs från höger till vänster.

Fördelning av stjärnor på himlen

Den närmaste stjärnan till jorden är solen. Nästa fasta stjärna i klassisk mening är Proxima Centauri , den ligger på ett avstånd av 4,22  ljusår (ly). Stjärnan som ser ljusast ut efter solen är Sirius med en skenbar styrka av -1,46 m , följt av cirka 20 stjärnor av den första storleken . Ljusstyrkan för Sirius, 8,6 ljusår bort, är cirka 25 gånger starkare än solens och över tusen gånger svagare än för Deneb . Alla stjärnor som kan ses med blotta ögat tillhör Vintergatan . De koncentreras - tillsammans med över 100 miljarder svagare stjärnor som är osynliga för blotta ögat - i ett band över natthimlen som markerar Vintergatans plan.

Bild av en stjärna i hög förstoring (här R Leonis ca 330 ly. Borta ). Förutom den olösta bilden av stjärnan kan diffraktionsskivorna för punktkällan också ses.

På grund av deras enorma avstånd visas stjärnor bara som ljuspunkter på himlen, som när de betraktas genom ögat eller teleskopet smutsar in i diffraktionsskivor . Ju större bländare , desto mindre blir diffraktionsringarna (se bild). Endast de två mycket nära jättestjärnorna Betelgeuse och Mira ligger med en uppenbar diameter på cirka 0,03 tum vid upplösningsgränsen för Hubble-rymdteleskopet och visas där som en ostrukturerad yta.

Stjärnornas flimmer, scintillationen , som mest syns när man observerar med blotta ögat, baseras på turbulens i jordens atmosfär . Det har inget att göra med stjärnornas lysande egenskaper.

Med blotta ögat, under optimala förhållanden, kan stjärnor av den sjätte storleken ses . På den jordiska natthimlen är detta högst 5000, dvs. Det vill säga omkring 2000 på den synliga halvan av himlen.Numret gäller helt klar luft och sjunker ofta till endast 300–500 stjärnor på grund av industriell och urbana ljusföroreningar och till och med 50–100 stjärnor i stadens centrum.

Förekomst och egenskaper

Under de senaste hundra åren har astronomi i allt högre grad använt metoder från fysik . En stor del av kunskapen om stjärnor baseras på teoretiska stjärnmodeller, vars kvalitet mäts med deras överensstämmelse med astronomiska observationer. Omvänt, på grund av den enorma variationen av fenomen och parametrarna som är inblandade, är studien av stjärnorna också av stor betydelse för grundläggande fysisk forskning .

Rumslig spridning och dynamik hos stjärnorna

Den Vintergatan . Bara i detta spektakulära fält har analysmjukvaran 2MASS identifierat nästan 10 miljoner stjärnor och mätt deras egenskaper.

Nästan alla stjärnor finns i galaxer . Galaxer består av några miljoner till hundratals miljarder stjärnor och är i sig ordnade i galaxkluster . Enligt astronomers uppskattningar finns det cirka 100 miljarder sådana galaxer i hela det synliga universumet, med totalt cirka 70 biljoner (7 × 10 22 ) stjärnor. På grund av tyngdkraften kretsar stjärnor runt mitten av sin galax i hastigheter inom några dussin km / s och kräver vanligtvis flera 100 000 år till 200 miljoner år för en omlopp (se Galaktiskt år ). Vändningstiderna är dock betydligt kortare mot centrum. Stjärnorna är inte helt jämnt fördelade i en galax, men bildar ibland öppna stjärnkluster som Plejaderna , även kallade sju stjärnor , eller klotformiga kluster , som ligger i galaxernas halo . Dessutom är de mycket närmare i det galaktiska centrumet än i de perifera områdena.

