Alheimurinn
Stjörnur

Stjörnur

  • stjörnur, stjörnuþyrping, sól, sólstjarna
    Stjörnuþyrping í Tarantúluþokunni

Stjörnur (sólstjörnur) eru sjálflýsandi gashnettir í geimnum sem framleiða orku með kjarnasamruna vetnis í helíum á einhverju stigi æviskeiðs síns. Allar stjörnur næturhiminsins eru svipaðs eðlis og sólin okkar en svo órafjarri að fjarlægðin til þeirra mælist í ljósárum. Sú sem er nálægust, Proxima Centauri, er rúm fjögur ljósár í burtu.

1. Inngangur

Stjörnur verða til í risavöxnum gas- og rykþokum í vetrarbrautum. Í þyrilörmum okkar Vetrarbrautar eru virkustu stjörnumyndunarsvæðin, svonefnd röfuð vetnisský eins og Sverðþokan í Óríon er eitt frægasta dæmið um.

Litrófsrannsóknir hafa kennt okkur flest af því sem við vitum um stjörnur. Þær sýna að stjörnur eru að mestu úr vetni og helíumi, en málmar eru í miklu minni mæli. Í litrófi stjarna eru gleypilínur vetnis og annarra efna sem gera okkur kleift að mæla hitastig þeirra. Út frá hitastigi eru stjörnur flokkaðar í litrófsflokkana O, B, A, F, G, K og M. Heitustu og massamestu stjörnurnar eru í O-flokki og en hinar köldustu í M-flokki. Hitastigið ræður jafnframt lit stjarna. Heitustu stjörnurnar eru bláar og meira en 50.000°C en þær köldustu rauðar og um 3.000°C. Sólin okkar er í litrófsflokki G.

Stjörnur skína vegna þess að þær umbreyta massa í orku með kjarnahvörfum í kjarna sínum, þar sem hiti og þrýstingur er nægilegur til að svo geti orðið. Fyrir hvert kilógramm af vetni sem stjarnan brennir ganga 7 grömm af sem umbreytist í orku, samkvæmt hinni frægu jöfnu Einsteins um vensl massa og orku, E = mc2.

Massi stjarna er einn mikilvægasti eiginleiki þeirra. Hann er yfirleitt einhvers staðar á bilinu 0,08 til 150 sólmassar en dæmi eru um enn massameiri stjörnur. Ef hnötturinn er undir 0,08 sólmössum er fyrirbærið of lítið til þess að kjarnasamruni geti átt sér stað í kjarnanum. Slíkir hnettir eru nefndir brúnir dvergar.

Massinn ræður ævilengd og örlögum stjarnanna. Stjörnur eins og sólin okkar lifa í rúman tug milljarða ára, þenjast svo út og breytast í rauðar risastjörnur sem að lokum þeyta burt ystu efnislögum sínum og skilja eftir hringþoku. Í miðju hringþokunnar situr kjarninn eftir, heitur og þéttur, svonefndur hvítur dvergur. Massamestu stjörnurnar lifa skemmst, oft innan við 1 milljarð ára. Þær enda líf sitt sem sprengistjörnur og mynda í andarslitrunum nifteindastjörnu eða svarthol. Þegar stjarna springur myndast öll frumefni þyngri en járn og dreifast um vetrarbrautina. Úr efninu geta myndast nýjar stjörnur, ný sólkerfi og jafnvel nýtt líf.

2. Myndun stjarna

Tarantúluþokan, stjörnur, stjörnumyndun
Litasinfónía í Tarantúluþokunni. Tarantúluþokan í Stóra-Magellanskýinu er stjörnumyndunarsvæði, rafað vetnisský. Í miðju hennar myndast margar massamestu stjörnur sem vitað er um. Mynd: NASA/ESA og ESO

Stjörnur verða til í stórum og köldum gasskýjum sem finna má á víð og dreif um vetrarbrautirnar. Gasskýin eru að mestu leyti úr vetni en tæpur fjórðungur er helíum og restin þyngri frumefni (málmar). Á himinhvolfinu er Sverðþokan í Óríon gott dæmi um gasský þar sem stjörnumyndun á sér stað. Í miðri þokunni eru mjög ungar og massamiklar stjörnur af O-gerð sem lýsa upp skýið svo úr verður rafað vetnisský (e. H II region).

Myndun stjörnu hefst fyrir tilstilli utanaðkomandi röskunar, t.d. höggbylgju frá sprengistjörnum, árekstur við annað gasský eða árekstur vetrarbrauta. Þéttleiki gasskýsins ræður svo hvort samdráttur á sér stað. Sé þéttleikinn yfir svonefndum Jeans-mörkum hefst samdráttur sem leiðir óhjákvæmilega til stjörnumyndunar.

Þegar skýið fellur saman myndast í því dökkir gas- og rykhnoðrar, svonefndir bokhnoðrar þar sem frumstjarna myndast. Hnoðrarnir falla inn á við og þegar gasið þéttist umbreytist þyngdarstöðuorka í varmaorku svo hitastigið hækkar. Þegar hitastigið í miðju frumstjörnunnar nær 8 milljón gráðum hefst vetnisbruni í kjarnanum. Þyngdarsamdrátturinn stendur yfir í 10 til 15 milljónir ára að jafnaði.

Nánar er hægt að lesa um þessi flóknu ferli í grein um myndun sólstjarna.

3. Nafnakerfi

Í gegnum tíðina hafa aðeins björtustu stjörnur himinhvolfsins borið almenn heiti eins og Síríus, Betelgás, Rígel og Vega, sem eru oftar en ekki ættuð úr arabísku eða latínu.

Árið 1603 birti Þjóðverjinn Johann Bayer stjörnuskrá sína, Uranometria, þar sem hann gaf hverri stjörnu tiltekins stjörnumerkis grískan bókstaf og kenndi við stjörnumerkið. Bjartasta stjarnan var α (alfa), næst bjartasta β (beta) og svo koll af kolli niður í Ω (omega) Þannig heitir bjartasta stjarna hörpunnar, Vega, líka α Lyrae. Þetta nafnakerfi er enn við lýði í dag og mikið notað, bæði af stjörnufræðingum og stjörnuáhugamönnum.

