Stjerne , enhver massiv selvlysende himmellegeme av gass som skinner av stråling avledet fra dens indre energikilder. Av titalls milliarder billioner av stjerner som komponerer det observerbare univers , bare en veldig liten prosentandel er synlig for de nakne øye . Mange stjerner forekommer i par, flere systemer eller stjerneklynger. Medlemmene av slike stjernegrupper er fysisk beslektet gjennom felles opprinnelse og er bundet av gjensidig tyngdekraft. Noe relatert til stjerneklynger er stjernesammenslutninger, som består av løse grupper av fysisk like stjerner som ikke har masse til å være sammen som en organisasjon.
åpen klynge NGC 290 Stjerner i den åpne klyngen NGC 290, sett av Hubble-romteleskopet. European Space Agency og NASA
Denne artikkelen beskriver egenskapene og utviklingen til individuelle stjerner. Inkludert i diskusjonen er størrelser, energetikk, temperaturer, masser og kjemikalier komposisjoner av stjerner, så vel som deres avstander og bevegelser. De utallige andre stjerner sammenlignes med solen, og antyder sterkt at stjernen vår på ingen måte er spesiell.
Med hensyn til masse, størrelse og iboende lysstyrke, er solen en typisk stjerne. Den omtrentlige massen er 2 × 1030kg (ca. 330.000 jordmasser), dens omtrentlige radius 700.000 km (430.000 miles), og dens omtrentlige lysstyrke 4 × 1033ergs per sekund (eller tilsvarende 4 × 102. 3kilowatt kraft). Andre stjerner har ofte sine respektive størrelser målt i forhold til solens.
avbildning ved hjelp av ultrafiolett lys Solen som avbildet i ekstremt ultrafiolett lys av den satellitt-satellitten som går rundt solen og Heliospheric Observatory (SOHO). En massiv sløyfeformet eruptiv fremtredende er synlig nede til venstre. Nesten hvite områder er de hotteste; dypere røde indikerer kjøligere temperaturer. NASA
Lær om de forskjellige typene stjerner kategorisert etter masse og temperatur - røde dverger, røde kjemper, superkjemper, hvite og brune dvergstjerner Oversikt over flere typer stjerner, spesielt den røde dvergen, røde kjempen, superkjempen, hvit dverg og brun dverg. Open University (En Britannica Publishing Partner) Se alle videoene for denne artikkelen
Mange stjerner varierer i mengden lys de utstråler. Stjerner som Altair, Alpha Centauri A og B, og Procyon A kalles dvergstjerner; dimensjonene er omtrent sammenlignbare med solens. Sirius A og Vega, selv om det er mye lysere, er også dvergstjerner; deres høyere temperaturer gir større utslipp per arealenhet. Aldebaran A, Arcturus og Capella A er eksempler på gigantiske stjerner, hvis dimensjoner er mye større enn solens. Observasjoner med et interferometer (et instrument som måler vinkelen undertrykket av stjernens diameter ved observatørens posisjon), kombinert med parallaksemålinger (som gir en stjernes avstand; se nedenfor Bestemme stjerneavstander ), gi størrelser på 12 og 22 solradier for Arcturus og Aldebaran A. Betelgeuse og Antares A er eksempler på superstore stjerner. Sistnevnte har en radius på rundt 300 ganger solens, mens den variable stjernen Betelgeuse svinger mellom omtrent 300 og 600 solradier. Flere av stjerneklassen av hvite dvergstjerner, som har lav lysstyrke og høy tetthet, er også blant de lyseste stjernene. Sirius B er et godt eksempel, og har en radius på en tusendel av solens, som er sammenlignbar med størrelsen på jorden. Også blant de lyseste stjernene er Rigel A, en ung superkjempe i konstellasjon Orion og Canopus, et lyst fyrtårn på den sørlige halvkule ofte brukt til romfartøynavigasjon.
Solens aktivitet er tilsynelatende ikke unik. Det er funnet at stjerner av mange typer er aktive og har stjernevind analog til solvinden. Betydningen og utbredelsen av sterke stjernevind ble tydelig bare gjennom fremskritt innen romfarm ultrafiolett og X-ray astronomi så vel som i radio og infrarød overflatebasert astronomi.