Den längsta listan över kända stjärnor, Tycho-katalogen, räknar 2539 913 stjärnor (från och med 2015) och listar deras position, rörelse och fotometrisk information. Upp till magnitud +11,0 anses katalogen vara 99,9% komplett. Det är resultatet av Hipparcos satellituppdrag och dess systematiska undersökning av himlen. Efterföljaren till Hipparcos är Gaia- satellituppdraget. Denna satellit har samlat in data sedan 2013 och är avsedd att avsevärt utöka den befintliga datamängden.

Ange variabler för stjärnorna

Färg-ljusstyrka diagram, schematisk. Den logaritmiska ljusskalan sträcker sig över mer än fyra krafter på tio. Det blå spektralområdet är till vänster och det röda spektralområdet till höger. Det ritade linjefältet markerar spektralklasserna B0 till M0 och ljushetsklasserna Ia till V.

Stjärnor kan nästan helt karakteriseras med bara några tillståndsvariabler . De viktigaste kallas grundläggande parametrar . Dessa inkluderar:

och beroende på sammanhanget:

Yttemperaturen, accelerationen på grund av tyngdkraften och frekvensen av de kemiska elementen på stjärnans yta kan bestämmas direkt från stjärnans spektrum . Om avståndet till en stjärna är känt, till exempel genom att mäta dess parallax , kan ljusstyrkan beräknas med den uppenbara ljusstyrkan , som mäts med fotometri . Från denna information kan stjärnans radie och massa äntligen beräknas. Rotationshastigheten v vid ekvatorn kan inte bestämmas direkt, bara den projicerade komponenten med lutningen i , som beskriver orienteringen för rotationsaxeln.

Mer än 99 procent av alla stjärnor kan tydligt tilldelas en spektralklass och en ljusstyrka . Dessa faller inom Hertzsprung-Russell-diagrammet (HRD) eller det tillhörande diagrammet för färgljusstyrka i relativt små områden, varav det viktigaste är huvudserien . En kalibrering baserad på kända tillståndsvariabler för vissa stjärnor gör det möjligt att uppskatta tillståndsvariablerna för andra stjärnor direkt från deras position i detta diagram. Det faktum att nästan alla stjärnor är så lätta att klassificera betyder att utseendet på stjärnor bestäms av relativt få fysiska principer.

Under utvecklingen rör sig stjärnan i Hertzsprung-Russell-diagrammet. Den tillhörande banan för en stjärna i detta diagram bestäms till stor del av en enda mängd, nämligen dess ursprungliga massa . Stjärnorna förblir i huvudsekvensen för det mesta, utvecklas till röda jättar i de sena stadierna och slutar ibland som vita dvärgar . Dessa steg beskrivs mer detaljerat i avsnittet om stjärnutveckling.

Värdeområdet för vissa tillståndsvariabler täcker många storleksordningar . Yttemperaturerna hos huvudseriestjärnor sträcker sig från cirka 2200  K till 45 000 K, deras massor från 0,07 till 120 solmassor och deras radier från 0,1 till 25 solstrålar . Röda jättar är betydligt svalare och kan bli så stora att hela jordens bana kan passa in i dem. Vita dvärgar har temperaturer på upp till 100 000 K, men är bara så små som jorden, även om deras massa är jämförbar med solens . Massan av stjärnor i huvudsekvensen kan uppskattas med hjälp av förhållandet mellan massa och ljusstyrka .

Slutligen är den korrekta rörelsen för en stjärna hastighetsvektorn i förhållande till solens position. Typiska självrörelser är mellan 10 och 100 kilometer per sekund. Detta är vanligtvis också en egenskap hos stjärnans miljö, dvs. H. Stjärnor är mestadels i vila i sin egen miljö. Detta beror på att stjärnor bildas i grupper från stora gasmoln. Genom slumpmässiga processer som stjärnmöten i täta klotformiga kluster eller möjliga supernovaexplosioner runt dem kan stjärnor få över genomsnittliga lufthastigheter (så kallade runaway stars eller hyper snabba körningar ). Men respektive hastighet går aldrig utöver värden på några hundra kilometer per sekund. Den första upptäckten av stjärnor som lämnade Vintergatan på grund av sin egen rörelse gjordes de senaste åren. För närvarande är elva av dessa stjärnor kända, varav de flesta fick sin impuls från nära möten med det svarta hålet i det galaktiska centrumet.

