Enstjerne er et massivt og lyssterkthimmellegeme som består av delvisionisert gass, såkaltplasma. På slutten av sin levetid kan en stjerne også inneholde en deldegenerert materie. Den nærmeste stjernen sett frajorden ersolen, som forsyner planeten med nokenergi til å opprettholdeliv her. Andre stjerner er synlige på nattehimmelen når de ikke forstyrres av solen, andre himmelfenomener ellermenneskeskapt belysning. De enorme avstandene gjør at vi ser dem som små og tilsynelatende stillestående punkter.
Opp gjennom historien har ulike kulturer gruppert de mest fremtredende stjernene på himmelsfæren sammen istjernebilder ogasterismer og de lyseste stjernene ble gitt egennavn. I moderne tid har stadig bedreteleskoper gjort at antallet stjerner som kan sees fra jorden stadig øker, og stjerner katalogiseres nå med standardisertestjernebetegnelser.Astronomer kan dessuten bestemmemasse, alder,kjemisk sammensetning og andre egenskaper ut fra en stjernesspektrum,luminositet ogbevegelse gjennom rommet.
En stjernes liv starter med etgravitasjonskollaps i enmolekylsky bestående avhydrogen,helium og små mengder tyngre stoff. Stjernen øker i størrelse og tetthet ved å tiltrekke seg masse fra den omkringliggende skyen, inntil kjernen når en høy nok tetthet til at kjernefysisk fusjon av hydrogen til helium setter i gang.[1] En kombinasjon av stråling ogkonvektive prosesser i den gjenstående delen av stjernen virker motgravitasjonskreftene og balanserer etter hvert de sammentrekkende og utvidende kreftene slik at vi i stedet for full kollaps får en stabil stjerne. Når hydrogendrivstoffet i kjernen er brukt opp, utvider de stjernene som har minst 0,4 solmasser[2] seg og blirrøde kjemper. I noen tilfeller fusjoneres tyngregrunnstoff i kjernen eller i skall rundt kjernen. Stjernene brytes deretter ned og en del av materien resirkuleres inn i det interstellare miljøet hvor den kan bli en bestanddel i en ny generasjon stjerner med en høyere andel av tyngre grunnstoffer.[3]
Dobbelt- og multistjerne-systemer består av to eller flere stjerner som er bundet til hverandre av gravitasjon og generelt beveger seg rundt hverandre i stabilebaner. Når to slike stjerner har en relativt tett bane, kan gravitasjonskreftene ha betydelig innvirkning på deres utvikling.[4] Stjerner kan danne en del av en mye større struktur sammenbundet av gravitasjon, for eksempel enhop eller engalakse.
En stjerne lyser på grunn avfusjon. Stjernen består stort sett avhydrogen og ved hjelp av fusjon, fusjoneres hydrogen om til helium. På et punkt vil stjernen gå tom for hydrogen, hvor lang tid det tar kommer an på stjernen. Er det en middel stor stjerne (som solen), vil det ta rundt 10 milliarder år. Er det en stor stjerne kommer den til å forbrenne hydrogenet mye fortere, og da vil det ta mye mindre tid.
Mennesker har sett mønstre i stjernene siden antikken.[L 1] Denne skildringen av stjernebildetLøven fra 1690 er avJohannes Hevelius.[L 2]
Stjerner har fascinert mennesker i tusener av år. Stjerner og andre himmelfenomener har vært studert både for religiøse og seremonielle formål, fornavigasjon og orientering. Stjernenes bevegelse sett fra jorden er svært liten på grunn av den store avstanden, og i antikken var derfor ideen omfiksstjerner utbredt; stjernene som fikserte punkter på en himmelsfære som omsluttet jorden. Menneskene så dessuten for seg at punktene hang sammen istjernebilder. Ulike stjernebilder finnes i ulike kulturer, og de har ofte oppstått i forbindelse med den lokalereligionen.[5]
Systemet med stjernebilder ble forbedret og videreutviklet i det andre årtusenet f.Kr. avbabylonerne som ga de nåværende stjernebildene iDyrekretsen sine navn.[6] De skapte også astronomiske kalendre som fokuserte på fenomen som kunne benyttes for å følge årstidene. Ogsåoldtidens Egypt hadde fremstående kunnskaper innen astronomi ogastrologi. Dette ble bevist av blant annet verdens eldste bevarte og eksakt daterte (1534 f.Kr.)stjernekart som er funnet i nærheten avLuxor iEgypt.[7]
Astronomene iantikkens Hellas ogRomerriket stod for det neste store skrittet i utviklingen. Blant annet varHipparkhos fra Nikea den første til å observere ennova, og basert på estimater utarbeidet han en katalog som inkluderte posisjonen til 1 020 stjerner.[8] Under den greske storhetstiden fikk stjernebildene tildelt navn fra dengreske mytologien.[9] Også en spesiell gruppe «stjerner» som grekerne kalteπλανῆται (planētai,vandrere)[10] fikk navn etter noen avOlympos' guder. Disse syntes å bevege seg i forhold til de øvrige stjernene. I dag vet vi at dette ikke er stjerner, menplanetene isolsystemet.[10]
I det 11. århundret, når astronomien hadde stagnert i Europa, beskrev den arabiske astronomenAl-Biruni vårgalakse,Melkeveien, som en samling avtåkete stjerner.[11] Også datidenskinesiske astronomer innså, akkurat som Hipparkhos før dem, at himmelens stjerner ikke var uforanderlige og at nye kunne oppstå der ingen tidligere hadde funnes. Det de så varsupernovaer, som de møysommelig registrerte.[12]
I 1584 publiserteGiordano Bruno verketDe l'infinito universo e mondi, der han mente at stjernene var andre soler og at det kunne finnes planeter som lignet jorden rundt dem.[13] For å forklare hvorfor stjernene beholdt sine avstander fra hverandre, foresloIsaac Newton at de var jevnt fordelt i alle retninger.[14]William Herschel, som oppdagetdobbeltstjernene, var den første astronomen som forsøkte å måle opp fordelingen av stjerner iuniverset. I 1785 utførte han en ambisiøs serie målinger av 600 deler av himmelen og noterte antallet stjerner i hver av delene. Han fant at tettheten av stjerner økte i en viss retning på himmelen, som var Melkeveiens sentrum, i stjernebildetSkytten.[15]
På 1900-tallet skjedde store fremskritt innen stjerneforskning, og et verdifullt verktøy varfotografiet.Karl Schwarzschild oppdaget at en stjernes farge, og dermed denseffektive temperatur, kunne måles ved å sammenligne stjernenestilsynelatende størrelsesklasse ved ulikebølgelengder. Et viktig skritt for å visualisere stjernenes ulike typer og egenskaper ble, uavhengig av hverandre, gjennomført avEjnar Hertzsprung ogHenry Norris Russell, da de utvikletHertzsprung-Russell-diagrammet. Senere varianter ble utviklet for å forklare den dynamiske utviklingen hos stjernene. Samtidig ble det gjort store fremskritt innenkvantemekanikken som gjorde at man kunne forklare ulike fenomener hos stjernenes spektrum, og dermed kunne man med nøyaktighet fastslå denkjemiske sammensetningen hos stjernenes atmosfærer.[L 3]
Et av de største gjennombruddene innen stjerneforskning i nyere tid, har vært oppdagelsen av at enkelte stjerner har egne planeter, såkalteeksoplaneter. I 1990 blepulsarenPSR B1257+12 oppdaget i stjernetegnetJomfruen, 980 lysår unna solen. I 1992 ble to planeter oppdaget rundt pulsaren – som dermed ble det første kjenteplanetsystemet utenfor vårt eget solsystem.[17] Ytterligere to planeter ble oppdaget rundt pulsaren i 1994 og 2002. Per 3. mai 2023 er totalt 5 366 eksoplaneter blitt oppdaget.[18]
Grupperingen av stjerner i stjernebilder er kjent allerede fra denbabylonske perioden. Navnene var forbundet med myter, og tolv av disse formasjonene, som ligger langs denekliptiske banen, ble grunnlaget forastrologien.[L 4] Mange av de mer fremtredende individuelle stjernene fikk også navn, spesielt medarabiske ellerlatinske betegnelser.
