Stjerner fra fødsel til genfødsel

Denne artikel har en liste med kilder, en litteraturliste eller eksterne henvisninger, men informationerne i artiklen er ikke underbygget, fordi kildehenvisninger ikke er indsat i teksten. Begrundelsen kan findes på diskussionssiden eller i artikelhistorikken. Du kan hjælpe ved at indføre præcise kildehenvisninger på passende steder. (2019) (Lær hvordan og hvornår man kan fjerne denne skabelonbesked)

Stjerneudvikling er en proces hvor en stjerne gennemgår en sekvens af radikale ændringer i løbet af sin levetid.

Stjerner opstår ikke fuldt færdige.

Stjerner dannes gennem en langsom (astronomisk set meget hurtig) proces dybt inde i interstellare gas- og støvskyer. Alt efter størrelsen af den masse, som "klumper" sammen i skyen, følger de nye stjerner (ikke at forveksle med stella nova, en stjerne i udbrud, eller ved den endegyldige afslutning af sit livsløb) nogenlunde ensartede, men på nogle punkter alligevel meget forskellige "baner".

Alt efter deres masse og kemiske sammensætning kan nydannede stjerner blive superkæmper, kæmper, metalfattige underkæmper eller indtræde på hovedserien sammen med ca. 98% af alle andre stjerner. De såkaldte brune dværge er ikke rigtige stjerner, idet de har for lille masse – og dermed utilstrækkelig temperatur og tryk i kernen – til at kunne fusionere Brint.

Efter et livsløb af en længde, som varierer dramatisk med stjernens masse og kemiske sammensætning (fra mindre end 1 million til flere hundrede milliarder år), ender den som enten en hvid dværg, en neutronstjerne, et sort hul eller – i det mest dramatiske tilfælde – blot en interstellar gas- og støvsky. Alle stjerners "dødsfald" danner desuden – i nogle tilfælde udelukkende – en større eller mindre mængde gas og støv, som indgår til genbrug i en interstellar gas- og støvsky, en genfødsel.

Note: Alle data er omtrentlige. De er statistiske gennemsnit, som revideres løbende i takt med, at vor viden øges.
Specielt temperatur og lysstyrke ændres ofte, idet data er afhængig af stjernens afstand, hvor målingerne konstant forfines med brug af stadig bedre astronomiske instrumenter, metoder og satellitter. Selv data for den nærmeste af alle stjerner – Solen – har en (meget lille) fejlmargin. Alle data er fra 2007 august

Forklaring til tabellerne:

MK-Spkt = MK-spektralklasse.
T_eff = effektiv overfladetemperatur i K.
x ${\displaystyle L_{\odot }}$ = lysstyrke i forhold til Solen.
x ${\displaystyle M_{\odot }}$ = masse, målt i solmasser.
x ${\displaystyle R_{\odot }}$ = radius, målt i solradier.
Mv = absolut visuel lysstyrke.
M_bol = bolometrisk lysstyrke.
ρ = gennemsnitlig massefylde
Levetid = stjernens omtrentlige levetid i millioner år
Rel.% = pt. kendt relativ forekomst i procent af alle kendte stjerner i Mælkevejen
Et ? (spørgsmålstegn) foran et tal indikerer ekstra usikkerhed.

Tabel 1. Hovedseriestjerner

MK-Spkt	Teff K	x ${\displaystyle L_{\odot }}$	x ${\displaystyle M_{\odot }}$	x ${\displaystyle R_{\odot }}$	Mv	Mbol	ρ	Levetid	Rel.%
O5V	42.000	499.000	60	13,4	-5,10	-9,51	0,035	1	0,00002
B0V	30.000	32.500	17,5	6,7	-3,40	-6,54	0,082	10	0,01
B5V	15.200	480	5,9	3,2	-0,50	-1,96	0,254	100
A0V	9.800	39,4	2,9	2,2	+1,10	+0,75	0,384	500	1
A5V	8.190	12,3	2	1,8	+2,20	+2,02	0,484	1.000
F0V	7.300	5,21	1,6	1,4	+3,00	+2,95	0,823	2.000	3
F5V	6.650	2,56	1,4	1,2	+3,90	+3,72	1,141	4.000
G0V	5.940	1,25	1,05	1,06	+4,70	+4,50	1,244	10.000	9
Sol G2V	5.777	1,0	1,0	1,0	+4,82	+4,74	1,411	12.000
G5V	5.400	0,79	0,92	0,9	+5,05	+4,90	? 1,7	15.000
K0V	5.150	0,552	0,79	0,93	+5,70	+5,39	1,582	75.000	14
K5V	4.410	0,216	0,67	0,8	+7,10	+6,40	1,847	30.000
M0V	3.840	0,077	0,51	0,63	+8,90	+7,52	? 2,9	75.000	78
M5V	3.170	0,0076	0,21	0,29	+12,8	+10,1	12,15	200.000
L0V	1.500	0,0008	0,11	0,22	+14,7	+11,3	14,58	> 200.000	≈ 0
S0V	1.000	0,000005	0,08	0,15	> +15	> +12	33,46	> 200.000	≈ 0

Noter til tabel 1.
O-stjerner er meget sjældne, blot 1 ud af ca. 5.000.000 stjerner er af spektralklasse O!
Data er et gennemsnit af stjernerne over hele hovedseriens tykkelse.