Stellar evolution

Uppkomst

En stor del av stjärnorna bildades i de tidiga stadierna av universum för över 10 miljarder år sedan. Men stjärnor bildas fortfarande idag. Den typiska stjärnbildningen fortsätter enligt följande schema:

Bilder av en framväxande stjärna: ovanför en lysande stråle 12 ljusår i en optisk bild, i den nedre infraröda bilden kan dammskivan, vars kant kan ses som en stapel mitt i en mörk dubbel kon.
Schematisk översikt över en stjärnas livsfaser
  1. Utgångspunkten för stjärnbildningen är ett gasmoln (vanligtvis ett molekylmoln ), som huvudsakligen består av väte och som kollapsar på grund av sin egen gravitation . Detta händer när tyngdkraften dominerar gastrycket och jeanskriteriet är uppfyllt. Utlösare kan t.ex. B. tryckvågen i en närliggande supernova , densitetsvågor i den interstellära materien eller strålningstrycket hos redan bildade unga stjärnor.
  2. Den ytterligare komprimeringen av gasmolnet skapar enskilda kulor (rumsligt begränsat damm och gasmoln), från vilka stjärnorna kommer fram: Stjärnorna bildas sällan i isolering utan snarare i grupper. Sammandragningsperioden varar cirka 10 till 15 miljoner år totalt.
  3. Med den ytterligare sammandragningen av globulerna ökar densiteten och på grund av den frigjorda gravitationsenergin (som det ökade gravitationstrycket) stiger temperaturen ytterligare ( virial lag ; partiklarnas kinetiska energi motsvarar temperaturen). Den fria kollapsen stannar när molnet i färgglansdiagrammet når den så kallade Hayashi-linjen , som avgränsar området inom vilket stabila stjärnor är möjliga. Då rör sig stjärnan i färgglansdiagrammet först längs denna Hayashi-linje innan den rör sig mot huvudsekvensen, där den så kallade väteförbränningen börjar, dvs den fantastiska kärnfusionen av väte till helium genom Bethe-Weizsäcker-cykeln eller Proton- protonreaktion . Som ett resultat av globulernas vinkelmoment bildas en skiva som kretsar kring den unga stjärnan och från vilken den ackreterar ytterligare massa . En eller flera stjärnor och planeter kan uppstå från denna ackretionsskiva . Men denna fas av stjärnutvecklingen är ännu inte väl förstådd. Skivans plan blir ekliptik . Under tillskott från disken, oavsett jets utgör också i båda riktningarna i polära axlar (se bild), som kan nå en längd på över 10 ljusår.

Massiva stjärnor är mindre vanliga än stjärnor med låg massa. Detta beskrivs av den ursprungliga massfunktionen . Beroende på massan finns det olika scenarier för stjärnbildning:

