stjerne

Illustrasjon fra Johannes Keplers bok De Stella Nova (1606).

Fotografiet av tåken NGC 3603, tatt fra Hubble-romteleskopet, viser stjerners livssyklus. Stjerner fødes i globulene og de enorme pilarene til høyre i bildet. De blå superkjempene (til venstre for midten) markerer slutten på stjernens liv.

stjerne (samiske stjernebilder) (bilde)

stjerne, himmellegeme som vanligvis består av meget varm gass og som stråler ut selvprodusert energi, hovedsakelig som lys. Solen er et typisk eksempel på en vanlig stjerne. På grunn av den store avstanden til alle de andre stjernene ser de, selv med de største teleskoper, bare ut som lysende punkter. Dette er også grunnen til at de tilsynelatende står i ro i forhold til hverandre, noe som gav dem betegnelsen «fiksstjerner» (i motsetning til planetene, som har en tydelig bevegelse i forhold til stjernene). Den nærmeste stjernen, Proxima Centauri, ligger 40 billioner km borte.

Mål, enheter

Masse

Over 90 % av all materie i vårt univers som kan observeres direkte, er i form av stjerner. Resten er stort sett støv og gass. En stjernes masse kan være fra én tidel til over hundre ganger Solens masse. Har stjernen liten masse, lyser den relativt svakt og har meget lang levetid, mens en stjerne med stor masse lyser meget sterkt og bruker opp sitt kjernebrennstoff meget raskt.

Densiteten viser enorme variasjoner, det samme gjør lysstyrken (luminositeten). Lysutsendelsen fra de sterkeste stjernene er ca. én million ganger større enn fra de svakeste.

Stjernenes utvikling

En stjerne dannes ved at en støv- og gassky trekker seg sammen på grunn av sin egen tyngdekraft. Ved sammentrekningen varmes skyen opp, særlig de sentrale delene. Temperaturen blir til slutt så høy (ca. 10 mill. °C) at kjernereaksjoner finner sted (fusjon av hydrogenkjerner til heliumkjerner, se helium). Da slutter skyen å trekke seg sammen, og det er dannet en stjerne. Er massen mindre enn en tidels solmasse, vil sammentrekningen ikke føre til høye nok temperaturer for kjernereaksjoner, og resultatet blir en såkalt brun dverg. Er massen vesentlig større enn hundre solmasser, fører dannelsen av en stjerne ofte til instabiliteter. Svært ofte dannes det to eller flere stjerner nokså tett sammen. Omtrent halvparten av stjernene i nærheten av Solen er medlemmer av dobbelte eller flerdobbelte stjernesystemer. (Se dobbeltstjerner).

Solen, som nå er ca. 5 milliarder år gammel, har en levetid på ca. 10 milliarder år. Stjerner som er i dette første, og lengste, stabile stadium, kalles hovedseriestjerner. Deres overflatetemperatur er typisk fra et par tusen og opptil 50 000 °C. Hvis man plotter deres absolutte lysstyrke og deres overflatetemperatur i et diagram (se Hertzsprung-Russel-diagrammet), danner de en rekke, hovedserien, hvor deres absolutte lysstyrke avtar jevnt med avtagende overflatetemperatur. En stjernes tilsynelatende (apparente) lysstyrke avhenger naturligvis sterkt av avstanden fra Jorden.

Så lenge en stjerne produserer energi ved å «brenne» hydrogen, er den meget stabil og forandrer seg lite, men når hydrogenet i de sentrale områdene er brukt opp, kan stjernen forandre seg raskt. Den vil utvide seg kolossalt samtidig som overflaten avkjøles; den vil bli en rød kjempestjerne. Når Solen når dette stadiet, vil den kunne oppsluke de innerste planetene. Andre typer fusjonsreaksjoner kan nå komme i gang: helium kan omdannes til karbon, og enda tyngre grunnstoffer helt opp til jern kan dannes i stjerner med stor masse. Enkelte stjerner kan i dette stadiet fremvise mer eller mindre periodiske pulsasjoner. Mest kjent av disse er Cepheidene, hvor det er en klar sammenheng mellom pulsasjonsperioden og stjernens absolutte lysstyrke. De spiller en viktig rolle fordi man med kjennskap til deres egentlige lysstyrke (funnet ved å bestemme pulsasjonsperioden) og deres tilsynelatende lysstyrke, kan bestemme deres avstand. På denne måten har man bl.a. bestemt avstanden til de nærmeste galaksene.

