Hubble-teleskopbild av en stjärnbildande region i det stora magellanska molnet. |

Stjärnor är enorma sfärer med antändad gas som tänder kosmos och fröer den med materialen för steniga världar och levande varelser. De finns i många olika typer och storlekar, från ultrande vita dvärgar till brinnande röda jättar.

Stjärnor klassificeras ofta efter spektraltyp. Även om de avger alla ljusfärger, betraktar spektralklassificeringen endast toppen av detta utsläpp som en indikator på stjärnans yttemperatur. Med detta system är blå stjärnor de hetaste och kallas O-typ. De coolaste stjärnorna är röda och kallas M-typ. För att öka temperaturen är spektralklasserna M (röd), K (orange), G (gul), F (gulvit), A (vit), B (blåvit), O (blå).

Denna intetsägande kategorisering överges ofta för ett mer beskrivande alternativ. Eftersom de coolaste stjärnorna (röda) alltid är de minsta kallas de röda dvärgar. Omvänt kallas de hetaste stjärnorna ofta blå jättar.

Det finns ett antal fysiska egenskaper som varierar för var och en av de olika stjärntyperna. Dessa inkluderar yttemperatur, ljusstyrka (ljusstyrka), massa (vikt), radie (storlek), livslängd, prevalens i kosmos och punkt i den stellar evolutionära cykeln.

Sun: Fysiska egenskaper

  • Livstid: 10 miljarder år
  • Evolution: mitten (4, 5 miljarder år)
  • Ljusstyrka: 3, 846 10 26 W
  • Temperatur: 5 500 C
  • Spektraltyp: G (gul)
  • Radie: 695 500 km
  • Mass: 1, 98 10 30 kg

När man överväger dessa fysiska egenskaper, jämförs de olika typerna av stjärna vanligtvis med vår närmaste stjärnledare, Solen. Rutan till höger ger solvärdena.

För att förstå skalan betyder notationen 10 26 att antalet har 26 nollor efter det. De typer av stjärnor som identifieras nedan kommer att beskrivas i termer av solen. Till exempel betyder en massa av två två solmassor.

Solen; en gul dvärgstjärna. |

1. Gula dvärgstjärnor

  • Livstid: 4 - 17 miljarder år
  • Evolution: tidigt, mitten
  • Temperatur: 5.000 - 7.300 ° C
  • Spektraltyper: G, F
  • Ljusstyrka: 0, 6 - 5, 0
  • Radie: 0, 96 - 1, 4
  • Mass: 0, 8 - 1, 4
  • Prevalens: 10%

Solen, Alpha Centauri A och Kepler-22 är gula dvärgar. Dessa stjärnkullar är i början av sina liv eftersom de bränner vätebränsle i sina kärnor. Denna normala funktion placerar dem på "huvudsekvensen", där majoriteten av stjärnorna finns. Beteckningen "gul dvärg" kan vara ogynnsam, eftersom dessa stjärnor vanligtvis har en vitare färg. De verkar dock gula när de observeras genom jordens atmosfär.

En orange dvärg som heter Epsilon Eridani (till vänster) visas bredvid vår sol i denna illustration. |

2. Orange dvärgstjärnor

  • Livstid: 17 - 73 miljarder år
  • Evolution: tidigt, mitten
  • Temperatur: 3.500 - 5.000 ° C
  • Spektraltyper: K
  • Ljusstyrka: 0, 08 - 0, 6
  • Radie: 0, 7 - 0, 96
  • Mass: 0, 45 - 0, 8
  • Prevalens: 11%

Alpha Centauri B och Epsilon Eridani är orange dvärgstjärnor. Dessa är mindre, kallare och lever längre än gula dvärgar som vår sol. Liksom deras större motsvarigheter är de huvudsakliga stjärnor som smälter väte i sina kärnor.

Binära röda dvärgstjärnor. Den mindre stjärnan, Gliese 623B, är bara 8% av solens massa. |

3. Red Dwarf Stars

  • Livstid: 73 - 5500 miljarder år
  • Evolution: tidigt, mitten
  • Temperatur: 1 800 - 3 500 ° C
  • Spektraltyper: M
  • Ljusstyrka: 0, 0001 - 0, 08
  • Radie: 0, 12 - 0, 7
  • Mass: 0, 08 - 0, 45
  • Prevalens: 73%

Proxima Centauri, Barnards Star och Gliese 581 är alla röda dvärgar. De är den minsta typen av huvudsekvensstjärna. Röda dvärgar är knappt heta nog för att bibehålla kärnfusionsreaktionerna som krävs för att använda sitt vätebränsle. Men de är den vanligaste typen av stjärna på grund av deras anmärkningsvärt långa livslängd som överskrider universumets nuvarande ålder (13, 8 miljarder år). Detta beror på en långsam fusionshastighet och en effektiv cirkulation av vätebränsle via konvektiv värmetransport.

