stjerne

En stjerne er et 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 teleskopene, bare ut som lysende punkter. Den nærmeste stjernen, Proxima Centauri, ligger 40 billioner kilometer (4,22 lysår) unna.

Den store avstanden fra Jorden er også grunnen til at stjernene tilsynelatende står i ro i forhold til hverandre. Det gjorde at de tidligere ble kalt «fiksstjerner», i motsetning til planetene, som beveger seg i forhold til stjernene.

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 millioner stjerner.

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 millioner °C) at kjernereaksjoner finner sted (fusjon av hydrogenkjerner til heliumkjerner). Da slutter skyen å trekke seg sammen, og det er dannet en stjerne.

Dersom massen er 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 stjernesystemer eller flerdobbelte stjernesystemer.

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, kalt hovedserien, hvor deres absolutte lysstyrke avtar jevnt med avtagende overflatetemperatur. En stjernes tilsynelatende lysstyrke avhenger sterkt av avstanden fra Jorden.

Så lenge en stjerne produserer energi ved å «brenne» hydrogen gjennom fusjon, 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 sluke opp de innerste planetene.

Andre typer fusjonsreaksjoner kan nå sette i gang: helium kan omdannes til karbon, og enda tyngre grunnstoffer helt opp til jern kan dannes i stjerner med høy masse. Enkelte stjerner kan i dette stadiet fremvise mer eller mindre periodiske pulseringer. Mest kjent av disse er kefeidene, hvor det er en klar sammenheng mellom pulsasjonsperioden og stjernens absolutte lysstyrke, som kan bestemme deres avstand. På denne måten har man blant annet bestemt avstanden til de nærmeste galaksene.

Før eller senere vil imidlertid alt kjernebrennstoff være oppbrukt, og da vil de sentrale delene av stjernen trekke seg sammen. Ved denne sammentrekningen av kjernen frigjøres det energi, og dette kan medføre at de ytre lagene til stjernen 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 kilometer, 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. 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. For hver ny generasjon av stjerner blir derfor dette mediet rikere på tyngre grunnstoffer. Solen, som har et relativt høyt metallinnhold, regnes som en tredjegenerasjonsstjerne.

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.

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.

av NASA/The Hubble Heritage Team. fri

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. Dersom stjernen har liten masse, lyser den relativt svakt og har meget lang levetid. En stjerne med stor masse lyser meget sterkt og bruker opp sitt kjernebrennstoff meget raskt.

Massetettheten til stjerner viser enorme variasjoner. Det samme gelder lysstyrken (luminositeten). Lysutsendelsen fra de sterkeste stjernene er ca. én million ganger større enn fra de svakeste.

Fortetninger av stjerner innenfor vår galakse Melkeveien kalles stjernehoper. I nærheten av planet (flaten) som galaksens spiralarmer danner, finner man de åpne stjernehopene, som er 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.

Tidligere kalte man mønstre av stjerner stjernebilder, men i dag betegner ordet stjernebilder områder av himmelen. Stjernebilder er et enkelt middel til kort å angi en stjernes omtrentlige posisjon på himmelen.

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

av Courtesy of the Archives, California Institute of Technology . Begrenset gjenbruk

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 opprinnelse (f.eks. Vega, Rigel).

Arabernes innflytelse på astronomien vises ved den hyppige opptreden av deres bestemte artikkel al i stjernenavn (f.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. F.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 i f.eks. Karlsvognen, gis de betegnelse etter posisjonen i stjernebildet.

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 (f.eks. 61 Cygni, den første stjerne hvor avstanden ble bestemt).

Stjerner som kun kan observeres gjennom teleskoper, refereres til ved å oppgi nummer i forskjellige kataloger. (Stjernen HD 32 318 finner man f.eks. i Henry Draper-katalogen.)