I tillegg til visse stjernebilder og solen, har stjerner som helhet sine egnemyter.[19] Forantikkens grekere representerte noen «stjerner», kjent somplaneter (gresk: πλανήτης (planētēs), som betyr «vandrere»), ulike viktige guddommer, som planeteneMerkur,Venus,Mars,Jupiter ogSaturn fikk navn etter.[19]Uranus ogNeptun er også oppkalt ettergreske ogromerske guder, men på grunn av deres lave lysstyrke, var ingen av disse planetene kjent i antikken. De fikk navnene tildelt av astronomer senere.
Rundt år 1600 ble navnene på stjernebilder brukt til å gi navn på stjernene i tilsvarende himmelregioner. Den tyske astronomenJohann Bayer skapte en rekke stjernekart og brukte greske bokstaver sombetegnelse for stjernene i hvert stjernebilde. Et velkjent eksempel på hans betegnelse erAlfa Centauri. Senere nummersystemer basert på stjernersrektascensjon ble oppfunnet og lagt tilJohn Flamsteeds stjernekatalog i hans bok«Historia coelestis Britannica» (utgaven fra 1712), hvor dette nummersystemet ble kaltFlamsteedbetegnelse ellerFlamsteednummerering.[20][21] Et eksempel påFlamsteedbetegnelse er51 Pegasi.
I dag navngis stjerner og andre himmellegemer avDen internasjonale astronomiske union (IAU), som er den eneste organisasjonen som er anerkjent av astronomer.[22] Det finnes imidlertid en rekke private selskaper, som for eksempelInternational Star Registry, som reklamerer med at de navngir stjerner mot betaling. Selskapenes navngivning har imidlertid ingen autoritet,[22] og mange i det astronomiske miljøet anser forretningsvirksomheten som bedrageri fordi den baserer seg på menneskers manglende kunnskap om hvordan stjerner får sine navn.[23]
De fleste parameterne hos stjerner uttrykkes iSI-enheter som standard, menCGS-enheter brukes også (for eksempel måles ofteluminositet ierg per sekund). Masse, luminositet og radius angis ofte i sol-enheter, basert på solens egenskaper:
Større lengder, som radiusen på en kjempestjerne eller denstore halvakselen hos en dobbeltstjerne, uttrykkes ofte iastronomiske enheter (AU), som tilsvarer middelavstanden mellom jorden og solen (150 millioner kilometer).
Stjerner dannes gjennomgravitasjonskollaps imolekylskyer, områder med høyerematerietetthet enn ellers i verdensrommet, men fortsatt lavere enn i etvakuumkammer på jorden. Skyene består hovedsakelig avhydrogen, rundt 23–28 % helium og en mindre del tyngre grunnstoff. Et eksempel på et slikt sted hvor stjerner dannes erOriontåken.[26] Når stjerner dannes fra disse skyene, lyser de dem opp ogioniserer dem, noe som skaper en såkaltH II-region.
Ved å observere stjernensspektrum,luminositet og bevegelse gjennom rommet kan man fastslå stjernenesmasse, alder, kjemiske sammensetning og mange andre sammensetninger. Den totale massen er avgjørende for hvordan stjernene utvikles og dens endelige skjebne. En graf over temperaturen stilt opp mot luminositeten, kjent som etHertzsprung-Russell-diagram, gjør det mulig å fastslå stjernenes alder og utviklingsstadium.
Ifølgekinetisk teori befinner molekylskyene seg normalt i en likevekt mellom ekspansjon på grunn av molekyleneskinetiske energi ogkollaps på grunn av deres gravitasjonelle tiltrekning. Dannelsen av en stjerne begynner med en lokal ustabilitet i molekylskyen. Slike ustabiliteter utløses som oftest av sjokkbølger fra ensupernova eller gjennom en kollisjon mellom togalakser (kjent somstarburstgalakser). Når en region har nådd en kritisk tetthet, kjent som kriteriet forJeans' ustabilitet, begynner den å kollapse under sin egen gravitasjon.
Når skyen kollapser, dannes enorme ansamlinger av støv og gass som kallesBok-kuler. Disse kan inneholde materialer tilsvarende opp til 50 solmasser. Når en kule kollapser og tettheten øker, omdannes etterhvert gravitasjonsenergien til varme og temperaturen stiger. En protostjerne dannes når kulen er blitt så kompakt at trykket i kjernen er høyt nok til at fusjon av hydrogen til helium begynner. Denne reaksjonen avgir nok energi til å motvirke videre kollaps og kulen når enhydrostatisk likevekt.[27] Disse nye stjernene er ofte omringet av enprotoplanetarisk skive.
Nye stjerner med mindre enn to solmasser kallesT Tauri-stjerner og stjerner med større masserHerbig-Ae/Be-stjerner. Disse nyfødte stjernene sender ut jetstrømmer av gass langs rotasjonsaksen, noe som skaper et fenomen kaltHerbig-Haro-objekt.[28]
Den lengste og mest stabile fasen i en stjernes livssyklus er perioden der den fusjonerer hydrogen til helium. Stjerner som er i denne fasen sies å tilhørehovedserien. Rundt 90 % av alle kjente stjerner befinner seg i hovedserien, og solen er et typisk eksempel.
Etterhvert som hydrogen forbrennes, vil det bli stadig mindre hydrogen og stadig mer helium i stjernens kjerne. Stjernens temperatur og luminositet øker da for at takten i fusjoneringen skal kunne opprettholdes.[29] For solen har det blitt estimert at luminositeten har økt med rundt 40 % siden den nådde hovedserien for rundt 4,6 milliarder år siden.[30]
Alle stjerner skaper enstjernevind avpartikler som forårsaker en kontinuerlig strøm av gass til verdensrommet. For de fleste stjerner er mengden materie som forsvinner ubetydelig. Solen taper bare 10-14 solmasser hvert år, eller 0,01 % i løpet av hele dens livslengde.[31] Svært massive stjerner kan tape mellom 10-7 og 10-5 solmasser hvert år, noe som kan påvirke utviklingen deres betydelig.[32] Supermassive stjerner som begynner med mer enn 50 solmasser, kan miste over halvparten av sin masse i løpet av tiden de tilhører hovedserien.[33]
Tiden en stjerne tilbringer i hovedserien avhenger først og fremst av mengden brensel og hastigheten den forbrenner dette brenslet med – med andre ord av den opprinnelige masse og luminositeten. For solen er denne tiden anslått å være rundt 10 milliarder år. Større stjerner bruker opp brenselet svært raskt og lever kun i kort tid i astronomisk målestokk. Små stjerner, kaltrøde dverger, bruker opp brenslet svært sakte, og det kan vare i flere titalls eller hundretalls milliarder år. Nedre grense for diameteren til en rød dverg antas å ligge på rundt 8.7 prosent av vår egen sol, hvilket er mindre ennJupiters diameter på 9.95 prosent av solens, selv om disse dvergene naturlig nok er mer massive og kompakte enngasskjemper.[34] Ved slutten av deres liv blir de helt enkelt mer lyssvake og går til slutt over tilsorte dverger.[2] Men ettersom livstiden hos røde dverger overstiger universets antatte alder på 13,7 milliarder år, er ingen av dem gamle nok til at det faktisk forekommer sorte dverger i universet enda.