Í kringum 1712 hóf Englendingurinn John Flamsteed að tölusetja stjörnur innan hvers merkis frá vestri til austurs í samræmi við stjörnulengd. Þar með er stjarnan 80 Virginis (stjarna 80 í Meyjunni) austan 79 Virginis og vestan 81 Virginis. Allar stjörnur fengu númer, hvort sem þær höfðu grískan staf eða ekki. Þess vegna er α Lyrae, Vega, líka 3 Lyrae.

Milli 1918 og 1924 var Hendry Draper skráin (HD) birt en í henni eru 225.300 stjörnur flokkaðar samkvæmt litrófi. Síðar bættu stjörnufræðingar við skrána og í dag eru 359.083 stjörnur flokkaðar. Þetta nafnakerfi er mikið notað og fær stjarna þá bókstafina HD og svo númer fyrir aftan. Þannig ber Vega líka skráarnafnið HD 172167.

Ekki er um auðugan garð að gresja þegar kemur að séríslenskum stjörnunöfnum. Þó er gjarnan talað um blástjörnuna (Vega) og kaupmannastjörnuna (Kapella). Í Snorra Eddu er vísað í stjörnuna Aurvandilstá sem leiddar hafa verið líkur að sé Rígel í Óríon.

Tekið skal fram að ekki er hægt að kaupa stjörnur himinhvolfsins og nefna eftir sjálfum sér, ástvinum sínum eða gæludýri. Nafngiftir himinhnatta er alfarið í höndum Alþjóðasambands stjarnfræðinga.

4. Fjarlægðir

Sjá nánar: Fjarlægðarstiginn

Fjarlægðir stjarna ollu stjörnufræðingum heilabrotum um aldir. Engum tókst að mæla fjarlægðir til stjarna á sannfærandi hátt þótt ýmsir hafi reynt sitt besta. Stjörnurnar færðust ekkert til á himinfestingunni. Þær voru fastar og hlutu því að vera afar fjarlægar.

Árið 1810 bauð Friðrik Vilhjálmur II Prússakonungur Þjóðverjanum Friedrich Wilhelm Bessel að reisa nýja stjörnuathugunarstöð í Köningsberg, sem þá var höfuðborg Austur-Prússlands en heitir nú Kaliníngrad og er í Rússlandi. Þar kom Bessel sér upp vönduðustu sjónaukum heims til rannsókna í stjarnvísindum.

Hliðrun stjarna, fjarlægð stjarna, fjarlægðamælingar
Hliðrun stjarna. (a) Þegar jörðin snýst umhverfis sólina sýnist fjarlæg stjarna hliðrast á himinhvolfinu miðað við stjörnur í bakgrunni. Hliðrunin (p) er jöfn horninu sem braut jarðar myndar miðað við stjörnuna. (b) Því nær sem stjarna er því meiri er hliðrunin (p). Mynd: W. H. Freeman og Stjörnufræðivefurinn.

Tuttugu og átta árum síðar (1838) tókst Bessel fyrstur manna, eftir þrotlausa vinnu, að mæla fjarlægð stjörnu með hliðrunarmælingum. Bessel gerði athuganir á stjörnunni 61 Cygni með hálfs árs millibili og sá að stjarnan færðist til (hliðraðist) sem nam 0,6272 bogasekúndur eða 0,0001742. Þessi örlitla hliðrun jafngildir því að greina hliðrun vísifingurs úr 30 km fjarlægð.

Með reglum hornafræðinnar reiknaði Bessel út að 61 Cygni væri í 100 trilljón km fjarlægð. Bessel var tæplega 1/10 frá réttu svari. Í dag vitum við stjarnan er í 108 trilljón km fjarlægð, 720 þúsund sinnum lengra frá sólinni en jörðin, eða 11,4 ljósár í burtu.

Hliðrunarmælingar eru eitt mikilvægasta verkfærið í verkfæratösku stjörnufræðinga. Hún er eina aðferðin sem við höfum til að meta fjarlægðir til stjarna, burtséð frá eðliseiginleikum þeirra. Allar aðrar fjarlægðamælingar byggja á því að hliðrunarmælingar séu nákvæmar og réttar.

Lofthjúpur jarðar hefur mikil áhrif á nákvæmni hliðrunarmælinga og gerir raunar mönnum nánast ókleift að mæla horn með meira en 0,01 bogasekúndna nákvæmni. Geimsjónaukar eru óháðir aðstæðum í lofthjúpi jarðar. Með þeim er hægt að mæla hliðrunarhorn stjarna með miklu meiri nákvæmni.

Með geimsjónaukum höfum við kortlagt nágreni sólar nákvæmlega. Milli 1989 og 1993 mældi Hipparkos gervitungl Geimstofnunar Evrópu (ESA) hliðrun 118.000 stjarna með allt að 0,001 bogasekúndna nákvæmni. Þessar athuganir gerðu stjörnufræðingum kleift að meta fjarlægðir til stjarna í allt að nokkur hundruð parseks fjarlægð.

Á næstu árum stefna bæði NASA og ESA á að senda á loft gervitungl sem gera eiga hliðrunarmælingar með meiri nákvæmni en nokkru sinni fyrr. Space Interferometry Mission á að mæla staðsetningar, fjarlægðir og eiginhreyfingar fyrirbæra með allt að 4 míkróbogasekúndna hliðrunarhorn í allt að 250 kílóparseks fjarlægð. Um svipað leyti mun evrópska gervitunglið Gaia kortleggja einn milljarð stjarna með allt að 10 míkróbogasekúndna nákvæmni. Þessi mikla nákvæmni nýtist líka í leit að fjarreikistjörnum með stjarnmælingum.

Í dag þekkjum við yfir 300 stjörnur í innan við 33 ljósára (10 parsek) fjarlægð frá sólinni. Hér er að finna lista yfir þær allra nálægustu. Um helmingur tilheyrir tvístirnakerfi, þar sem tvær stjörnur eru á braut hvor um aðra, eða margstirnakerfi þar sem þrjár eða fleiri stjörnur hringsóla hverjar um aðrar. Flestar eru litlar, rauðar dvergstjörnur og svo daufar að útilokað er að sjá þær með berum augum, jafnvel þó þær séu nálægt okkur.