  • Över en viss gränsmassa kan stjärnor omöjligt bildas genom ackretionsprocessen, eftersom dessa stjärnor redan skulle producera en så stark stjärnvind i ackretionsstadiet att massförlusten skulle överstiga ackretionshastigheten. Stjärnor av den här storleken, till exempel de blå stragglersna (Engl. Blue stragglers ), troligen orsakade av stjärnkollisioner .
  • Massiva och därmed heta stjärnor med mer än 8 solmassor dras relativt snabbt. Efter att kärnfusionen tänds driver den UV- rika strålningen snabbt isär de omkringliggande kulorna och stjärnan samlas inte ytterligare massa. Du kommer därför mycket snabbt till huvudserien i Hertzsprung-Russell-diagrammet . Den tyngsta stjärnan hittills upptäckt med en massa av 265 solmassor, med förkortningen R136a1, är drygt en miljon år gammal och ligger i ett stjärnkluster i tarantelnebulosan i det stora magellanska molnet . När den bildades kunde stjärnan ha haft upp till 320 solmassor.
  • Stjärnor mellan cirka 3 och 8 solmassor går igenom en fas där de kallas Herbig-Ae / Be-stjärnor . I denna fas är stjärnan redan i huvudsekvensen, men ackreterar massa under en tid.
  • Stjärnor med en lägre massa mellan 0,07 och 3 solmassor förblir inbäddade i globulerna under en tid efter antändningen av kärnfusionen och fortsätter att betongmassa. Under denna tid kan de bara ses i det infraröda spektralområdet. När de närmar sig huvudsekvensen går de igenom T-Tauri-stjärnscenen .
  • Föremål mellan 13 och 75 massor av Jupiter (eller 0,07 solmassor) når också den temperatur som krävs för att antända en kärnfusion , men inte fusionen av väte, utan bara den primordiala deuterium , som finns i små mängder , och från 65 Jupiter massor av litium . Dessa föremål kallas bruna dvärgar och, i termer av deras massa, ligger de mellan de planetära gasjättarna (upp till 13 M J ) och stjärnor. Eftersom bränsletillförseln är otillräcklig för att stoppa sammandragningen märkbart kallas bruna dvärgar substellära objekt.
Aktiv stjärnbildningsregion NGC604 med en diameter av 1 300 ljusår i den triangulära nebulosan M33

Ett dubbel- eller multipelstjärnsystem såväl som en enda stjärna kan uppstå från en kula . Om stjärnor bildas i grupper kan stjärnor som har bildats oberoende av varandra också bilda dubbla eller flera stjärnsystem genom ömsesidig fångst. Det uppskattas att cirka två tredjedelar av alla stjärnor ingår i ett dubbel- eller multipelstjärnssystem.

I de tidiga stadierna av universum var endast väte och helium tillgängligt för stjärnbildning. Dessa stjärnor är en del av den så kallade Population III, de var för massiva och därför för korta för att existera till denna dag. Nästa generation, känd som Population II-stjärnor, finns fortfarande idag; de finns främst i Vintergatans gloria, men de har också upptäckts nära solen. Stjärnor som bildades senare innehåller en viss mängd tunga element från början, som skapades i tidigare stjärngenerationer av kärnreaktioner och till exempel berikade interstellär materia med tunga element via supernovaexplosioner. De flesta stjärnorna på Vintergatans skiva är en av dem. De är kända som Population I-stjärnor.

Ett exempel på en aktiv stjärnbildande region är NGC 3603 i stjärnbilden Kiel på ett avstånd av 20 000 ljusår . Stjärnbildningsprocesser observeras i det infraröda och röntgenområdet , eftersom dessa spektralområden knappast absorberas av de omgivande dammmolnen, till skillnad från synligt ljus. Satelliter som Chandra röntgenteleskop används för detta ändamål .

Huvudsekvensfas

Färg-ljusstyrningsdiagrammet för stjärnor av olika massor som bildas samtidigt innehåller en grenpunkt som återspeglar gruppens ålder. Över denna punkt har stjärnorna redan utvecklats från huvudsekvensen.

Den fortsatta utvecklingen av stjärnutvecklingen bestäms i huvudsak av massan. Ju större massa av en stjärna desto kortare är dess brinntid. De mest massiva stjärnorna förbrukar allt sitt bränsle på bara några hundra tusen år. Deras strålningseffekt överstiger solens med hundratusen gånger eller mer. Solen, å andra sidan, har inte ens avslutat hälften av sin huvudsekvensfas efter 4,6 miljarder år. Röda dvärgar med låg massa utvecklas mycket långsammare. Eftersom de röda dvärgarna når en ålder av tiotals miljarder till biljoner år och universum bara är cirka 14 miljarder år gammalt har inte en enda av stjärnorna med den lägsta massan kunnat lämna huvudsekvensen.