Foruten masse kan også andelen grunnstoff tyngre enn helium spille en betydelig rolle i stjernenes utvikling. Innen astronomien betraktes alle stoff tyngre enn helium som «metalliske» og den kjemiskekonsentrasjonen av disse stoffene kallesmetallisitet. Denne metallisiteten kan påvirke hvor lang tid det tar for en stjerne å forbrenne sitt brensel, kontrollere dannelsen avmagnetfelt og endre styrken til stjernevinden.[35][36] Eldre stjerner, såkaltepopulasjon II-stjerner, har markant tyngre metallisitet enn yngre populasjon I-stjerner på grunn av sammensettingen av molekylskyen de ble skapt i. Dette avhenger av at visse skyer anrikes med tyngre stoff ettersom eldre stjerner dør og støter bort store deler av sin materie.
Når stjerner med en masse på minst 0,4 solmasser er i ferd med å bruke opp lageret sitt av hydrogen i kjernen, begynner de ytre delene å ekspandere voldsomt og kjøles ned; stjernen forvandles til en såkalt rød kjempe.[2] Rødfargen kommer av den senkede temperaturen. Om rundt 5 milliarder år, når solen blir en rød kjempe, kommer den til å bli så stor at den vil slukeMerkur og antakelig ogsåVenus. Modeller anslår at solen kommer til å ekspandere til rundt 99 % av avstanden til jorden i dag (1 AU). Samtidig beregnes imidlertid jordens omløpsbane å ekspandere til rundt 1,7 AU på grunn av solens tap av masse, og derfor antas det at jorden unngår å bli en del av solen.[37] Jordens atmosfære og hav kommer imidlertid til å forsvinne fordi solens luminositet kommer til å øke et tusentalls ganger.
I en rød kjempe opp til 2,25 solmasser vil hydrogenfusjonen fortsette i et skallager rundt kjernen.[38] Til slutt vil kjernen bli tilstrekkelig komprimert til å starteheliumfusjon, stjernen krymper i radius og overflatetemperaturen øker igjen. For større stjerner går kjernereaksjonene i kjernen direkte over fra fusjon av hydrogen til fusjon av helium.[4]
Etter at stjernen har brukt opp heliumet i kjernen, fortsetter fusjonen i et skall rundt en het kjerne avkarbon ogoksygen. Stjernen følger så en utvikling som minner om den første fasen som rød kjempe, men med høyere overflatetemperatur.
I løpet av fasen av heliumforbrenning ekspanderer stjerner med veldig høy masse (mer enn 9solmasser) til røde superkjemper. Når dette brenslet er brukt opp, kan de fortsette å fusjonere tyngre grunnstoff enn helium. Kjernen trykkes sammen av gravitasjonen til temperatur og trykk er tilstrekkelig høyt til å fusjonere karbon. Denne prosessen fortsetter med påfølgende stadier drevet avoksygen,neon,silisium ogsvovel. Mot slutten av stjernens livstid kan fusjonen skje i skall innover i stjernen (kan minne om løk i oppbygging). Hvert skall fusjonerer et bestemt stoff der det ytterste skallet forbrenner hydrogen, neste skall forbrenner helium og så videre, dog ikke samtidig.[39]
Den siste fasen nås når stjernen begynner å produserejern. Siden jernkjerner ertettere bundet enn alle andre grunnstoff, vil fusjon av jern ikke frigjøre energi, men tvert imot konsumere energi.[38] I supermassive stjerner dannes derfor en stor kjerne av jern. Disse tunge stoffene kan ta seg opp til overflaten av stjernene, som da kallesWolf-Rayet-stjerner som har en tett stjernevind som støter bort den ytre atmosfæren.
Krabbetåken, restene av ensupernova hvor supernova-eksplosjonen ble observert av flere ulike sivilisasjoner den 4. juli 1054.
En utviklet gjennomsnittlig stjerne kommer etter gjennomført forbrenning av tilgjengelig materiale til å støte bort sine ytre lag til enplanetarisk tåke. Dersom det som da gjenstår er mindre enn 1,4 solmasser, krymper den til et relativt lite objekt (rundt jordens størrelse) som ikke er massivt nok til å komprimeres ytterligere. Dissekompakte objektene kalleshvite dverger.[40] Den elektron-degenererte massen inne i en hvit dverg er ikke lenger enplasma, selv om stjerner generelt beskrives som kuler av plasma. Hvite dverger vil til slutt kjøles ned tilsorte dverger etter svært lang tid.
I mer massive stjerner (over 1,4 solmasser) kommer fusjonen til å fortsette frem til jernkjernen har vokst seg så stor at den ikke lenger kan støtte sin egen masse. Ettersom fusjonen av jern ikke er eneksoterm reaksjon, opphører det utgående termiske trykket som tidligere har hindret stjernen i å komprimeres ytterligere av gravitasjonen. Kjernen kommer plutselig til å kollapse når trykket blir så stort atelektronene trykkes inn iprotonene, som så dannernøytroner ognøytrinoer i et utbrudd av inversebetahenfall. Den lettere materien i de ytre delene av stjernen faller omgående inn mot nøytronkjernen og kastes så voldsomt tilbake i ensupernovaeksplosjon, på samme måte som en bølge «spretter» tilbake når den møter en vegg. Supernovaer er så kraftige at de for en kort periode kan lyse sterkere enn hele galaksen de befinner seg i. Når de oppstår i Melkeveien, har de historisk blitt observert som nye stjerner der ingen fantes tidligere.[41]
Hoveddelen av materien i en stjerne blåses bort av supernova-eksplosjonen (noe som danner tåker somKrabbetåken),[41] og det som gjenstår er kompakte objekter som ennøytronstjerne (som noen ganger fremstår som enpulsar) eller, for de aller tyngste stjernene med en gjenværende masse på over fire solmasser, et såkaltsort hull.[42] I en nøytronstjerne er all materie i en tilstand kjent som nøytron-degenerert materie, muligens med enda mer eksotiske former fordegenerert materie i kjernen. Inne i sorte hull er materien i en tilstand som enda ikke forstås av vitenskapen. De ytre bortstøtte lagene av døde og døende stjerner inneholder tyngre grunnstoff som kan gjenvinnes under dannelsen av nye stjerner. Dette er nødvendig for at jordlignende planeter, som nesten utelukkende består av tunge grunnstoffer, skal kunne oppstå.Stjernevinden fra store stjerner og utstrømningen fra supernovaer spiller en viktig rolle for den interstellare materiens egenskaper.[41]
Når stjernen har gått tom for hydrogen sveller stjernen opp og blir til det vi kaller en rød kjempe. Disse kan være så store at de har en diameter stor nok til å kunne sluke jorda. På dette punktet vil stjernen også begynne å fusjonere tyngre stoffer. Helium vil bli brukt og stoffene blir tyngre og tyngre.