Tabel 2. Kæmpestjerner

MK-Spkt	Teff K	x ${\displaystyle L_{\odot }}$	x ${\displaystyle M_{\odot }}$	x ${\displaystyle R_{\odot }}$	Mv	Mbol	ρ
O5III	39.400	741.000		18,5	-5,9	-9,94	Rho
B0III	29.200	84.700	20	11,4	-4,7	-7,58	0,019
B5III	15.100	2.080	7	6,7	-2,3	-3,56	0,033
A0III	10.200	169	4	4,1	-0,4	-0,83	0,082
A5III	8.550	52		3,3	+0,6	+0,44	Rho
F0III	7.400	27		+3,2	+1,30	1,17	Rho
F5III	6.410	22		3,8	+1,5	+1,37	Rho
G0III	5.470	29	1	6,0	+1,3	+1,10	0,007
K0III	4.660	50	1,1	10,9	+1,0	+0,48	0,0012
K5III	4.050	110	1,2	21,4	+0,7	-0,36	0,00017
M0III	3.690	256	1,2	39,3	+0,0	-1,28	0,000028
M5III	3.380	1100		96,7	-0,4	-2,86	Rho

Noter til tabel 2.
Ordet "Rho" i kolonnen for gennemsnitlig massefylde indikerer, at denne ikke kan beregnes med blot nogen sikkerhed.

Tabel 3. Superkæmpestjerner

MK-Spkt	Teff K	x ${\displaystyle L_{\odot }}$	x ${\displaystyle M_{\odot }}$	x ${\displaystyle R_{\odot }}$	Mv	Mbol	ρ
Wx	> 60.000	1.000.000	> 40	≈ 20	Mv	Mb	Rho
O5Iab	40.900	1.140.000	70	21,2	-6,5	-10,4	0,01037
B0Iab	26.200	429.000	25	31,7	-6,9	-9,3	0,00111
B5Iab	13.600	79.100	20	51,1	-6,6	-7,5	0,00021
A0Iab	9.980	37.500	16	64,9	-6,3	-6,7	0,000083
A5Iab	8.610	30.500	13	78,6	-6,3	-6,5	0,000038
F0Iab	7.460	28.800	12	102	-6,4	-6,4	0,000016
F5Iab	6.370	29.100	10	140	-6,4	-6,4	0,000005
G0Iab	5.370	30.300	10	202	-6,3	-6,5	0,0000017
G5Iab	5.200	32.400	12	130	-6,5	-6,1	0,0000077
K0Iab	4.550	33.100	13	293	-6,1	-6,6	0,00000073
K5Iab	3.330	39.200	13	415	-5,7	-6,7	0,00000026
M0Iab	3.620	51.900	13	580	-7,1	-5,6	0,000000094
M5Iab	2.880	165.000	24	1.640	-4,8	-8,3	0,0000000077

Noter til tabel 3.
For superkæmpestjerner er der betydelig usikkerhed om specielt de omtrentlige levetid og relativ forekomst.
Kun et fåtal er kendt, og deres afstande er for det meste meget upræcist målte, idet de kan ses tværs gennem galaksen og er derfor for fjerne til at man kan måle parallakser med god præcision.

Bemærk hvorledes den gennemsnitlig massefylde for de orange og røde superkæmper viser, at deres stof er tyndere end det tyndeste vakuum, vi kan skabe i laboratorier på Jorden.

SE også Hertzsprung-Russell-diagrammet og Spektralklasse

Hayashisporet (Hayashi Track)

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Stjerner med en masse på mere end 7-8 gange Solens ender som kerne-sammenbrud (core collapse) supernova af typerne Ib, Ic, II, IIL, IIP og IIn. Som rest efter en core collaps supernovas detonation bliver enten en neutronstjerne eller et sort hul, og desuden en supernovarest.

En præcis grænse for, hvornår massen medfører kerne-sammenbrud, kan ikke angives, idet den er afhængig af forskellige, individuelle forhold, med hovedvægt på den bestemte stjernes kemiske sammensætning.

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

Binært eller multipelt system Supernova type Ia

Som rest efter en hvid dværgs detonation eller conflagration bliver kun en gas- og støvsky.

Tekst mangler, hjælp os med at skrive teksten

• Duric, Neb: Advanced Astrophysics, Cambridge University Press, 2004, ISBN 0-521-52571-3
• Carroll, Bradley W. & Ostlie, Dale A.: Modern Astrophysics, Pearson Education Inc., 2006/2007, ISBN 0-321-44284-9
• Prialnik, Dina: Stellar Structure and Evolution, Cambridge University Press, 2006, ISBN 978-0-521-65937-6

Spire Denne artikel om astronomi er en spire som bør udbygges. Du er velkommen til at hjælpe Wikipedia ved at udvide den.