Før eller senere vil imidlertid alt kjernebrennstoff være oppbrukt, og da vil de sentrale deler av stjernen trekke seg sammen. Ved denne sammentrekningen av kjernen frigjøres det energi, og dette kan medføre at de ytre lag blåses bort. Det kan skje rolig, som ved dannelse av planetariske tåker, eller ved en voldsom eksplosjon hvor de ytre gasslagene i stjernen slynges bort med store hastigheter: en supernovaeksplosjon. Ved dannelse av planetariske tåker trekker stjernen seg sammen til den har omtrent samme størrelse som Jorden. Det dannes en hvit dvergstjerne. Dens masse kan være opptil 1,2 ganger Solens masse. De sterke tyngdekreftene blir balansert av trykkrefter som hovedsakelig skyldes høyenergetiske (degenererte) elektroner. Ved supernovaeksplosjoner trekker kjernen seg sammen til den bare har en radius på ca. 10 km, og det dannes en nøytronstjerne. De enorme tyngdekreftene her blir balansert av trykkrefter som hovedsakelig skyldes høyenergetiske (degenererte) nøytroner. I enkelte tilfeller observeres radiopulser med meget jevne mellomrom fra slike nøytronstjerner. De betegnes da som pulsarer. I ekstreme tilfeller, hvor kjernen som trekker seg sammen har mer enn ca. to ganger Solens masse, kan ingen trykkrefter balansere de etter hvert ufattelige tyngdekreftene, og sammentrekningen fortsetter til kjernen har helt ubetydelig størrelse; det dannes et sort hull.

Ved supernovaeksplosjoner slynges tyngre grunnstoffer ut og «forurenser» det interstellare medium som hovedsakelig består av hydrogen og helium. Se supernova. For hver ny generasjon av stjerner blir derfor dette medium rikere på tyngre grunnstoffer. Solen, som har et relativt høyt metallinnhold, regnes som en tredjegenerasjonsstjerne.

Fordeling i rommet, typer

I nærheten av det galaktiske plan finner man de åpne hoper: ansamlinger på noen hundre stjerner (f.eks. Pleiadene). I større avstand fra planet finner vi kulehopene, som er meget tette ansamlinger av opptil flere hundre tusen stjerner. Se stjernehop.

Enkelte typer stjerner har variabel lysstyrke eller viser andre forandringer med tiden. Novastjernenes lysstyrke kan for eksempel øke med en faktor titusen i løpet av få timer. Mest spektakulære er supernovaene som i løpet av noen få dager øker sin lysstyrke mange milliarder ganger. Mens novaene er dobbeltstjerner, er supernovaer enkeltstjerner.

Navnsetting av stjerner

De klareste stjernene og de stjerner som er spesielt kjent av andre årsaker, har egne navn. Noen er av gresk og latinsk opprinnelse (f.eks. Sirius, Spica, Regulus), andre av arabisk (f.eks. Vega, Rigel).

Arabernes innflytelse på astronomien vises ved den hyppige opptreden av deres bestemte artikkel al i stjernenavn (eks. Algenib, Altair). Mange navn var tidligere beskrivelse av stjernens stilling i stjernebildet. Disse beskrivelser, overført fra Klaudios Ptolemaios' stjernekatalog til arabiske, degenererte senere til enkeltord. Eks.: Algol (Ra's al Ghul = 'Djevelens øye'), Fomalhaut (Fum al Hut = 'Fiskens munn').