En kunstnerisk fremstilling av en hvit dvergstjerne i bane rundtSirius.
Foruten isolerte stjerner somsolen, kan etstjernesystem bestå av flere stjerner bundet til hverandre ved gravitasjon. Den enkleste og vanligste typen flerstjernesystem erdobbeltstjerner, men system med tre eller flere stjerner kan også finnes. For systemer med tre stjerner er det vanlig at to av dem roterer rundt hverandre relativt nært, mens den tredje roterer rundt begge de to andre på en betydelig lengre avstand, siden en slik konfigurasjon er enklere å stabilisere enn mer symmetrisk konfigurasjoner. Større grupper, kaltstjernehoper, finnes også. Disse kan være alt fra et fåtall løst bundne stjerner til enormekuleformede stjernehoper med opp til flere hundre tusen stjerner.
Det ble lenge feilaktig antatt at majoriteten av stjernene befinner seg i flerstjernesystemer. For veldig massiveklasse O- og B-stjerner har man lenge kjent til at kun rundt 20 % er alene. Fra dette ble det antatt at rundt samme forholdstall gjelder for samtlige stjerner. Undersøkelser av stjerner med lav masse har imidlertid vist at andelen enkeltstjerner øker jo lengre ned i størrelse man går, og for røde dverger er forholdet nesten omvendt med 75 % enkeltstjerner. Siden rundt 85 % av alle stjerner antas å være røde dverger, er de fleste stjerner følgelig enkeltstjerner.[43]
Stjerner er gruppert igalakser sammen medinterstellar gass og støv. En typisk galakse inneholder hundretalls milliarder stjerner, og det finnes mer enn 100 milliarder galakser idet observerbare universet.[44] Stjerner befinner seg imidlertid ikke kun i galakser – også intergalaktiske stjerner har blitt oppdaget.[45] Totalt finnes det minst 70trilliarder stjerner i det observerbare universet,[46] 230 milliarder ganger flere enn de rundt 300 milliarder stjerner somMelkeveien antas å inneholde.
Den nærmeste stjernen sett frajorden, utenom solen, erProxima Centauri som er 4,2lysår unna, noe som tilsvarer 39,9 billioner (1012) kilometer. Det tar dermed 4,2 år for lys fra Proxima Centauri å nå jorden. Skulle man reise med samme hastighet som den romfergene oppnår (rundt 30 000 km/t) ville det tatt 150 000 år å reise dit.[a] Dette er en vanlig avstand i den galaktiske skiven inkludertsolsystemets omgivelser.[47] Stjerner kan være mye nærmere hverandre nær galaksenes kjerner eller i kuleformede stjernehoper, og mye lengre fra hverandre i dengalaktiske haloen.
På grunn av de lange avstandene mellom stjerner utenfor galaksekjernene anses kollisjoner å være uvanlige. I tettere regioner, som i kjernen av de kuleformede stjernehopene eller i de galaktiske kjernene, kan det være vanligere.[48] Slike kollisjoner antas å kunne resultere iblå etterslenger (engelskblue stragglers). Disse uvanlige stjernene har en høyere overflatetemperatur (og dermed blåere farge) enn andre hovedseriestjerner med sammeluminositet i stjernehopen.[49]
Fra det mørkeste stedet på jorden kan man med det blotte øye se omtrent 5 000 stjerner, og fra en lys gate i en storby omtrent 100.[50] Australske astronomer har regnet ut at antall stjerner i det synlige universet er 7 fulgt av 22 nuller.[50]
Nesten alle egenskaper ved en stjerne bestemmes av den opprinnelige massen; både viktige egenskaper som luminositet og størrelse og andre forhold som stjernens utvikling, livslengde og skjebne.
De fleste stjerner er mellom én og ti milliarder år gamle. Enkelte kan til og med være så gamle som nærmere 13,7 milliarder år, tilsvarende alderen påUniverset. Den eldste stjernen som har blitt oppdaget,HE 1523–0901, antas å være 13,2 milliarder år gammel.[51]
Jo mer massiv en stjerne er, desto kortere blir levetiden. Dette kommer først og fremst av at de største stjernene har et mye høyere trykk i kjerneregionen som fører til en raskere fusjon av hydrogen. De absolutt største stjernene har en levetid på ca. 10 millioner år, mens de minste røde dvergene anslås å kunne eksistere opp til flere hundre milliarder år.[52][53]
Når en stjerne dannes består massen av ca. 70 %hydrogen, 28 %helium, og en mindre andel tyngregrunnstoff. Disse tyngre stoffene kallesmetaller innen astronomien, selv om mange av stoffene ikke regnes som metaller i andre sammenhenger. Målet på andelen tyngre grunnstoff angis derfor sommetallisitet. Metallisiteten anslås ofte ut fra på andelenjern i stjernens atmosfære, fordi jern er et vanlig grunnstoff som er enkelt å oppdage og måle ved hjelp avspektroskopi. Sidenmolekylskyene der stjerner dannes stadig berikes med metaller fra supernova-eksplosjoner, kan en stjernes metallisitet gi en indikasjon på når stjernen ble dannet.[54]
Stjerner med kjenteplaneter, har en høyere andel tyngre grunnstoff enn gjennomsnittet av stjerner. Dette betyr at metallisiteten kan brukes som en indikator på hvor sannsynlig det er at stjerner har store planeter som kan være mulig å oppdage.[55] Forholdet skyldes at en høyere andel tyngre grunnstoff påskynder prosessen med å danne «frøene», såkalteplanetesimaler ogprotoplaneter, som etterhvert utvikles til planeter. For at store gasskjemper, som enkelt kan oppdages fra jorden, skal dannes, må eventuelle planetkjerner ha oppnådd en kritisk størrelse for å trekke til seg en stor del av gassen i omgivelsene førprotostjernen blåser bort gasskyen med sin kraftigestjernevind.[56]
Stjernen med det laveste målte jerninnholdet erdvergstjernen HE1327-2326 med bare 0,005 ‰ av solens jerninnhold.[57] Samtidig finnes stjerner somRasalas med nesten dobbelt så mye jern som solen, og14 Herculis som har vist seg å ha et planetsystem med nesten tre ganger så mye jern.[58] Det finnes også kjemisk avvikende stjerner som viser uvanlig like mengder av visse stoff i sine spekter, spesieltkrom ogsjeldne grunnstoffer.[L 5]
Stjerner varierer mye i størrelse. I hvert bilde i sekvensen vises objektene til høyre som det venstre objektet i den neste bolken. Jorden vises til høyre i bolk 1 og solen er den andre fra høyre i bolk 3.