5. Ljósafl

Á stjörnubjörtum vetrarhimni sést glögglega að stjörnurnar eru misbjartar. Þær björtustu mynda mynstur, sum kunnugleg en önnur óljós, sem við köllum stjörnumerki. Aðrar eru svo daufar að við sjáum þær tæpast með berum augum. Sú staðreynd að stjörnurnar eru misbjartar segir okkur lítið sem ekkert um hversu mikið ljós stjörnurnar framleiða. Sýndarbirta stjörnu veltur á hversu langt í burtu hún er og hversu mikið ljós hún gefur frá sér. Tökum stjörnurnar Prókýon og Betelgás sem eru áberandi á vetrarhimninum yfir Íslandi. Þær sýnast álíka bjartar á himninum en samt geislar Betelgás frá 5000 sinnum meira ljósi en Prókýon. Betelgás hefur miklu meira ljósafl og er miklu lengra í burtu.

Sýndarbirta segir til um hversu bjartar stjörnurnar sýnast á himninum, það magn ljóss sem berst frá þeim til jarðar á sekúndu á fermetra. Ljósafl er það magn af ljósi og annarri rafsegulgeislun sem stjörnur geisla frá sér á sekúndu, mælt í wöttum eða sem margfeldi af ljósafli sólar (Lsól = 3,9 x 1026 W). Ljósaflið segir því til um hve björt stjarnan er í raunveruleikanum, óháð frá fjarlægð.

Auðvelt er að sjá fyrir sér muninn á sýndarbirtu og ljósafli með því að taka 100 watta ljósaperu sem dæmi. Ljósaperan gefur alltaf frá sér sama magn af ljósi, svo ljósafl hennar breytist ekkert. Hins vegar veltur sýndarbirta hennar á fjarlægð þinni frá henni. Peran er björt ef þú ert nálægt henni en dauf ef hún er langt í burtu.

Ljósafl er grundvallareiginleiki stjarna og mjög mikilvægur. Ljósaflið hjálpar okkur að átta okkur á sögu stjörnunnar, innviðum hennar og þróun. Þess vegna er mikilvægt að geta mælt eða reikna út ljósaflið með einhverjum hætti.

5.1. Tvíveldislögmálið

Sýndarbirta stjarna fylgir tvíveldislögmálinu sem lýsir því hvernig styrkur krafts, eins og þyngdarkraftsins, eða styrkur ljóss dofnar með aukinni fjarlægð frá lindinni (t.d. stjörnu). Samkvæmt tvíveldislögmálinu er stærð tiltekins magns í öfugu hlutfalli við fjarlægð lindarinnar í öðru veldi (1/x2). Með öðrum skiljanlegri orðum, ef við tvöföldum fjarlægð jarðar frá sólu, minnkar styrkur sólarljóssins og þyngdarkraftsins fjórfalt (1/22). Tíföldum fjarlægðina og sólin sýnist 100 sinnum daufari (1/102 ). Myndin hér til hliðar skýrir hvers vegna ljósstyrkurinn eða sýndarbirtan fylgir tvíveldislögmálinu. Sambandið milli sýndarbirtu og ljósafls, skrifað sem jafna, er:

L = 4\pi d^2 b

Þar sem L = ljósafl stjörnunnar, í W, d = fjarlægð til stjörnunnar, í metrum og b = sýndarbirta stjörnunnar, í W/m2.

Lýsifall, luminosity function
Lýsifall. Línurit sem sýnir hversu margar stjörnur með tiltekið ljósafl eru í ímynduðu 1000 rúmparseka rúmmáli í nágreni sólar. Kvarðinn á neðri x-ásnum sýnir reyndarbirtu sem er önnur leið til að meta ljósafl stjörnu. Mynd: W. H. Freeman og Stjörnufræðivefurinn

Þessi jafna sýnir að við getum reiknað út ljósafl stjörnu ef við þekkjum fjarlægð hennar og sýndarbirtu. Þetta hafa stjörnufræðingar gert og komist að því að langflestar stjörnur eru miklu daufari en sólin okkar en sumar meira en milljón sinnum bjartari. Sólin okkar er tiltölulega venjuleg stjarna, hvorki sérstaklega björt né ýkja dimm, en samt miklu bjartari en langflestar stjörnur í nágreni hennar. Aðeins þrjár stjörnur af meira en þrjátíu í innan við 13 ljósára fjarlægð eru bjartari en sólin: Alfa Centauri, Síríus og Prókýon.

Stjörnufræðingar hafa kortlagt stjörnur í okkar hluta Vetrarbrautarinnar sem hafa tiltekna birtu eða ljósafl og sett upp í línurit, svonefnt lýsifall (luminosity function). Ferill grafsins lækkar hratt til vinstri á grafinu, þar sem björtustu stjörnurnar eru, sem sýnir að þær eru tiltölulega sjaldgæfar. Grafið sýnir að stjörnur eins og sólin eru næstum 10.000 sinnum algengari en stjörnur eins og Spíka í Meyjunni, sem er 2100 sinnum bjartari en sólin. Langflestar stjörnur eru daufari en sólin.

6. Birtustig

Sjá nánar: Birtustig

Birta stjarna á himinhvolfinu er tjáð sýndarbirtustigum og reyndarbirtustigum. Birtustigskvarðinn á rætur að rekja til gríska stjörnufræðingsins Hipparkosar (ca. 190-120 f.Kr.). Hann skipti stjörnum himinhvolfsins í sex flokka þannig að björtustu stjörnurnar voru í fyrsta flokki en daufustu í sjötta flokki.

Flokkunin varð flóknari samhliða tækniframförum og aukinni þekkingu. Á 19. öld þróuðu stjörnufræðingar betri aðferðir til að mæla ljós frá stjörnum. Mælingarnar sýndu að stjarna af fyrsta birtustigi var um hundrað sinnum bjartari en stjarna af sjötta birtustigi. Með öðrum orðum þyrfti hundrað stjörnur af sjötta birtustigi til að gefa jafn mikið ljós og stjarna af fyrsta birtustigi. Birtustigskvarðinn var því endurkvarðaður svo stjarna af fyrsta birtustigi var 2,512 sinnum bjartari en stjarna af öðru birtustigi.

Þar sem birtuskynjun augans vex og dvínar lógaritmískt varð birtustigskvarðinn sömuleiðis lógaritmískur.