Två små bruna dvärgar i ett binärt system. |

4. Bruna dvärgar

  • Livstid: okänd (lång)
  • Evolution: inte utvecklas
  • Temperatur: 0 - 1 800 ° C
  • Spektraltyper: L, T, Y (efter M)
  • Ljusstyrka: ~ 0, 00001
  • Radie: 0, 06 - 0, 12
  • Mass: 0, 01 - 0, 08
  • Prevalens: okänd (många)

Bruna dvärgar är substellära föremål som aldrig ackumulerat tillräckligt med material för att bli stjärnor. De är för små för att generera den värme som krävs för vätgasfusion. Bruna dvärgar utgör mittpunkten mellan de minsta röda dvärgstjärnorna och massiva planeter som Jupiter. De har samma storlek som Jupiter, men för att betecknas som en brun dvärg måste de vara minst 13 gånger tyngre. Deras kalla yttre utsänder strålning bortom det röda området i spektrumet, och för den mänskliga observatören verkar de magenta snarare än bruna. När bruna dvärgar gradvis svalnar blir de svåra att identifiera, och det är oklart hur många som finns.

En närbild av den blå jättestjärnan, Rigel. Den är 78 gånger större än solen. |

5. Blue Giant Stars

  • Livstid: 3 - 4 000 miljoner år
  • Evolution: tidigt, mitten
  • Temperatur: 7.300 - 200.000 ° C
  • Spektraltyper: O, B, A
  • Ljusstyrka: 5, 0 - 9 000 000
  • Radie: 1, 4 - 250
  • Mass: 1, 4 - 265
  • Prevalens: 0, 7%

Blå jättar definieras här som stora stjärnor med minst en liten blåaktig färg, även om definitionerna varierar. En bred definition har valts eftersom endast cirka 0, 7% av stjärnorna faller inom denna kategori.

Inte alla blåa jättar är huvudsekvensstjärnor. Faktum är att de största och hetaste (O-typen) bränner väte i sina kärnor mycket snabbt, vilket får deras yttre lager att expandera och deras ljusstyrka ökar. Deras höga temperatur innebär att de förblir blå för mycket av denna expansion (t.ex. Rigel), men så småningom kan de svalna för att bli en röd jätte, supergiant eller hypergiant.

Blå supergiganter över cirka 30 solmassor kan börja kasta av sig enorma skår i deras yttre lager och utsätta en superhett och lysande kärna. Dessa kallas Wolf-Rayet-stjärnor. Det är mer benägna att dessa massiva stjärnor exploderar i en supernova innan de kan svalna för att nå ett senare utvecklingsstadium, till exempel en röd supergiant. Efter en supernova blir den stjärnresterna en neutronstjärna eller ett svart hål.

En närbild av den döende röda jättestjärnan, T Leporis. Den är 100 gånger större än solen. |

6. Red Giant Stars

  • Livstid: 0, 1 - 2 miljarder år
  • Evolution: sent
  • Temperatur: 3 000 - 5 000 C
  • Spektraltyper: M, K
  • Ljusstyrka: 100 - 1000
  • Radie: 20 - 100
  • Mass: 0, 3 - 10
  • Prevalens: 0, 4%

Aldebaran och Arcturus är röda jättar. Dessa stjärnor befinner sig i en sen evolutionär fas. Röda jättar skulle tidigare ha varit huvudsekvensstjärnor (som solen) med mellan 0, 3 och 10 solmassor. Mindre stjärnor blir inte röda jättar eftersom deras kärnor på grund av konvektiv värmetransport inte kan bli tillräckligt täta för att generera värmen som behövs för expansion. Större stjärnor blir röda superjättar eller hypergiganter.

Hos röda jättar orsakar ackumulering av helium (från vätefusion) en sammandragning av kärnan som höjer den inre temperaturen. Detta utlöser vätgasfusion i de yttre lagren av stjärnan, vilket får den att växa i storlek och ljusstyrka. På grund av en större ytarea är yttemperaturen faktiskt lägre (rödare). De skjuter ut så småningom sina yttre lager för att bilda en planetnebula, medan kärnan blir en vit dvärg.

Betelgeuse, en röd supergiant, är tusen gånger större än solen. |

7. Red Supergiant Stars

  • Livstid: 3 - 100 miljoner år
  • Evolution: sent
  • Temperatur: 3.000 - 5.000 ºC
  • Spektraltyper: K, M
  • Ljusstyrka: 1 000 - 800 000
  • Radie: 100 - 1650
  • Mass: 10 - 40
  • Prevalens: 0, 0001%

Betelgeuse och Antares är röda superjättar. Den största av dessa typer av stjärnor kallas röda hypergiganter. En av dessa är 1650 gånger storleken på vår sol (NML Cygni) och är den största kända stjärnan i universum. NML Cygni är 5 300 ljusår bort från jorden.