På grunn av den store avstanden fra jorden ser alle stjerner bortsett fra solen ut til å være lysende punkter på nattehimmelen for det menneskelige øyet. De ser ofte ut til åblinke på grunn av optiske forstyrrelser i form avturbulens mellom varm og kald luft ijordens atmosfære. Disse temperaturforskjellene og forstyrrelsene i luften får lyset til å brytes i noe ulike retninger, noe som får oss til å tro at stjernen blinker, men det er bare en illusjon. Solen er også en stjerne, men den er nær nok til at øyet kan oppfatte den som en overflate i stedet for et punkt. Foruten solen er den stjernen som har størst diameter sett fra jorden,R Doradus med bare 0,057buesekunder.[59]
De fleste stjerner har alt for litenvinkeldiameter til å kunne observeres fra jorden som mer enn et punkt med nåværende jordbaserte optisketeleskop. Derfor benyttes i stedetinterferometriske teleskoper for å kunne avbilde disse objektene. En annen teknikk for å måle vinkeldiameteren er gjennomokkultasjon. Ved å måle lysstyrken hos en stjerne så nøyaktig som mulig når den forsvinner bakmånen (eller økningen i lysstyrken når den dukker opp igjen), kan stjernens vinkeldiameter beregnes.[60]
Stjerner varierer i størrelse franøytronstjerner, som er mellom 20 og 40 km i diameter, til superkjemper somBetelgeuse istjernebildetOrion med en diameter rundt 650 ganger større enn solens (rundt 0,9 milliarder kilometer). Betelgeuse har imidlertid en laveretetthet enn solen.[61]
Observasjoner av en stjernes bevegelse kan gi verdifull informasjon om stjernen, for eksempel kan det avgjøre om en stjerne ergravitasjonelt bundet til en gruppe andre stjerner. Målinger av stjerners bevegelser er også viktige for økt forståelse av galaksers struktur og dynamikk.
En stjernes hastighet måles som to komponenter;radialhastighet i forhold til solen, og en tangentiell komponent som kalles stjernensegenbevegelse. Radialhastigheten finnes ved å målerødforskyvningen i stjernensspektrallinjer som kommer fradopplereffekten. Jo større rødforskyvning, jo raskere beveger en stjerne seg bort fra oss. Motsatt vil blåforskyvning innebære at stjernen beveger seg mot oss. Egenbevegelsen måles med presise astronomiske instrumenter i millibuesekunder per år. Gjennom å måle opp stjernenesparallakse kan siden egenbevegelsen konverteres til hastighet. Stjerner med høy egenbevegelse er sannsynligvis relativt nær solen, noe som gjør dem til gode kandidater for målinger av parallaksen.[63]
Når begge hastighetene er kjente, kan stjernens romlige hastighet i forhold til solen eller galaksen beregnes. Blant nærliggende stjerner er det konstatert atpopulasjon I-stjerner generelt har lavere hastigheter enn eldre populasjon II-stjerner. Sistnevnte har elliptiske baner som er vinklet mot galaksens plan.[64] Sammenligningen av bevegelsene hos nærliggende stjerner har også ført til oppdagelsen av stjerneassosiasjoner som sannsynlig er grupper av stjerner som deler et felles opphavssted i de gigantiskemolekylskyene.[65]
En stjernesmagnetfelt dannes i de indre regionene hvorkonvektiv sirkulasjon finner sted. Disse bevegelsene av ledende plasma fungerer som endynamo og genererer magnetiske felt som strekker seg gjennom stjernen. Styrken på feltet varierer med massen og sammensetningen, mens mengden overflateaktivitet avhenger av stjernens rotasjonshastighet. Denne overflateaktiviteten skapersolflekker som er regioner med sterke magnetfelt og lavere temperatur enn normalt.Koronalooper er buer av magnetfelt som strekker seg ut ikoronaen fra aktive regioner.Solfakler er voldsomme utbrudd av høyenergi-partikler fra solens overflate som sendes ut på grunn av samme magnetiske aktivet.[66]
Unge, raskt roterende stjerner har en tendens til å ha høye nivåer av overflateaktivitet på grunn av magnetfeltet. Disse feltene kan påvirke stjernenssolvind, som fungerer som en bremse, som sakte, men sikkert reduserer stjernens rotasjon etter hvert som den blir eldre. Dermed har eldre stjerner som solen mye lavere rotasjonshastighet og mindre overflateaktivitet. Aktiviteten hos langsomt roterende stjerner varierer normalt i sykluser og kan nesten forsvinne helt i perioder.[67] Under for eksempelMaunder Minimum hadde solen en nær 70-årig periode nesten helt uten solflekker.
En av de mest massive stjernene man kjenner til erEta Carinae, med en masse på så mye som 100–150 solmasser.[68] Den forventes å få et svært kort liv, maksimalt et par millioner år. En studie avArcheshopen antyder at 150 solmasser kan være nær den øvre grensen for stjerner i universets nåværende æra.[69] Bakgrunnen for denne grensen er ikke helt kjent, men den kommer delvis avEddington-grensen, som definerer den maksimale mengden luminositet som kan passere gjennom en stjernes atmosfære uten å trykke denne med seg ut. Denne stjernen skal ligge på omkring 7500 lysår unna Jorden. NårEta Carinae dør ut, så vil den bli det man kaller enSupernova.
Refleksjonståken lyses opp av V380 Orionis (midten), en variabel stjerne med rundt 3,5 ganger solens masse. Den sorte flekken i skyen er en enormt tomt hull og ikke en mørk tåke som tidligere antatt.
Foto: NASA
De første stjernene som ble dannet etterBig Bang kan ha vært større, opp til 300 solmasser eller mer,[70] på grunn av at sammensetningen manglet grunnstoff tyngre ennlitium. Den generasjonen med supermassivepopulasjon III-stjerner er imidlertid borte for lenge siden og forekommer nå bare som teoretiske objekter.
Med en masse på kun 93 Mj erAB Doradus C en av de minste, kjente stjernene som har en aktiv fusjonsprosess.[71] For stjerner med en metallisitet som ligner solens beregnes den teoretisk minste mulige massen for å fortsatt kunne opprettholde fusjon av hydrogen i kjernen til å være rundt 75Mj.[72][73] Mindre stjerner enn dette kallesbrune dverger, noe som hører til et dårlig definert grenseland mellom stjerner oggasskjemper. Hos disse forekommer ingen fusjon i kjernen.
Kombinasjonen av radius og masse hos en stjerne avgjør overflategravitasjonen. Superkjemper har en mye lavere overflategravitasjon enn hovedseriestjerner, mens det motsatte gjelder for degenererte, kompakte stjerner somhvite dverger. Overflategravitasjonen kan påvirke utseendet til stjernens spekter, siden høy gravitasjon kan forårsake en utvidelse avabsorpsjonslinjene.[L 3]
Stjerners rotasjonshastighet kan estimeres enten gjennomspektroskopiske målinger, eller mer presist gjennom å sporestjerneflekker. Unge stjerner kan rotere over 100 km/s ved ekvator. Eksempelvis har B-klasse-stjernenAchernar en rotasjonshastighet på minst 225 km/s ved ekvator. Dette gjør at diameteren over ekvator er hele 50 % større enn mellom polene. Denne hastigheten er ikke langt fra den kritiske hastigheten på 300 km/s, som ville bety at stjernen ville ha brutt fra hverandre.[74] Til sammenligning roterer solen kun én gang per 25–35 dager med en ekvatorialhastighet på 1 994 km/s. Stjerners rotasjon bremses ned betydelig over tid på grunn av stjernens magnetfelt og stjernevind.[75]
Degenererte stjerner har krympet til en ekstremt kompakt masse, noe som resulterer i en rask rotasjon. De har imidlertid ganske lave rotasjonshastigheter sammenlignet med hva som kan forventes å bevaredrivmomentet. Dette forklares av at en stor del av stjernens bevegelsemengdemoment går tapt i det omfattende massetapet gjennom stjernevinden.[76] Til tross for dette kan rotasjonen være svært rask; enpulsar i hjertet avKrabbetåken roterer 30 runder per sekund.[77] En pulsars rotasjonshastighet kommer til å avta sakte over tid blant annet fordi den sender ut stråling.