Birtustigskvarðinn er öfugur. Því bjartari sem stjarnan er, því lægra er birtustig hennar; því daufari sem stjarnan er, því hærra er birtustig hennar. Björtustu stjörnurnar hafa neikvætt birtustig (-) en daufustu stjörnurnar jákvætt birtustig (+).

Sýndarbirtustig segir til um hve björt stjarnan sýnist á himinhvolfinu. Sýndarbirtustigið er háð ljósafli stjörnunnar, fjarlægð frá jörðu og ljósbroti í lofthjúpi jarðar. Þannig sýnist stjarnan Síríus bjartari en Pólstjarnan vegna þess að sú fyrrnefnda er miklu nær okkur en sú síðarnefnda (8,6 ljósár á móti 430 ljósárum).

Reyndarbirtustig segir til um hvert sýndarbirtustig stjörnu væri í 32,6 ljósára fjarlægð eða 10 parsek í burtu. Reyndarbirtustigið er þannig beintengt við ljósafl stjörnunnar og óháð raunverulegri fjarlægð hennar. Reyndarbirtustig Pólstjörnunnar er -4,5 en Síríusar +1,4. Pólstjarnan er því í rauninni 250 sinnum bjartari en Síríus, en sýnist daufari vegna mikillar fjarlægðar. Sýndarbirtustig sólar er -26,7 en reyndarbirta hennar aðeins +4,83. Reyndarbirta stjarna er mjög mismunandi enda háð ljósafli. Reyndarbirtustig daufustu stjarnanna er í kringum +15 en meira en -10 hjá þeim björtustu.

7. Litir og hitastig

Þegar þú rýnir upp í næturhiminninn sérðu að stjörnurnar eru ekki aðeins misbjartar heldur líka mismunandi á litinn. Betelgás í Óríon er rauðleit á meðan Rígel í sama merki er bláleit. Litirnir eru augljósastir á björtustu stjörnunum vegna þess að augu okkar eru ekki nógu næm til að skynja liti daufari stjarna.

Litir stjarna segja okkur til um yfirborðshitastig þeirra, einn grundvallareiginleika stjarna. Einfaldara er að mæla yfirborðshitann en ljósaflið því fjarlægð stjarnanna hefur lítil áhrif á mælinguna. Við getum fundið út hitastig stjörnu með því einu að skoða lit hennar eða rannsaka litrófið.

Stjörnur eru mismunandi á litinn því þær hafa mishátt yfirborðshitastig. Heitustu stjörnurnar geta verið meira en 50.000°C heitar en þær köldustu í kringum 3000°C. Stjörnur geisla frá sér varma og lúta því lögmálum svarthlutargeislunar. Styrkur varmageislunarinnar er háð yfirborðshitastiginu. Yfirborðshitastig sólar er í kringum 5600°C svo geislun hennar nær hámarki við miðju sýnilega litrófsins. Þess vegna sýnist sólin gul eða gulhvít að lit. Kaldari stjörnur eins og Betelgás, sem er rúmlega 3000°C heit, hefur hámarksútgeislun við rauða enda litrófsins. Hún geislar þess vegna frá sér miklu meira af rauðu ljósi en bláu og er þar af leiðandi rauðleit. Heitari stjörnur, eins og t.d. Síríus sem er rúmlega 9000°C heit, hefur hámarksútgeislun við bláa enda litrófsins og er þess vegna bláleit. Út frá þessu getum við ályktað sem svo að:

Bláar stjörnur eru bláleitar vegna þess að þær eru mjög heitar, en rauðar stjörnur eru rauðleitar vegna þess að þær eru tiltölulega kaldar.

litur, hitastig, stjörnur
Tengsl litar stjarna og hitastigs. Þessi gröf sýna ljósstyrk þriggja stjarna sem fall af bylgjulengd. Litrófið táknar bylgjulengdir sýnilegs ljóss. Litur stjörnu veltur á hvort ljósstyrkurinn er meiri á stuttum eða löngum bylgjulengdum sýnilega litrófsins. Stjarna sem er tiltölulega köld sýnist rauðleit því mestur hluti þess sýnilega ljóss sem hún gefur frá sér er í rauða hluta litrófsins. Stjarna sem er meðalheit, eins og sólin okkar, geislar tiltölulega jafn miklu sýnilegu ljósi yfir allar bylgjulengdir þess og sýnist því gul-hvít. Heit stjarna sýnist blá því mestu hluti sýnilegrar geislunar hennar er í bláa enda litrófsins. Mynd: W. H. Freeman og Stjörnufræðivefurinn

8. UBV ljósmælingar og litvísir

UBV ljósmælingar
Ljósmælinar eru gerðar með U, B og V litsíum sem hleypa aðeins tilteknum bylgjulengdum ljóss í gegn. Mynd: W. H. Freeman og Stjörnufræðivefinn

Stjörnufræðingar geta mælt yfirborðshitastig stjarna mjög nákvæmlega með því að mæla lit þeirra. Það er gert með því að bera saman sýndarbirtustig stjörnunnar í tveimur mismunandi litum, þ.e. tveimur ólíkum bylgjulengdum. Ljósi stjörnunnar er safnað með sjónauka og beint í gegnum U, B og V litsíur. Hver sía hleypir aðeins tilteknum bylgjulengdum í gegn. U hleypir í gegn útfjólubláu ljósi, B bláu og V sýnilegu ljósi. Síaða ljósinu er svo safnað með ljósnæmum CCD myndavélum. Þessi aðferð kallast UBV ljósmælingar, en er einnig þekkt sem Johnson ljósmælingar.

Stjarna er misbjört í gegnum síurnar þrjár. Mismunurinn á sýndarbirtustig stjörnu í gegnum tvær síur, t.d. B-V eða U-B, er kallaður litvísir (color index). U-B litvísirinn er munurinn á útfjólubláu og bláu bylgjulengdunum og B-V litvísirinn er munurinn á bláu og sýnilega bylgjulengdunum. Núllpunkturinn í B-V litvísinum er miðaður við stjörnu í litrófsflokki A0V (Vega) sem er um 10.000°C heit. Venjulega hafa heitar stjörnur neikvæða litvísa (mínus tölur) en kaldari jákvæða (plús tölur).

litvísir, color index
Sambands litvísis og yfirborðshitastigs stjörnu.