I Johannes Bayers Uranometria (1603) innførtes den nåværende betegnelse på klare stjerner; liten gresk bokstav fulgt av stjernebildets latinske navn i genitiv. Når det greske alfabetet er oppbrukt, fortsettes med små latinske bokstaver. Rekkefølgen gis etter avtagende lysstyrke, men hvis mange stjerner er omtrent like klare, som f.eks. Karlsvognen, gis de etter posisjonen i bildet.

I John Flamsteeds Historia Coelestis (1729) er stjernene nummerert fortløpende i hvert stjernebilde fra vest mot øst. På moderne stjernekart gir man svakere stjerner disse nummer (eks. 61 Cygni, den første stjerne hvor avstanden ble bestemt).

Teleskopiske stjerner refereres til ved å oppgi nummer i forskjellige kataloger. (Stjernen HD 32 318 finner man f.eks. i Henry Draper-katalogen.)

Stjernehimmelen

Den samlede mengde himmelobjekter som er synlig fra et sted på Jorden kalles i dagligtale stjernehimmelen. Ca 7000 objekter er synlige fra jordoverflaten med det blotte øye. Stjernekart med stjerner ned til 9. størrelsesklasse inneholder ca. 0,5 mill. stjerner.

Stjernebilder

Sammenstilling av markante stjernegrupper til stjernebilder (konstellasjoner) og deres betegnelse med navn fra kulturfolks sagnkrets er eldgammel. Ptolemaios (ca. 140 f.Kr.) har i sitt verk Almagest overlevert oss 48 stjernebilder. Av disse er de 12 dyrekretsbilder med små endringer overtatt fra babylonerne, mens de fleste av de øvrige har navn fra gresk mytologi. I forskjellige stjernekart og kataloger som utkom på 1600- og 1700-tallet ble nye bilder føyd til slik at hele himmelen ble dekket. Spesielt kan nevnes J. Bayers Uranometria (1603) med 12 nye bilder, J. Johannes Hevelius' Firmamentum Sobiescianum (1690) med 11 og Nicolas Louis de Lacailles Coelum australe stelliferum (1763) med 14; fra sistnevnte stammer flertallet av de nyere bilder på sørhimmelen. På 1600-tallet forsøkte enkelte å endre de gamle stjernebildenes navn, men uten resultat. Julius Schiller erstattet f.eks. i sitt vakkert utstyrte atlas Coelum stellatum christianum (1627) de hedenske navn med kristne; dyrekretsens bilder ble bl.a. oppkalt etter de 12 apostler.

Stjernebilder er et enkelt middel til kort å angi en stjernes omtrentlige posisjon på himmelen. I 1928 ble de tidligere temmelig vilkårlige grenser for stjernebildene erstattet med deler av sirkler parallelle med og vinkelrett på himmelens ekvator. Nå dekkes hele himmelen av 88 stjernebilder, og grensene løper fra øst til vest og fra nord til sør. I astronomisk litteratur brukes latinske navn på stjernebildene, ofte forkortet til tre bokstaver, f.eks. Orion, Ori.

Illustrasjon, se stjernekart.

Klare stjerner angitt med tilsynelatende størrelsesklasse

¹Variabel

De 25 klareste stjernene

¹Multippel stjerne: m^v er integrert størrelse

²Variabel stjerne

De 25 nærmeste stjernene

A, B og C refererer til klareste, nest klareste og tredje klareste komponent av dobbelte og tredobbelte stjernesystemer

Stjernebilder

N = på den nordlige himmel, S = på den sørlige himmel, E = omkring himmelens ekvator. Se også artikkelen stjernekart for kart over stjernehimmelen.

¹Caput = Slangens hode, Cauda = Slangens hale

Anbefalt lenke

• Stjernekart (IAU i samarbeid med Sky&Telescope magazine)
  

• NASAs nettsider