Overflatetemperaturen hos en hovedseriestjerne bestemmes av stjernens radius og hvor raskt energi frigjøres i kjernen, og avgjør ofte stjernensfargeindeks.[78] Temperaturen gis ofte som deneffektive temperaturen, noe som er temperaturen hos et ideeltsvart legeme som stråler ut sin energi med samme luminositet per areal som stjernen. Merk at de effektive tallene bare er en representativ verdi, ettersom stjerner faktisk har en temperaturgradient som minker med økende avstand fra stjernen.[79] Temperaturen i kjerneregionen hos en stjerne er flere millionerKelvin (K).[80]
Stjernetemperaturen gir karakteristiske absorpsjonslinjer i spekteret. Overflatetemperaturen hos en stjerne brukes sammen med denabsolutte størrelsesklassen og spesielle kjennetegn i absorpsjonslinjene for å klassifisere stjernen.[L 3]
Massive hovedseriestjerner kan ha en overflatetemperatur på 50 000 Kelvin. Mindre stjerner, som solen, har en overflatetemperatur på et par tusen grader, mens røde kjemper har en relativt lav temperatur på rundt 3 600 K, men de har også en lav luminositet på grunn av sitt store areal.
De store mengdene energi som frigjøres fra kjernen er grunnen til at stjerner lyser så sterkt. Hver gang to eller flere atomkjerner slås sammen for å danne en nyatomkjerne av et tyngre grunnstoff, frigjøres det energi i form avgammastråling fra reaksjonen. Denne energien omdannes til andre former forelektromagnetisk energi, inkludertsynlig lys, gjennom den lange ferden fra stjernens sentrum og ut til overflaten.
Svart legeme-modellen gir en god approksimasjon for stjerners strålingsspektra. Her ser vi hvordan solens spektrum (AM 0) ligger tett opptil spekteret til et ideelt svart legeme på 5777K før det har blitt filtrert gjennom atmosfæren.
En stjernes elektromagnetiske strålingsspekter kan i stor grad approksimeres som spekteret til etsvart legeme. Et slikt spekter kjennetegnes ved at det bare avhenger av temperaturen – for stjerner den effektiveoverflatetemperaturen. Hvilken farge stjernen fremstår å ha avhenger av i hvilket bølgelengdeområde strålingen har størst intensitet. Solen fremstår som hvit fordi den stråler med omtrent like sterk intensitet i hele det synlige området. Kaldere stjerner vil fremstå mer rødlige, mens varmere vil fremstå mer blålige. Oppfattet farge avhenger også avatmosfæren og av øyets ulike sensitivitet for ulike bølgelengder.[81] Utover det synlige området strekker strålingen seg særlig inn iUV ogIR-området, sistnevnte kjenner vi som varme.
Ved å undersøke stjernersspekter kan astronomer fastslå en rekke ulike egenskaper hos stjernen, blant annet overflatetemperatur, stoffsammensetning og hvor raskt stjernen roterer. Hvis avstanden til stjernen er kjent, kan ogsåluminositeten regnes ut og med dette kan også massen og størrelse med mer avgjøres. Massen kan også måles direkte for stjerner i flerlegemesystemer, som for eksempel dobbeltstjerner. En annen teknikk for å beregne masser hos stjerner, ergravitasjonell mikrolinsing.[82] Med disse parameterne kan også stjernens alder estimeres.[83]
Innen astronomien er luminositet mengdenlys og andre former forstrålingsenergi som en stjerne stråler ut pertidsenhet. En stjernes luminositet avhenger av størrelsen og overflatetemperaturen. Flere stjerner viser imidlertid ikke en like stor strøm av energi over alt på overflaten. For eksempel har den raskt voksende stjernenVega en høyere strøm av energi per kvadratmeter ved polområdene enn ved ekvator.[84]
Vanlige variasjoner av energistrømmen er overflateflekker med lavere temperaturer og luminositet enn gjennomsnittet. Disse kalles for stjerneflekker, mer kjent somsolflekker i solens tilfelle. Kjempestjerner, spesielt de som tilhører et system med to eller flere stjerner, har generelt større og tydeligere stjerneflekker enn mindre stjerner og de kan dekke mer enn halve overflaten. Små røde dverger somUV Ceti kan også ha omfattende stjerneflekker.[85]
Størrelsesklasse er et mål på stjerners og andre himmellegemers lysstyrke fordelt på tilsynelatende størrelsesklasse og absolutt størrelsesklasse. Tilsynelatende størrelsesklasse er lysstyrken hos en stjerne, som vi ser den fra jorden, noe som avhenger av stjernens luminositet, avstand, og hvorvidt lyset er filtrert på veien til observatøren på jorden – eksempelvis gjennom interstellare gasskyer ogjordens atmosfære. De mest lyssterke stjernene i form av tilsynelatende størrelsesklasse, foruten solen, erSirius,Canopus,Arcturus,Alfa Centauri,Vega,Rigel,Procyon,Achernar,Betelgeuse ogBeta Centauri. Absolutt størrelsesklasse er hva den tilsynelatende størrelsesklasse ville ha vært dersom avstanden mellom jorden og stjernen hadde vært 10–parsec (32,6–lysår) og er direkte relatert til stjernens luminositet.
Både den tilsynelatende og absolutte størrelsesklassen benytter enlogaritmisk skala; en nivåforskjell på én på skalaen innebærer en forskjell i lysstyrke på ca. 2,5 ganger,[87] (Femteroten av hundre for å være nøyaktig). Dette betyr at en stjerne av første størrelsesklasse (+1,00) er rundt 2,5 ganger lysere enn en stjerne av andre størrelsesklasse (+2,00) og rundt 100 ganger lysere enn en stjerne av sjette størrelsesklasse (+6,00). De svakeste stjernene som kan sees av det menneskelige øyet under gode forhold, ligger rundt størrelsesklasse +6.