Røntgenobservasjoner som ble gjort i begynnelsen av 1980-årene ga noen ganske uventede funn. De avslørte at nesten alle typer stjerner er omgitt av koroner med temperaturer på en million kelvin (K) eller mer. Videre viser alle stjerner tilsynelatende aktive regioner, inkludert flekker, bluss og fremtredende, omtrent som solens ( se solflekk; solbluss; sol fremtredende). Noen stjerner utviser stjerner så store at et helt ansikt på stjernen er relativt mørkt, mens andre viser blussaktivitet tusenvis av ganger mer intens enn den på solen.
solbluss En av de sterkeste solblussene som noensinne er oppdaget, i et ekstremt ultrafiolett (falskfarget) bilde av solen tatt av satellitten Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), 4. november 2003. Slike kraftige bluss, kalt X-klasse bluss , frigjør intens stråling som midlertidig kan forårsake blackouts i radiokommunikasjon over hele jorden. SOHO / ESA / NASA
De sterkt lysende, varme, blå stjernene har den sterkeste stjernevinden. Observasjoner av deres ultrafiolette spektre med teleskoper på raketer og romfartøyer har vist at vindhastigheten deres ofte når 3000 km per sekund, mens de mister masse i hastigheter opptil en milliard ganger solvindens. De tilsvarende massetap-hastighetene nærmer seg og noen ganger overstiger hundretusindel av en solmasse per år, noe som betyr at en hel solmasse (kanskje en tidel av den totale massen til stjernen) blir ført ut i rommet i et relativt kort spenn på 100.000 år. Følgelig antas de mest lysende stjernene å miste betydelige brøkdeler av massen i løpet av deres levetid, som beregnes til bare noen få millioner år.
Ultrafiolette observasjoner har bevist at for å produsere så store vinder, er ikke trykk av varme gasser i en korona, som driver solvinden, ikke nok. I stedet må vindene til de varme stjernene drives direkte av trykket fra den energiske ultrafiolette strålingen som sendes ut av disse stjernene. Bortsett fra den enkle innsikten som rikelig mengder ultrafiolett stråling strømmer fra slike varme stjerner, detaljene i prosessen er ikke godt forstått. Uansett hva som skjer, er det helt sikkert komplisert, for de ultrafiolette spektrene til stjernene har en tendens til å variere over tid, noe som betyr at vinden ikke er jevn. I et forsøk på å forstå bedre variasjonene i strømningshastighet, undersøker teoretikere mulige slags ustabiliteter som kan være særegne for lysende varme stjerner.
Observasjoner gjort med radio- og infrarøde teleskoper så vel som med optiske instrumenter viser at lysende, kjølige stjerner også har vind der den totale massestrømningshastigheten er sammenlignbar med de lysende varme stjernene, selv om deres hastigheter er mye lavere — omtrent 30 km (20 miles) ) per sekund. Fordi lysende røde stjerner iboende er kule gjenstander (med en overflatetemperatur på rundt 3000 K, eller halvparten av solens), avgir de veldig lite påvisbar ultrafiolett eller Røntgen stråling; således må mekanismen som driver vindene avvike fra den i lysende varme stjerner. Vind, fra lysende, kjølige stjerner, i motsetning til de fra varme stjerner, er rik på støvkorn og molekyler. Siden nesten alle stjerner som er mer massive enn solen til slutt utvikler seg til slike kule stjerner, gir vindene deres, som strømmer ut i rommet fra et stort antall stjerner, en stor kilde til ny gass og støv i det interstellare rommet, og gir dermed en viktig kobling i syklusen av stjernedannelse og galaktisk evolusjon. Som i tilfelle av de varme stjernene, forstås ikke den spesifikke mekanismen som driver vindene til de kule stjernene; på dette tidspunktet kan etterforskere bare anta at gassturbulens, magnetfelt eller begge deler i atmosfærene til disse stjernene er på en eller annen måte ansvarlig.
hvilket navn ble gitt til den lange økonomiske nedgangen som begynte med aksjemarkedskrasj i 1929?
Sterke vinder er også funnet å være assosiert med gjenstander som kalles protostjerner, som er store gasskuler som ennå ikke har blitt fullverdige stjerner der energi tilføres ved kjernefysiske reaksjoner ( se nedenfor Stjernedannelse og evolusjon ). Radio- og infrarøde observasjoner av deuterium (tungt hydrogen) og karbonmonoksid (CO) -molekyler i Orion-tåken har avslørt skyer av gass som ekspanderer utover med hastigheter som nærmer seg 100 km (60 miles) per sekund. Videre har høyoppløselige, veldig lange baseline-interferometriobservasjoner avslørt ekspanderende knuter av naturlig maser (koherent mikrobølgeovn) utslipp av vanndamp nær de stjernedannende områdene i Orion, og knytter dermed den sterke vinden til selve protostjernene. De spesifikke årsakene til disse vindene forblir ukjente, men hvis de generelt følger stjernedannelsen, må astronomer vurdere implikasjoner for tidlig solsystemet . Tross alt var solen antagelig også en protostjerne.
Copyright © Alle Rettigheter Reservert | asayamind.com