Sé stjarnan mjög heit er geislar hún að mestu frá sér útfjólubláu ljósi. Þá er stjarnan dauf séð í gegnum V-síuna, bjartari í gegnum B-síuna en björtust í U-síunni. Í því tilviki er styrkur V minni en styrkur B sem aftur er minni en styrkur U. Litvísarnir U-B og B-V verða þá neikvæðir. Birta stjörnunnar Rígel í Óríon er 0,09 í bláu ljósi (B) og 0,12 í sýnilegu ljósi (V). B-V litvísir hennar er því (0,09-0,12) = -0,03. Yfirborðshitastig hennar er um 11.000°C.

Sé stjarnan tiltölulega köld er hámarksútgeislun hennar að mestu á löngum bylgjulengdum, nærri rauða enda litrófsins. Slík stjarna er björtust í gegnum V-síuna, daufari í gegnum B-síu og daufust í gegnum U-síuna. Í því tilviki er V stærra en B sem aftur er stærra en U. Litvísarnir U-B og B-V verða þá jákvæðir. Birta stjörnunnar Betelgás í Óríon er 2,27 í bláu ljósi (B) og 0,42 í sýnilegu ljósi (V). B-V litvísir hennar er því (2,27-0,42) = 1,85. Yfirborðshitastig hennar er ríflega 3000°C.

Stjörnufræðingar geta á þennan hátt notað litvísi til þess að finna út hitastig stjörnu. Myndin hér til hliðar sýnir sambandið milli B-V litvísis og hitastigs. Litvísir sólar er 0,66 sem svarar til um 5600°C yfirborðshitastigs.

9. Massi stjarna

Massi stjörnu er einn allra mikilvægasti eðliseiginleiki hennar. Hann skýrir hvers vegna stjörnur eru misheitar og misbjartar og þar af leiðandi í hvaða litrófsflokk þær falla. Milli massa og ljósafls stjarna á meginröð er mikilvægt samband sem hjálpar okkur að skilja hvað gerist þegar stjarna þróast og hvernig hún deyr. Massinn ræður örlögum stjörnunnar.

Mun erfiðara er að mæla massa stjarna en hitastig eða ljósafl. Stjörnufræðingar hafa enga aðferð til að mæla með beinum hætti massa stakra stjarna. Sem betur fer er rúmlega helmingur allra stjarna á himinhvolfinu tvístirni eða fjölstirni. Með því að fylgjast náið með umferðartímanum geta stjörnufræðingar beitt útfærslu Newtons á 3. lögmáli Keplers til að vigta stjörnurnar:

M_1 + M_2 = \frac{a^3}{P^2}

Þar sem M1, M2 = massar stjarnanna tveggja í tvístirnakerfi, mældir í sólmössum, a = fjarlægðin milli stjarnanna (í stjarnfræðieiningum) og P = umferðartíminn, í árum.

Þessi aðferð virkar aðeins ef við þekkjum bæði umferðartímann og bilið milli stjarnanna. Umferðartíminn er mældur með því að fylgjast með stjörnunum snúast hvor um aðra. Stundum er reyndar fjarlægðin milli stjarnanna svo mikil að umferðartíminn mælist í áratugum, árhundruðum eða jafnvel árþúsundum. Athuganirnar reyna því á þolinmæði stjörnufræðinga.

Erfiðara er að meta vegalengdina milli stjarnanna, en það er gert með því að mæla hornbilið milli þeirra. Til að umbreyta hornbilinu í raunverulega vegalengd verðum við að vita hversu langt í burtu frá jörðinni tvístirnið er. Það er hægt með hliðrunarmælingum, sé tvístirnið nógu nálægt, en annars er öðrum aðferðum beitt.

Þegar bæði P og a liggja ljós fyrir getum við notað 3. lögmál Keplers til að reikna út heildarmassa tvístirnisins. Það segir okkur hins vegar lítið sem ekkert um massa stjarnanna sjálfra. Við þurfum þess vegna að finna sameiginlega massamiðju kerfisins. Báðar stjörnurnar snúast umhverfis massamiðjuna og er sú massameiri nær miðjunni. Þegar massamiðjan er fundin getum við reiknað út hlutfallið milli massa stjarnanna, M1/M2, og út frá því leitt út massa stjarnanna.

Stjörnufræðingar hafa mælt massa fjölda stjarna með þessum hætti. Rannsóknir sýna að massaminnstu stjörnurnar eru aðeins 0,08 sólmassar en þær massamestu yfir 150 sólmassar. Ein massamesta stjarna sem þekkist er Eta Carinae í stjörnumerkinu Kilinum. Hún er á bilinu 100 til 150 sólmassar. Í júlí árið 2010 tilkynntu stjörnufræðingar um uppgötvun á 300 sólmassa risastjörnu.

Fyrstu stjörnurnar sem mynduðust eftir Miklahvell voru mögulega massameiri, eða allt að 300 sólmassar. Ástæðan er sú að í frumheimi var algjör skortur á þyngri efnum en liþíum. Þessi kynslóð risastjarna úr stjörnubyggð III er hvergi í alheimi í dag, en hugsanlegt er að fjarlægustu gammablossar sem sést hafa, eigi rætur að rekja til þeirra.

10. Flokkun stjarna

Sjá nánar: Flokkun stjarna

Stjörnur eru flokkaðar eftir yfirborðshitastigi og eru helstu flokkar auðkenndir með bókstöfunum O, B, A, F, G, K og M (sem hægt er að muna með setningunni Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me). O-stjörnur eru heitastar en M-stjörnur kaldastar. O stjörnur eru bláar, B-stjörnur bláhvítar, A-stjörnur hvítar, F-stjörnur gulhvítar, G-stjörnur gular, K-stjörnur rauðgular og M-stjörnur rauðar. Sólin okkar er G-stjarna.

Hitastigsflokkunin byggir litrófseinkennum stjarnanna. Mishátt hitastig stjarna veldur því að gleypilínur vetnis eru misáberandi í litrófi þeirra og ólík efni jónast. Hver litrófsflokkur hefur því sín litrófslínusérkenni og er skipt í tíu undirflokka, frá 0 upp í 9 eftir lækkandi hitastigi. G0-stjarna er því heitasta stjarnan af G-gerð en G9 stjarna sú kaldasta í þeim flokki. Sólin okkar er G2-stjarna sem þýðir að í litrófi hennar eru gleypilínur jónaðs kalsíums og að hún er kaldari en G1-stjarna en heitari en G3-stjarna. Önnur litrófseinkenni, eins og ljómlínur, eru auðkennd með aukalágstaf eftir litrófsflokknum.