I begge skalaene innebærer en lavere verdi en lysere stjerne, og en høyere verdi innebærer en lyssvakere stjerne. De lyseste stjernene på begge skalaene har negative størrelsesklasser. Solen har en tilsynelatende størrelsesklasse på -26,7, mens den absolutte størrelsesklassen er knappe +4,83. Den lyseste stjernen på jordens stjernehimmel, Sirius, har en tilsynelatende størrelsesklasse på -1,44 og en absolutt størrelsesklasse på +1,41 (ca. 23 ganger sterkere enn solen).Canopus, den nest lyseste stjernen på stjernehimmelen, har en svært høy absolutt størrelsesklasse på -5,53, noe som gjør at den har en luminositet som er rundt 14 000 ganger høyere enn solen. Men siden Sirius er betydelig nærmere jorden med en avstand 8,6 lysår, sammenlignet med Canopus' 310 lysår, ser Sirius enda lysere ut fra jorden, til tross for den store forskjellen i absolutt størrelsesklasse.
StjernenLBV 1806-20 har en av de høyeste absolutte størrelsesklassen man har funnet så langt, med en absolutt størrelsesklasse på -14,2. Hvis den befant seg på 10 parsecs avstand fra jorden, ville den lyse flere ganger sterkere på himmelen enn fullmånen (tilsynelatende størrelsesklasse -12,6) og være vel så synlig i fullt dagslys. Stjernens luminositet er minst fem millioner ganger høyere enn solens.[88] De svakeste stjerne man har oppdaget er røde dverger med en størrelsesklasse på 26, og en hvit dverg med størrelsesklasse på 28. De er så lyssvake at et lite stearinlys på månen ville være lettere å se fra jorden.[89]
Stjerner klassifiseres etter sine spekter fra typeO som er svært varme til typeM som er så kjølige atmolekyler kan dannes i atmosfæren. Hovedklassene, ordnet etter synkende overflatetemperatur, erO, B, A, F, G, K ogM. En rekke sjeldne spektralklasser har spesielle grupperinger, og de vanligste av disse erL ogT som de kaldeste lavmassestjernene ogbrune dverger tilhører.
Hver bokstav har ti underklasser, fra varmest til kaldest,0 til9. Skalaen fungerer godt opp til de aller høyeste temperaturene, men de mest ekstreme stjernene på skalaen, klasseO0 ogO1, eksisterer muligens ikke.[90]
Stjerner kan også klassifiseres etterluminositeteffekten i spektrallinjene, noe som korrelerer med størrelsen og bestemmes av overflategravitasjonen. Disse klassene finnes fra0 (hyperkjemper) ogIII (kjempestjerner) tilV (hovedseriedverger) ogVII (hvite dverger). De fleste stjerner tilhørerhovedserien som består av vanlighydrogenfusjonerende stjerner som opptrer som et smalt, diagonalt bånd når stjernene fremstilles på en graf med den absolutte størrelsesklassen oppstilt mot spektraltypen.[90] Vår sol er en hovedseriestjerne av klasseG2V (gul dverg), noe som betyr at den har en middels høy temperatur og en normal størrelse.
Ytterligere betegnelser i form av gemene bokstaver kan følge spektraltypen for å indikere spesielle egenskaper i spekteret. For eksempel betyr en «e» at emisjonslinjer finnes, «m» betegner høye nivåer av metaller og «var» viser til variasjoner av spektraltype.[90]
Hvite dverger har egne typer som begynner med bokstavenD. Disse er videre oppdelt i typeneDA,DB,DC,DO,DZ ogDQ, avhengig av hvilke spektrallinjer som er mest fremtredende i spekteret. Disse bokstavene følges av en numerisk verdi som indikerer temperaturen.[91]
Variable stjerner har periodiske eller tilfeldige forandringer av luminositeten. Alle stjerner er mer eller mindre variable, men kun de som viser kraftige endringer betegnes som variable stjerner. Grunnene til disse variasjonene kan være flere.
Under visse stjerners utvikling gjennomgår de en fase der de kan bli pulserende variable stjerner. Disse varierer i radius og luminositet over tid, med ekspansjoner og kontraksjoner som har en periode på alt fra minutter til år, avhengig av stjernens størrelse. Til denne kategorien hører såvelKefeidevariabler og Kefeide-lignende stjerner som langperiodiske variabler somMiravariabler.[97]
Eruptive variabler er stjerner som fremviser plutselige økninger i luminositet på grunn avsolutbrudd ellerkoronamasse-utbrudd.[97] Til denne gruppen hørerWolf-Rayet-stjerner ogUV Ceti-stjerner i tillegg til kjempestjerner og superkjemper.
En tredje kategori er eksplosive variabler som gjennomgår omfattende forandringer i egenskapene. Til denne kategorien hørernovaer ogsupernovaer. Et dobbeltstjernesystem som inneholder en nærliggende hvit dverg kan skape visse typer spektakulære stjerneeksplosjoner, inklusive novaer og Type 1a-supernovaer.[4] Eksplosjonen skapes når den hvite dvergen samler opp hydrogen fra tvillingstjernen og bygger opp masse frem til fusjonen innledes.[98] Visse novaer er også gjentakende med periodiske utbrudd av middels styrke.[97]
Stjerners luminositet kan også variere avhengig av andre faktorer, for eksempel kan et dobbeltstjernesystem variere i luminositet, siden den ene stjernen iblant dekker den andre. En variabelstjerne av denne typen erAlgol hvor størrelsesklasse regelmessig varierer mellom 2,3 og 3,5 over en periode på 2,87 dager. En annen årsak til varierende luminositet kan være de ekstreme solflekkene, som kan dekke store flater hos raskt roterende stjerner.[97]
En stabil stjernes indre befinner seg ihydrostatisk likevekt, der den innadrettedetyngdekraften og den utadrettede kraften fra temperaturgradienten er i balanse. Temperaturen og trykket i kjernen av en hovedseriestjerne er tilstrekkelig forkjernefusjon, og gjennom fusjon frigjøres tilstrekkelig energi til å oppretteholde temperaturgradienten og hindre stjernen i å kollapse.[L 6] Temperaturen er høyest i stjernens sentrum, og synker radielt utover mot overflaten.
Strålingssonen er det område i stjernens indre hvor energioverføringen gjennom stråling er tilstrekkelig effektiv for å opprettholde energistrømmen. Her forstyrres ikke plasmaet, og massens bevegelser avtar og dør ut. Når disse forholdene ikke er til stede, blir plasmaet ustabilt, noe som fører tilkonveksjon og dermed danneskonveksjonssonen. Dette kan for eksempel skje nær kjernen, som har svært høy energistrøm per volumenhet og i de ytre delene med høyopasitet.[L 7]
Hvor konveksjonen skjer i en hovedseriestjerne avhenger av massen. Stjerner med masse flere ganger større enn solens, har en konveksjonssone dypt inne stjernen og en strålingssone i de ytterste delene. For mindre stjerner, som solen, gjelder det motsatte – med konveksjonssoner ved overflaten.[99] Hos røde dverger med mindre enn 0,4 solmasser forekommer kun konveksjon som hindrer helium i å samles i kjernen.[2] De fleste sonene til stjerner vil variere med tiden, når stjernen blir eldre og innholdet i de indre delene endres.[L 7]
Den delen av stjernene som er synlig for en observatør, kallesfotosfæren. Dette er laget hvor stjernenes plasma blir gjennomsiktig for synlig lys. Herfra blir energien som frigjøres i kjernen fri og beveger seg ut i rommet. Innenfor fotosfæren oppstår regioner med lavere temperaturer enn gjennomsnittet, såkaltesolflekker.