Förutom massan är andelen tunga element viktig. Förutom dess inflytande på brinntiden bestämmer den om till exempel magnetfält kan bildas eller hur stark stjärnvinden blir, vilket kan leda till en avsevärd massförlust under stjärnutvecklingen. Följande evolutionära scenarier avser stjärnor med solelementöverflöd, vilket är vanligt för de flesta stjärnor på Vintervägens skiva. I de magellanska molnen, till exempel två dvärggalaxer i närheten av Vintergatan, har stjärnorna en betydligt lägre andel tunga element.

Efter bildandet spenderar stjärnor det mesta av sin brinntid (cirka 90 procent av sin livstid) på huvudsekvensen. Under denna period smälter väte jämnt samman med helium i stjärnornas kärna . De tyngre stjärnorna är varmare och ljusare och finns längst upp till vänster i färgglansdiagrammet, de ljusare längst ner till höger med de svalare med lägre ljusstyrka. Under denna huvudsekvensfas blir stjärnorna långsamt större, hetare och ljusare och rör sig i riktning mot jättestjärnorna. Detta gäller även solen, som är cirka 40 procent ljusare idag än när den skapades.

Kärnfusionen av väte till helium äger rum i ett centralt område av stjärnan, som bara tar upp några få procent av dess totala volym men innehåller cirka hälften av dess massa. Temperaturen där är över 10 miljoner Kelvin. Fusionsprodukterna ackumuleras också där. Transporten av energi till stjärnans yta tar flera hundra tusen år. Det sker via strålningstransport , värmeledning eller konvektion . Området som avger strålning i rymden kallas stjärnatmosfären . Deras temperatur är flera tusen till flera tiotusentals Kelvin. Till exempel har en stjärna med 30 solmassor en typisk yttemperatur på 40000 K. Det avger därför nästan uteslutande UV-strålning och endast cirka 3% synligt ljus.

Sena etapper

Senaste brännfaser

Planetarisk nebulosa Messier 57 ( ring Nebula ) med en diameter på ungefär en ljusår
Nebula runt den extremt massiva stjärnan Eta Carinae med en längsgående diameter på cirka 0,5 ljusår, bildad av utbrott för 100 till 150 år sedan

När temperaturen och trycket är tillräckligt höga börjar heliumkärnorna som produceras under väteförbränning smälta samman i stjärnans kärna. Vätgasförbränningen stoppas inte utan fortsätter i ett skal runt heliumförbränningskärnan. Detta går hand i hand med det faktum att stjärnan lämnar huvudsekvensen i Hertzsprung-Russell-diagrammet. Antändningen av heliumförbränningen är endast möjlig för stjärnor med tillräcklig massa (från 0,3 solmassor, se nedan), ljusare stjärnor lyser ut efter vätgasförbränningen. Den vidare utvecklingen skiljer sig tydligt från stjärnor med låg massa och hög massa. Stjärnor upp till 2,3 solmassor kallas lågmassa.