Stjörnur eru líka flokkaðar eftir ljósafli þar sem helstu flokkar eru auðkenndir með rómverskum tölustöfum I, II, III, IV og V. Þessi flokkun er byggð á breidd ákveðinna gleypilína í litrófi stjarnanna. Sýnt hefur verið fram á að breidd gleypilínanna er mælikvarði á stærð stjörnunnar og þar af leiðandi heildarljósafli hennar. Í flokki I eru reginrisar, flokkur II bjartar risastjörnur, flokkur III risastjörnur og flokkur V meginraðarstjörnur.

Sólin okkar er meginraðarstjarna, þ.e. brennir vetni í helíum í kjarna sínum, og fellur því í flokk V. Sólin er því G2V-stjarna. Bjartasta stjarna næturhiminsins, Síríus, er A1V stjarna. Þetta flokkunarkerfi nefnist Morgan-Keenan stjörnuflokkunin, einnig kennt við Yerkes-stjörnustöðina.

Taflan hér undir sýnir flokkun stjarna á meginröð.

Flokkur
Hitastig (°C)
Litur
Massi (Msól)
Ljósafl (Lsól)
Litrófslínur
Dæmi
O
~30.000-60.000
Bláar
20-300
>30.000

Alnítak
B
10.000-30.000
Bláhvítar
3-18
100-52.000
Óhlaðið helíum
Rígel, Spíka
A
7.500-10.000
Hvítar
1,5-3
7-50
Sterkar
Vega, Síríus
F
6.000-7.500
Gulhvítar
1,2-1,6
2-6
Meðal
Pólstjarnan, Prókýon
G
5.000-6.000
Gular
0,8-1,1
0,6-1,5
Veikar
Sólin, Kapella
K
3.500-5.000
Rauðgular
0,5-0,8
0,08-0,4
Mjög veikar
Arktúrus, Aldebaran
M
<3.500
Rauðar
0,08-0,5
<0,08
Mjög veikar
Proxima Centauri, Betelgás

11. Hertzsprung-Russell línurit

HR-línurit, Hertzsprung-Russell línurit, meginröð, reginrisar, risar, hvítir dvergar
Hertzsprung-Russell línurit er eitt mikilvægasta verkfæri stjörnufræðinga. Það sýnir tengslin milli ýmissa eiginleika stjarna. Langflestar stjörnur eru á línunni sem liggur skáhallt yfir línuritið frá efra vinstra horninu að neðra hægra horninu. Sólin okkar er á meginröð. Risar eins og Aldebaran og Arktúrus og reginrisar eins og Deneb og Betelgás eru fyrir ofan meginröðina sem þýðir að þær eru hættar að brenna vetni í kjarna sínum. Hvítir dvergar eins og Síríus B eru undir meginröðinni enda leifar stjarna sem eitt sinn brenndu vetni í kjarna sínum. Eins og sjá má er sólin meðalstjarna að flestu leyti. Þú getur smellt á myndina til að sjá hana stærri.
Mynd: Stjörnufræðivefurinn og ESO

Rétt eftir aldamótin 19. hafði miklu gagnamagni verið aflað um stjörnurnar. Þær höfðu verið flokkaðar út frá yfirborðshitastigi í litrófsflokka, en enginn vissi nákvæmlega hvað það sagði okkur um stjörnurnar. Árið 1911 ákvað danski stjörnufræðingurinn Ejnar Hertzsprung að setja stjörnurnar upp í línurit þar sem reyndarbirtan (sem segir til um ljósaflið) var á öðrum y-ásnum en litirnir (sem segir til um yfirborðshitastigið) á x-ásnum. Tveimur árum síðar gerði bandaríski stjörnufræðingurinn Henry Norris Russell slíkt hið sama, án þess að hafa vitað um línurit Hertzsprungs, en í stað litanna hafði hann litrófsflokkana á x-ásnum. Í dag er þetta línurit nefnt Hertzsprung-Russell línuritið eftir þeim kumpánum. Það er eitt hið allra mikilvægasta í stjarnvísindum því staðsetning stjörnu á línuritinu hjálpar okkur að lesa ævisögu hennar frá myndun til dauðadags.

Myndin hér til hliðar sýnir dæmigert Hertzsprung-Russell línurit. Stjörnur með þekkt ljósafl og litrófsgerð hafa verið settar inn í línuritið. Lárétti ásinn lýsir yfirborðshitastigi og samsvarandi litrófsflokki. Hitastigið eykst til vinstri því Hertzsprung og Russell byggðu línuritin sín á litrófsröðinni OBAFGKM. Lóðrétti ásinn sýnir ljósafl stjarnanna, mælt í sólarljósöflum (Lsól). Þess vegna eru björtustu og heitustu stjörnurnar í litrófsflokki O og B ofarlega vinstra meginn, en kaldar og daufar stjörnur í litrófsflokki M neðarlega til hægri.

Eins og sjá má dreifast stjörnurnar ekki handahófskennt um línuritið. Greinileg tengsl eru milli ljósaflsins og yfirborðshitastigsins.

11.1. Meginröð

Um 90% stjarna himinhvolfsins falla á línuna sem liggur skáhallt yfir H-R línuritið. Þessi lína nefnist meginröð og teygir hún sig frá heitu, björtu, bláu stjörnunum efst í vinstra horninu, niður í köldu, daufu, rauðu stjörnurnar neðst í hægra horninu. Allar stjörnur á meginröð eiga það sammerkt að í kjarna þeirra á sér stað kjarnasamruni vetnis í helíum. Sólin okkar er á meginröð (G2V).

Þegar stjörnufræðingar hófu að mæla massa stjarna komu í ljós náin tengsl milli massa og ljósafls og að staðsetning stjörnu á meginröð er nátengd massanum. Massi stjarna fer lækkandi eftir því sem neðar dregur á meginröðina. Við efri endann eru massamestu stjörnurnar, yfir 150 sólmassar, en við neðri endann eru massaminnstu stjörnurnar um 0,08 sólmassar. Miklu fleiri stjörnur eru við neðri enda meginraðar en efri endann. Lágmassastjörnur eru því miklu algengari en hámassastjörnur.