Liksom röda jättar har dessa stjärnor svulnat upp på grund av deras kärnas sammandragning, men de utvecklas vanligtvis från blå jättar och supergiganter med mellan 10 och 40 solmassor. Högre massastjärnor kastar sina lager för snabbt och blir Wolf-Rayet-stjärnor eller exploderar i supernovaer. Röda supergiganter förstör sig så småningom i en supernova och lämnar efter sig en neutronstjärna eller svart hål.

Den lilla följeslagaren till Sirius A är en vit dvärg som heter Sirius B (se nere till vänster). |

8. Vita dvärgar

  • Livstid: 10 15 - 10 25 år
  • Evolution: död, nedkylning
  • Temperatur: 4 000 - 150 000 ºC
  • Spektraltyper: D (degenererat)
  • Ljusstyrka: 0, 0001 - 100
  • Radie: 0, 008 - 0, 2
  • Mass: 0, 1 - 1, 4
  • Prevalens: 4%

Stjärnor mindre än 10 solmassor kommer att fälla ut sina yttre lager för att bilda planetnebulor. De lämnar vanligtvis en jordkärna med mindre än 1, 4 solmassor. Denna kärna kommer att vara så tät att elektronerna inom dess volym kommer att förhindras från att ockupera något mindre område i rymden (bli degenererade). Denna fysiska lag (Paulis uteslutningsprincip) förhindrar den stjärna rest från att kollapsa ytterligare.

Resten kallas en vit dvärg och exempel inkluderar Sirius B och Van Maanens stjärna. Mer än 97% av stjärnorna är teoretiserade för att bli vita dvärgar. Dessa super heta strukturer kommer att förbli varma i biljoner år innan de kyls för att bli svarta dvärgar.

Konstnärligt intryck av hur en svart dvärg kan se ut mot bakgrund av stjärnor.

9. Svarta dvärgar

  • Livstid: okänd (lång)
  • Evolution: död
  • Temperatur: <-270 C
  • Spektraltyper: ingen
  • Ljusstyrka: infinitesimal
  • Radie: 0, 008 - 0, 2
  • Mass: 0, 1 - 1, 4
  • Prevalens: ~ 0%

När en stjärna har blivit en vit dvärg, svalnar den långsamt och blir en svart dvärg. Eftersom universum inte är tillräckligt gammalt för att en vit dvärg ska ha svalnat tillräckligt, tros inga svarta dvärgar existera just nu.

Crab pulsar; en neutronstjärna i hjärtat av Crab Nebula (centrala ljusa punkterna). |

10. Neutronstjärnor

  • Livstid: okänd (lång)
  • Evolution: död, nedkylning
  • Temperatur: <2 000 000 C
  • Spektraltyper: D (degenererat)
  • Ljusstyrka: ~ 0.000001
  • Radie: 5 - 15 km
  • Mass: 1, 4 - 3, 2
  • Prevalens: 0, 7%

När stjärnor större än cirka 10 solmassor tar ut sitt bränsle kollapsar deras kärnor dramatiskt för att bilda neutronstjärnor. Om kärnan har en massa över 1, 4 solmassor kommer elektronisk degeneration inte att kunna stoppa kollapsen. Istället smälter elektronerna med protoner för att producera neutrala partiklar som kallas neutroner, som komprimeras tills de inte längre kan ockupera ett mindre utrymme (blir degenererade).

Kollapsen kastar bort de yttre lagren av stjärnan i en supernovaexplosion. Stjärnresten, som nästan helt består av neutroner, är så tät att den upptar en radie på cirka 12 km. På grund av bevarande av vinkelmoment lämnas neutronstjärnor ofta i ett snabbt roterande tillstånd som kallas en pulsar.

Stjärnor större än 40 solmassor med kärnor större än cirka 2, 5 solmassor kommer sannolikt att bli svarta hål istället för neutronstjärnor. För att ett svart hål ska bildas måste tätheten bli tillräckligt stor för att övervinna neutrondegenerationen och orsaka en kollaps i en gravitations singularitet.

Även om stjärnklassificering beskrivs mer exakt i termer av spektraltyp, gör detta väldigt lite för att avfyra fantasin hos dem som kommer att bli nästa generation astrofysiker. Det finns många olika typer av stjärnor i universum, och det är ingen överraskning att de med de mest exotiska klingande namnen får störst uppmärksamhet.

Utforska kosmos

  • HubbleSite - Galleri
  • Bilder - NASA Spitzer Space Telescope