  • Stjärnor med låg massa upp till 0,3 solmassor fortsätter fusionen av väte i ett växande skal runt den utdöda kärnan. De slocknar helt efter slutet av den så kallade skålförbränningen . På grund av minskningen av temperaturen i mitten, ger de tyngdkraften och dras in i vita dvärgar med en diameter på några tusen kilometer. Som ett resultat stiger yttemperaturen initialt kraftigt. I det längre förloppet svalnar de vita dvärgarna och slutar som svarta dvärgar .
  • Lågmassastjärnor mellan 0,3 och 2,3 solmassor som solen själv, genom ytterligare sammandragning, når den temperatur och densitet i sin kärna som är nödvändig för att bränna helium. När heliumbrännaren antänds sker dramatiska processer inom några sekunder, där kraftomvandlingen i mitten kan öka till 100 miljarder gånger den aktuella solenergin utan att något syns på ytan. Dessa processer fram till stabiliseringen av heliumförbränningen kallas heliumblixt . Vid heliumförbränning skapas element upp till syre . Samtidigt sker väteförbränning i ett skal runt kärnan. Som ett resultat av temperatur- och kraftökningen expanderar stjärnorna till röda jättar med diametrar som vanligtvis är 100 gånger solens. Ofta avvisas stjärnornas yttre skal och bildar planetnebulosor . Så småningom slocknar också heliumförbränningen och stjärnorna blir vita dvärgar som beskrivs ovan.
  • Massiva stjärnor mellan 2.3 och 3 solmassor når det stadium av kol brinna sedan helium bränningen , i vilken element upp till järn bildas. I en viss mening är järn stjärnaska, eftersom ingen ytterligare energi kan erhållas från det genom fusion. Men på grund av stjärnvind eller bildandet av planetariska nebulosor förlorar dessa stjärnor en betydande del av sin massa. De kommer under den kritiska gränsen för en supernovaexplosion och blir också vita dvärgar.
  • Massiva stjärnor över 3 solmassor bränner praktiskt taget alla lättare element i sin kärna till järn under de senaste årtusenden av deras livscykel. Dessa stjärnor stöter också bort en stor del av massan i sina yttre lager som stjärnvindar. De resulterande nebulosorna är ofta bipolära strukturer, såsom Homunculus Nebula omkring η Carinae . Samtidigt bildas lökliknande skal, där olika fusionsprocesser äger rum, runt kärnan i stjärnans interiör. Tillstånden i dessa skålar skiljer sig dramatiskt. Detta illustreras med exemplet på en stjärna med 18 solmassor, som har 40 000 gånger solkraften och 50 gånger soldiametern:
Översikt av fusionsprocesserna inom massiva stjärnor

fusionsmaterial 		Fusionsprocess
(nukleosyntes) 		 Temperatur
(mill K )		   Densitet
(kg / cm³)		 fusion
period
H Väteförbränning 40 0,006   10 miljoner år
Hallå Heliumförbränning 190 1.1 1 miljon år
C. Kolförbränning 740 240 10 000 år
Nej Brinnande neon 1600 7400 tio år
O Syreförbränning 2.100 16 000 5 år
Si Skott av kisel 3.400 50 000 1 vecka
Fe kärna Kärnfusion av de tyngsta elementen 10.000   10 000 000   -
Gränsen mellan helium- och kolzonerna är jämförbar med avseende på den relativa temperaturen och densiteten hoppar till jordens atmosfär över en lavasjö. En betydande del av den totala stjärnmassan är koncentrerad i järnkärnan med en diameter på endast cirka 10 000 km. Så snart den överskrider Chandrasekhar-gränsen på 1,44 solmassor, kollapsar den inom bråkdelar av en sekund, medan de yttre skikten avvisas av frigjord energi i form av neutriner och strålning och bildar ett expanderande moln av explosion. Det är ännu inte känt exakt under vilka omständigheter en neutronstjärna eller ett svart hål bildas som slutprodukten av en sådan typ II-supernova . Förutom massan bör rotationen av föregångarstjärnan och dess magnetfält också spela en speciell roll. Bildandet av en kvarkstjärna skulle också vara möjlig , vars existens dock endast är hypotetisk. Om supernovan förekommer i ett binärt stjärnsystem, där massöverföring sker från en röd jätte till en vit dvärg ( typ Ia ), kan kolfusionsprocesser till och med riva stjärnan helt.