Stjörnur á meginröð sem eru massameiri en sólin hafa hærra yfirborðshitastig en hún og að sama skapi er hitastig massaminni stjarna lægra en sólar. Þess vegna liggur meginröðin skáhallt niður frá vinstri til hægri.

Þar sem massi, yfirborðshiti og ljósafl stjörnu eru allt nátengdir eðliseiginleikar getum við áætlað massa stjörnu á meginröð út frá litrófsgerð hennar. Allar stjörnur á meginröð sem eru í sama litrófsflokki og sólin (G2) hljóta vera álíka massamiklar og bjartar og sólin. Að sama skapi hljóta allar stjörnur í sama litrófsflokki og Spíka (B1) að hafa sama massa og ljósafl. Athugaðu að þetta samband á aðeins við um stjörnur á meginröð en ekki risa, reginrisa og hvíta dverg.

Massinn er greinilega snar þáttur í lífi stjörnu á meginröð. Stjarna fæðist með takmarkað magn af vetni í kjarnanum sem endist í takmarkaðan tíma – líftíma stjörnunnar á meginröð. Stjörnur verja 90% ævi sinnar á meginröð. Líftíminn er háður massa og ljósafli. Ljósafl stjörnu ákvarðar hve hratt stjarna brennir eldsneyti sínu. Massamiklar stjörnur hefja ævi sína með meiri vetnisforða en massaminni stjörnur, en brenna honum svo hratt að ævi þeirra er mjög stutt. Tíu sólmassa stjarna fæðist með tífalt meira vetni en sólin okkar. Ljósafl hennar er tíu þúsund sinnum mera en sólar svo stjarnan brennir vetninu tíu þúsund sinnum hraðar en sólin. Líftími hennar á meginröð er þar af leiðandi 1/1000 af líftíma sólar. Líftími sólar er um það bil 10 milljarðar ára svo líftími 10 sólmassastjörnu er rétt rúmlega 10 milljón ár.

Tíu milljón ár er mjög stuttur líftími hjá stjörnu, sér í lagi miðað við aldur Vetrarbrautarinnar sem er rúmlega tíu milljarðar ára. Þetta er ein ástæða þess að massamiklar stjörnur eru sjaldgæfar. Flestar eru fyrir löngu dánar. Önnur ástæða er sú að massamiklar stjörnur eru óalgengari til að byrja með. Það að massamiklar stjörnur eru hreinlega til segir okkur að stjörnur eru stöðugt að myndast í Vetrarbrautinni okkar.

Við neðri endann er ljósafl 0,3 sólmassa stjörnu á meginröð aðeins 0,01 sólarljósöfl. Þannig stjarna lifir þess vegna (0,3/0,01) = 30 sinnum lengur en sólin, eða í um 300 milljarða ára.

11.2. Risar og reginrisar

Þegar vetnisforði stjarna á meginröð, sem eru álíka massamiklar og sólin okkar, er uppurinn geta þær ekki framleitt orku á sama hátt og áður. Þær standa andspænis orkuskorti og brenna því sem til er með slíku offorsi að þær þenjast út og kólna. Efri hægri hluti H-R línuritsins sýnir stjörnur á þessu ævistigi sínu. Þetta eru hinir svonefndu risar, um það bil 10 til 100 sinnu stærri en sólin. Flestar eru þær á bilinu 3.000 til 6.000°C heitar, rauðleitar eftir því og eru því oft nefndar rauðir risar. Á næturhimninum eru nokkrir rauðir risar sem auðvelt er að sjá með berum augum, t.d. Aldebaran í Nautinu og Arktúrus í Hjarðmanninum.

Stjörnur sem eru meira en níu sólmassar þenjast enn frekar út og verða enn stærri en risarnir, jafnvel meira en 1000 sólarradíusar. Þessar stjörnur nefnast reginrisar. Betelgás í Óríon er dæmi um rauðan reginrisa sem sést auðveldlega með berum augum á næturhimninum.

Þetta skeið í ævi stjarna stendur tiltölulega stutt yfir og þess vegna telja risar og reginrisar aðeins um 1% af stjörnum himinhvolfsins.

11.3. Hvítir dvergar

Sá dagur rennur upp í ævi risa að þeir verða eldsneytislausir. Risi með álíka massa og sólin okkar þeytir að lokum efnislögum sínum frá sér og myndar hringþoku. Í miðjunni situr þéttur og heitur hnöttur þar sem enginn kjarnasamruni á sér lengur stað. Ljósafl þeirra er mjög lítið og eru þeir enda kallaðir hvítir dvergar. Dæmigerður hvítur dvergur er á stærð við jörðina en með massa á við sólina. Á H-R línuritinu eru hvítir dvergar í neðra vinstra hornið.

12. Sprengistjörnur

Sjá nánar: Sprengistjörnur

Þyngstu og stærstu stjörnurnar lifa skemmst. Þær skína líka skærast og brenna eldsneyti sínu miklu hraðar en litlar og meðalstórar sólir. En þegar þær deyja, þá deyja þær í mestu hamförum sem þekkjast í alheiminum frá Miklahvelli.

Ef stjarna er meira en átta sinnum þyngri en sólin lifir hún í innan við 1 milljarð ára. Þegar vetnið í kjarna hennar er uppurið dregst kjarninn saman og byrjar að framleiða orku úr öðrum efnum eins og helíumi, súrefni og kolefni, rétt eins og sólin okkar og aðrar massaminni stjörnur. Í tilviki sólar lýkur ferlinu þegar hér er komið sögu, en alls ekki í tilviki þyngri stjarna. Sé hún nógu massamikil verður hún að reginrisa sem umbreytir sífellt þyngri frumefnum í orku í innviðum sínum. Segja má að hún vinni sig upp eftir lotukerfinu. Stjarnan knýr fram orku úr kolefni, neoni, súrefni, kísli, brennisteini, argoni, kalsíumi, títani, krómi uns röðin er komin að járni. Járn losar ekki orku svo auðveldlega en tekur hana frekar til sín. Þá er stjarnan skyndilega komin á endastöð.