Over fotosfæren finnesstjerneatmosfæren. Hos en hovedseriestjerne som solen er den nederste delen av atmosfæren den tynnekromosfæren, hvorspikuler ogsolutbrudd starter. Denne regionen omgis av en overgangsregion hvor temperaturen øker raskt over bare 100 km. Utenfor dette finneskoronaen, en samling med ekstremt varm plasma som kan strekke seg flere millioner kilometer ut fra stjernen.[100] Forekomsten av en korona synes å være avhengig av en konveksjonssone i de ytre delene av en stjerne.[99] Til tross for høye temperaturer sendes svært lite lys ut fra koronaen, som normalt er den eneste synlige delen av solen under ensolformørkelse.
Fra koronaen strømmer en stjernevind av plasmapartikler ut fra stjernen til partiklene møter detinterstellare materiet. For solens del kalles det bobleformede området som påvirkes avsolvinden forheliosfæren.[101]
En rekke ulike kjernereaksjoner finner sted i stjernens indre, avhengig av masse og sammensetning, som en del av stjernenukleosyntesen. Den totale massen av de fusjonerte atomkjernene er mindre enn summen av bestanddelene. Den tapte massen forvandles til energi ifølge det berømte forholdetE = mc².[1]
Den viktigste kjernereaksjonen i hovedseriestjerner som for eksempel solen er omdanningen av hydrogen til helium gjennomproton-protonkjeden:[102]
der e+ er etpositron, γ er et gammafoton, νe er etnøytrino og H og He er hydrogen og helium.Fusjonen av hydrogen er svært temperaturavhengig, noe som betyr at en moderat økning av kjernetemperaturen resulterer i en betydelig økning i fusjonshastigheten. Under hydrogenfusjonen varier temperaturen i kjernen fra «bare» rundt 4 millioner K for en liten stjerne i M-klassen til 40 millioner K for en enorm stjerne i O-klassen.[80] Solen har en kjernetemperatur på rundt 10 millioner grader.
I tyngre stjerner dannes helium i en reaksjonssyklus som erkatalysert av karbon,CNO-syklusen (karbon-nitrogen-oksygen-syklusen).[102]
Hos stjerner i sluttstadiet av sitt liv, med kjernetemperaturer på 100 millioner K og mellom 0,5 og 10solmasser, kan helium omdannes til karbon gjennomtrippel-alfaprosessen som benytter stoffetberyllium som et mellomsteg i reaksjonen.
I enda tyngre stjerner kan enda tyngre grunnstoff fusjoneres i en sammendradd kjerne gjennomneonforbrenning ogoksygenforbrenning. Det siste stadiet i stjernenukleosyntesen ersilisiumforbrenningen som danner den stabileisotopenjern-56. Merk at disse reaksjonene er kjernereaksjoner og ikkeforbrenning i tradisjonell forstand. Etter silisiumforbrenningen kan fusjonen kun fortsette gjennom enendoterm prosess, noe som innebærer at mer energi kreves for å fusjonere stoffet enn det som frigjøres som et resultat av den. Mer energi kan på den måten bare frigjøres gjennom en gravitasjonell kollaps.[102]
Eksempelet nedenfor viser den tiden som kreves for en stjerne med 20 ganger solens masse å forbrenne alt sitt kjernedrivstoff. Som en O-klassestjerne på hovedserien ville den ha 8 ganger solens radius og 62 000 ganger dens luminositet.[103]
^von Spaeth, Ove (1999).«Dating the Oldest Egyptian Star Map».Centaurus International Magazine of the History ofMathematics, Science and Technology. 42 (3): 159-179.
^Pinotsis, Antonios D.«Astronomy in Ancient Rhodes» (på engelsk). Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. Besøkt 14. mai 2012.
^«Naming Stars» (på engelsk). Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). Arkivert fraoriginalen 14. oktober 2002. Besøkt 28. november 2011.
^ab«The Naming of Stars» (på engelsk). National Maritime Museum. Arkivert fraoriginalen 29. oktober 2007. Besøkt 28. september 2010.
^J.G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross (1979).«Stellarevolution from the zero-age main sequence».Astrophysical JournalSupplement Series (på engelsk) (40 utg.). s. 733–791.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
^Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J. (11. mai 2007).«Nearby Star Is A Galactic Fossil» (på engelsk). Science Daily. Besøkt 10. mai 2007.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
^Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997).«The End of the Main Sequence».The Astrophysical Journal. 482: 420–432. Besøkt 11. mai 2007.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
^«Ferreting Out The First Stars» (på engelsk). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 22. september 2005. Arkivert fraoriginalen 7. september 2006. Besøkt 5. september 2006.
^«Magnitude» (på engelsk). National Solar Observatory—Sacramento Peak. Arkivert fraoriginalen 6. februar 2008. Besøkt 4. oktober 2010.
^«Luminosity of Stars» (på engelsk). Australian Telescope Outreach and Education. 19. juli 2004. Arkivert fraoriginalen 9. august 2014. Besøkt 4. oktober 2010.
^abcdTables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze,Astronomy and Astrophysics Supplement Series46 (November 1981), pp. 193–237,Bibcode: 1981A&AS...46..193H. Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.
^The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
^«The Colour of Stars». Australia Telescope Outreach and Education. 21. desember 2004. Arkivert fraoriginalen 10. mars 2012. Besøkt 26. september 2007.«Arkivert kopi». Arkivert fraoriginalen 6. februar 2020. Besøkt 13. desember 2010. — forklarer forskjellen i oppfattet farge.
^LeDrew, G.;The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33.Merk: Tabell 2 har en feil feil, denne artikkelen antar 824 som det korrekte antall hovedseriestjerner.
^Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Lepping, R. P.; Connerney, J. E. P.; Stone, E. C.; McDonald, F. B. (2005).«Magnetic Fields».Science (309 utg.) (5743): 2027–2029.|seksjon= ignorert (hjelp)CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
^abcWallerstein, G.; Iben Jr., I.; Parker, P.; Boesgaard, A. M.; Hale, G. M.; Champagne, A. E.; Barnes, C. A.; KM-dppeler, F.; Smith, V. V.; Hoffman, R. D.; Timmes, F. X.; Sneden, C.; Boyd, R. N.; Meyer, B. S.; Lambert, D. L. (1999). «Synthesis of the elements in stars: forty years of progress».Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995–1084.Bibcode:1997RvMP...69..995W.doi:10.1103/RevModPhys.69.995.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Gray, David F. (1992).The Observation and Analysis of Stellar Photospheres (på engelsk). Cambridge University Press.ISBN0-521-40868-7.
Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D., & Trimble, Virginia (2004).Stellar Interiors (på engelsk). Springer.ISBN0387200894.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Hevelius, Johannis (1690).Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia. Gdansk.
Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne (1995).Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination. Carsten Niebuhr Institute Publications (på engelsk). Museum Tusculanum Press.ISBN8772892870.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Scwarzschild, Martin (1958).Structure and Evolution of the Stars (på engelsk). Princeton University Press.ISBN0-691-08044-5.
Unsöld, Albrecht (1969).The New Cosmos (på engelsk). New York: Springer-Verlag.
Green, Paul J (2005).«Star».World Book Online Reference Center (på engelsk). World Book, Inc. Arkivert fraoriginalen 8. mai 2005. Besøkt 27. november 2011.
.png)