Nukleosyntes och metallicitet

Element som är tyngre än helium produceras nästan uteslutande av kärnreaktioner under den sena utvecklingen av stjärnutvecklingen, känd som nukleosyntes . Under fusionsreaktionerna som äger rum i plasma i termisk jämvikt kan alla element upp till atomantalet av järn uppstå. Tyngre element, i vilka bindningsenergin per nukleon ökar igen, bildas genom att fånga kärnpartiklar i icke-termiska kärnreaktioner. Tunga element uppstår främst genom neutronupptagning med efterföljande β-sönderfall i kolförbränningsjättestjärnor i s-processen eller i den första explosiva fasen av en supernova i r-processen . Här står s för långsam och r för snabb . Förutom dessa två vanligaste processer, som i slutändan leder till tydligt urskiljbara signaturer i elementfrekvensen, sker också protonupptagning och spallation .

De resulterande elementen matas till största delen tillbaka in i det interstellära mediet, från vilket ytterligare generationer av stjärnor skapas. Ju oftare denna process redan har genomförts, desto mer anrikas elementen som är tyngre än helium. Samlingsbegreppet metaller har blivit vanligt i astronomi för dessa element . Eftersom dessa metaller ackumuleras ganska jämnt är det ofta tillräckligt att specificera metalliciteten istället för de enskilda grundämnena . Stjärnor vars relativa överflödsmönster avviker från detta schema kallas kemiskt märkligt . Senare generationer av stjärnor har följaktligen en högre metallicitet. Metallicitet är därför ett mått på åldern för en stjärnas bildning.

Dubbla stjärnor

En binär stjärna eller binärstjärnsystem består av två stjärnor som dyker upp eller faktiskt står nära varandra på himlen. När de är gravitationellt bundna till varandra rör sig de regelbundet runt deras gemensamma tyngdpunkt .

Man gör en åtskillnad mellan följande typer av stjärnor eller par stjärnor:

  • Optiska dubbelstjärnor (uppenbara dubbelstjärnor): två stjärnor som dyker upp från jorden i nästan samma riktning på himlen, men som inte påverkar varandra gravitationsmässigt.
  • Geometriska dubbelstjärnor (rumsliga dubbelstjärnor): Stjärnor som ligger rumsligt nära varandra men som inte är bundna till varandra på grund av deras höga relativa hastigheter.
  • Fysiska binära stjärnor eller binära stjärnsystem är två stjärnor som är gravitationellt bundna på grund av deras rumsliga närhet och rör sig runt ett gemensamt tyngdpunkt enligt Keplers lagar . Över hälften av alla stjärnor i universum är en del av ett binärt stjärnsystem.
  • Ett system med flera stjärnor består av mer än två fysiskt bundna stjärnor.

Variabla stjärnor

Den uppenbara och ofta också den absoluta ljusstyrkan hos vissa stjärnor är föremål för fluktuationer över tiden, vilket kan ses i ljuskurvorna . Man gör en åtskillnad mellan följande typer av variabla stjärnor:

  • Täckningsvariabel . Dessa är dubbelstjärnor som tillfälligt täcker sig under sin omlopp ur ett jordiskt perspektiv.
  • Rotationsvariabel . Den observerade förändringen beror på stjärnans rotation, eftersom den inte strålar lika starkt i alla riktningar (t.ex. pulsarer ).
  • Pulsationsvariabel . Tillståndsvariablerna förändras mer eller mindre periodiskt och därmed också ljusstyrkan . De flesta stjärnor går igenom sådana instabila faser under sin utveckling, men vanligtvis först efter huvudsekvensfasen. Viktiga typer är:
    • Cepheids - din period kan exakt tilldelas en viss ljusstyrka. De är därför viktiga när man bestämmer avståndet som så kallade standardljus.
    • Mirastjärnor - Deras perioder är längre och mer oregelbundna än Cepheidernas.
    • RR Lyrae-stjärnor - De pulserar mycket regelbundet med en relativt kort period och har cirka 90 gånger solens ljusstyrka.
  • Cataclysmically Mutable . Dessa är vanligtvis binära stjärnsystem där en massöverföring från en röd jätte till en vit dvärg sker. De visar utbrott med några timmars mellanrum upp till flera miljoner år.
    Supernovarester Cassiopeia A
    • Supernovaer . Det finns flera typer av supernovor, varav typ Ia också är ett binärt stjärnfenomen. Endast typerna Ib, Ic och II markerar slutet på utvecklingen av en massiv stjärna.
  • Eruptiv muterbar . De får utbrott under korta perioder, som ofta upprepas med mer eller mindre oregelbundna intervall. Exempel är (t.ex. UV-Ceti-Stars , T-Tauri-Stars ):
  • Röntgen binära stjärnor är binära stjärnsystem som avger röntgen. En kompakt partner får materia från en annan stjärna genom ackretion . Som ett resultat liknar röntgen binära stjärnor de katastrofala variablerna.