Navn Tilsynelatende størrelsesklasse (mv) Avstand (parsec) Spektralklasse Absolutt størrelsesklasse (Mv)
Sirius (α CMa) –1,51 2,7 A1V 1,4
Canopus (α Car) –0,7 60 F0II –4,6
α Centauri –0,31 1,33 G2V 4,2
Arcturus (α Boo) –0,1 11 K2III 0,3
Vega (α Lyr) 0 8,1 A0V 0,5
Capella (α Aur) 0,11 14 G8III –0,6
Rigel (β Ori) 0,11 250 B8Ia –7,1
Procyon (α CMi) 0,41 3,5 F5IV-V 2,7
Achernar (α Eri) 0,5 35 B5V –2,2
β Centauri 0,61 120 B1III –4,8
Altair (α Aql) 0,8 5,1 A7IV-V 2,3
Betelgeuse (α Ori) 0,82 200 M2Iab –5,7
Aldebaran (α Tau) 0,81 21 K5III –0,8
Acrux (α Crucis) 0,91 80 B1IV –3,7
Spica (α Vir) 1,01 65 B1V –3,1
Antares (α Sco) 1,01 2 130 M1Ib –4,7
Pollux (β Gem) 1,2 11 K0III 1
Fomalhaut (α PsA) 1,2 7 A3V 1,9
Deneb (α Cyg) 1,3 430 A2Ia –7,2
β Crucis 1,3 130 B0III –4,3
Regulus (α Leo) 1,3¹ 26 B7V –0,8
Adhara (α CMa) 1,5 200 B2II –5,0
Castor (α Gem) 1,6 14 A1V 0,8
Shaula (λ Sco) 1,6 96 B2IV –3,3
Bellatrix (γ Ori) 1,6 140 B2III –4,1

1Multippel stjerne: mv er integrert størrelse

2Variabel stjerne

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

Navn Avstand (parsec) Tilsynelatende størrelsesklasse mv Absolutt størrelsesklasse Mv Spektralklasse
Solen 0,000005 (8,3 lysmin.) –26,72 4,83 G2V
Proxima Centauri (α Centauri C) 1,31 10,7 15,1 M5eV
α Centauri A 1,33 0,01 4,4 G2V
α Centauri B 1,33 1,4 5,8 K5V
Barnards stjerne 1,83 9,53 13,2 M5V
Wolf 359 2,32 13,66 16,8 M6eV
Lalande 21185 (BD 36° 2147 A) 2,49 7,47 10,5 M2V
BD 36° 2147 B Usynlig ledsager
Sirius A 2,67 –1,46 1,4 A1V
Sirius B 8,7 11,5 Hvit dverg
Luyten 726-8 (UV Ceti A) 2,74 12,5 15,4 M5,5eV
UV Ceti B 12,9 15,8 M6eV
Ross 154 2,9 10,6 13,3 M4,5eV
Ross 248 3,16 12,24 14,7 M5,5eV
ε Eridani 3,28 3,73 6,1 K2V
Luyten 789-6 3,31 12,58 14,9 M5,5eV
Ross 128 3,32 11,13 13,5 M5V
61 Cygni A 3,43 5,19 7,5 K5V
61 Cygni B 6,02 8,3 K7V
ε Indi 3,44 4,73 7 K5V
Procyon A 3,48 0,34 2,7 F5IV–V
Procyon B 10,7 13 Hvit dverg
BD 59° 1915 A 3,52 8,9 11,1 M4V
BD 59° 1915 B 9,69 11,9 M5V
BD 43° 44 A 3,55 8,07 10,3 M2,5eV
BD 43° 44 B 11,04 13,2 M4eV
CD–36° 15693 3,59 7,39 9,6 M2V
Tau Ceti A 3,67 3,5 5,7 G8Vp
Tau Ceti B Usynlig ledsager
BD+5° 1668 3,76 9,82 11,9 M4V
CD–39° 14192 3,85 6,72 8,7 M0V
Kapteyns stjerne 3,91 8,81 10,8 M0
Kruger 60 A 3,94 9,77 11,8 M3V
Kruger 60 B 11,43 13,4 M4,5eV

Foreslå endringer i tekst

Foreslå bilder til artikkelen

Kommentarer

Har du spørsmål om eller kommentarer til artikkelen?

Kommentaren din vil bli publisert under artikkelen, og fagansvarlig eller redaktør vil svare når de har mulighet.

Du må være logget inn for å kommentere.