Stjerne
himmellegeme / From Wikipedia, the free encyclopedia
En stjerne er et massivt og lyssterkt himmellegeme som består av delvis ionisert gass, såkalt plasma. På slutten av sin levetid kan en stjerne også inneholde en del degenerert materie. Den nærmeste stjernen sett fra jorden er solen, som forsyner planeten med nok energi til å opprettholde liv her. Andre stjerner er synlige på nattehimmelen når de ikke forstyrres av solen, andre himmelfenomener eller menneskeskapt 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 i stjernebilder og asterismer og de lyseste stjernene ble gitt egennavn. I moderne tid har stadig bedre teleskoper gjort at antallet stjerner som kan sees fra jorden stadig øker, og stjerner katalogiseres nå med standardiserte stjernebetegnelser. Astronomer kan dessuten bestemme masse, alder, kjemisk sammensetning og andre egenskaper ut fra en stjernes spektrum, luminositet og bevegelse gjennom rommet.
I en stjernes sentrum frigjøres det store mengder energi fra kjernefysisk fusjon av atomkjerner. Energien transporteres gjennom stjernen og stråles ut i verdensrommet. Fusjonsprosesser i tunge stjerner, samt prosesser når stjerner dør, er dessuten opphavet til mesteparten av de naturlig forekommende grunnstoffene i universet.
En stjernes liv starter med et gravitasjonskollaps i en molekylsky bestående av hydrogen, 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 og konvektive prosesser i den gjenstående delen av stjernen virker mot gravitasjonskreftene 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 blir røde kjemper. I noen tilfeller fusjoneres tyngre grunnstoff 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 stabile baner. 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 en hop eller en galakse.
En stjerne lyser på grunn av fusjon. Stjernen består stort sett av hydrogen 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.