Se även

litteratur

  • SW Stahler & F. Palla: Bildandet av stjärnor. WILEY-VCH, Weinheim 2004, ISBN 3-527-40559-3
  • HH Voigt: Astronomins disposition. 4: e upplagan. Bibliographisches Institut, Mannheim 1988, ISBN 3-411-03148-4 .
  • H. Scheffler, Hans Elsässer : Stjärnans och solens fysik. 2: a upplagan. BI-Wiss.-Verl., Mannheim 1990, ISBN 3-411-14172-7 .
  • Rudolf Kippenhahn , A. Weigert: Stellar struktur och evolution. Springer, Berlin 1990, ISBN 3-540-50211-4 (engelska).
  • N. Langer: Stjärnornas liv och död. Becks serie. Beck, München 1995, ISBN 3-406-39720-4 .
  • D. Prialnik: En introduktion till teorin om stjärnstruktur och evolution . Cambridge University Press, Cambridge 2000, ISBN 0-521-65065-8 .
  • J.Bennett, M.Donahue, N.Schneider, M.Voith: Astronomie (kapitel 14-16) , red. Harald Lesch, 5: e upplagan (1170 sidor), Pearson-Studienverlag, München-Boston-Harlow-Sydney-Madrid 2010
  • Thassilo von Scheffer , The Legends of the Stars , 1939.

webb-länkar

Commons : Star  - samling av bilder, videor och ljudfiler
Wikiquote:  Stjärncitat
Wiktionary: Star  - förklaringar av betydelser, ordets ursprung, synonymer, översättningar

stödjande dokument

  1. ↑ Ursprungsordboken (=  Der Duden i tolv volymer . Volym 7 ). 2: a upplagan. Dudenverlag, Mannheim 1989, s. 709 . Se även DWDS ( "Stern" ) och Friedrich Kluge : Etymological Dictionary of the German Language . 7: e upplagan. Trübner, Strasbourg 1910 ( s. 442 ).
  2. ^ E. Høg, C. Fabricius, VV Makarov, S. Urban, T. Corbin, G. Wycoff, U. Bastian, P. Schwekendiek och andra: Tycho-2- katalogen över de 2,5 miljoner ljusaste stjärnorna . I: Astronomi & astrofysik . 355, 2000, s. L27..L30. bibcode : 2000A & A ... 355L..27H .
  3. ↑ Norbert Przybilla et al.: HD 271791: En extrem Supernova Runaway B-stjärna som flyr från galaxen. arxiv : 0811.0576v1 , doi: 10.1086 / 592245 .
  4. ^ Brown et al.: MMT Hypervelocity Star Survey. arxiv : 0808.2469v2 .
  5. ↑ De mest massiva stjärnorna fördubblar det tidigare antagna maximumet
  6. ↑ Carolin Liefke: Record star mycket större än förväntat: stjärna med 300 solmassor upptäckta. Max Planck Institute for Astronomy, pressmeddelande från 21 juli 2010 från Informationsdienst Wissenschaft (idw-online.de), nås den 23 december 2014.
  7. ^ V. Joergens: Ursprung av bruna dvärgar . I: Recensioner i modern astronomi . 18, 2005, s. 216-239. arxiv : astro-ph / 0501220v2 . bibcode : 2005RvMA ... 18..216J .