Afleiðingarnar eru hrikalegar. Skyndilega hrinur stjarnan saman með tilheyrandi hamförum. Efnislög stjörnunnar þeytast út í geiminn í stórfenglegri sprengingu. Í þessari sprengingu skilar stjarnan öllum þeim efnum sem mynduðust við kjarnasamruna innan í henni sem og öll önnur frumefni sem við þekkjum í náttúrunni en þau myndast við sprenginguna sjálfa. Þessi efni dreifast um vetrarbrautina og úr öskustónni myndast nýjar stjörnur, ný sólkerfi og jafnvel nýtt líf.

Járnið í blóðinu okkar, kalkið í beinunum, gullið í skartgripunum, kísilinn í bláa lóninu og tölvunum okkar og brennisteininn í flugeldunum má sem sagt rekja stjarna sem hafa sprungið í tætlur fyrir mörgum milljörðum ára.

Menn hafa nokkrum sinnum orðið vitni að þessum hamförum með berum augum. Árið 1054 sást stjarna springa í Nautsmerkinu. Það tók ljósið frá henni 6.300 ár að berast til okkar sem þýðir að þegar menn urðu hennar fyrst varir hafði stjarnan í raun og veru verið dáin í 6.300 ár. Þessi sprengistjarna var svo björt að hún sást að degi til og lesbjart var á næturnar í nokkrar vikur. Í dag sést á sama stað geimþokan Messier 1 eða Krabbaþokan úr efnunum sem stjarnan skilaði frá sér við dauða sinn.

Í miðju þokunnar er ofurþétt leif stjörnunnar sem áður skein skært. Þessi leif er úr nifteindum, svonefnd nifteindastjarna sem er stjarna á stærð við höfuðborgarsvæðið en snýst ógnarhratt, um 30 sinnum á sekúndu. Frá þessari stjörnu berst mjög reglulegt tif sem olli stjörnufræðingum miklum heilabrotum þegar þau heyrðust fyrst.

13. Stjörnuþyrpingar

Allar stjörnur fæðast í stórum gas- og rykskýjum. Í þessum skýjum geta margar stjörnur myndast svo til í einu og myndað hópa eða stjörnuþyrpingar. Stjörnuþyrpingar eru stjörnufræðingum sérstaklega mikilvægar því:

  1. Allar stjörnurnar í þyrpingunni eru í nokkurn veginn sömu fjarlægð frá jörðinni.

  2. Allar stjörnur þyrpingarinnar urðu til á svipuðum tíma og eru því álíka gamlar.

Stjörnuþyrpingar eru því eins konar náttúrulegar rannsóknarstofur, þar sem stjörnufræðingar geta kannað og borið saman eiginleika stjarna sem allar eru á svipuðum aldri. Þær eru tvenns konar: lausþyrpingar og kúluþyrpingar. Lausþyrpingar eru misstórar en innihalda oft hundruð til þúsundir stjarna á svæði sem er nokkrir tugir ljósára á breidd. Lausþyrpingar eru tiltölulega ungar og er að finna í skífum vetrarbrauta. Sjöstirnið í Nautinu er eitt þekktasta dæmið um lausþyrpingu. Með berum augum sést rúmur tugur stjarna í þyrpingunni en hún inniheldur yfir þúsund stjörnur.

Kúluþyrpingar eru þéttari stæður stjarna. Þær geta innihaldið meira en milljón stjörnur en eru ekki nema um 60 til 150 ljósár í þvermál. Í miðju þeirra geta verið 10.000 stjörnur á svæði sem telur fáein ljósár. Kúluþyrpingar eru undir eða yfir skífu vetrarbrauta, í hjúpnum svonefnda. Í kúluþyrpingum finnast elstu stjörnur sem þekkjast í alheiminum. Stjörnurnar í kúluþyrpingum stíga flókin en fínan dans, stjórnað af þyngdarkraftinum. Sumar stjörnur gerast of nærgöngular nágrönum sínum og þjóta út úr þyrpingunni. Þannig glatar þyrpingin stjörnum og verður lausari í sér.

stjörnuþyrpingar, lausþyrping, sjöstirnið, kúluþyrping, omega centauri
Lausþyrpingar eru bláleitar því þær innihalda ungar og heitar stjörnur en kúluþyrpingar eru gulleitari því þær innihalda gamlar og kaldari stjörnur. Mynd: NASA og ESA og Stjörnufræðivefurinn

14. Aldur stjarna

Stjörnur eru af ýmsum aldri. Yngstu stjörnur alheims eru innan við 1 milljón ára gamlar en þær elstu yfir 13 milljarða ára, á aldur við alheiminn. Flestar stjörnur falla þarna einhvers staðar á milli.

Æviskeið stjarna er háð massa. Því massameiri sem stjarnan er, því meiri er þrýstingurinn í kjarnanum og vetnisbruni örari. Þess vegna lifa massamestu stjörnurnar mjög stutt, eða í fáeinar milljónir ára, á meðan massaminnstu stjörnurnar (rauðir dvergar) brenna eldsneyti sínu hægt og endast í tugi milljarða ára. En hvernig vitum við hvað stjörnurnar eru gamlar?

Mikilvægi stjörnuþyrpinga er fólgið í því að þær eru einskonar náttúrulegar klukkur. Stjörnurnar í þeim eiga nokkurn veginn sama afmælisdag sem hægt er að nota til finna út aldur þeirra. Það er gert með því að lítrófsflokka stjörnurnar í þyrpingunni og setja þær inn í H-R línurit. Myndin hér til hliðar er H-R línurit fyrir Sjöstirnið. Eins og sjá má falla flestar stjörnur á meginröð, með einni mikilvægri undantekningu þó: Efstu stjörnurnar stefna burt frá meginröðinni og ofar á línuritið. Þetta eru heitu, skammlífu stjörnurnar sem hafa þegar brennt vetnisforða sínum og færst af meginröðinni. Eins og sjá má á myndinni eru engar stjörnur í litrófsflokki O. Það segir okkur að Sjöstirnið er alla vega það gömul þyrping að O stjörnurnar hafa þegar brennt vetnisforða sínum og eru því horfnar af meginröð. Í þyrpingunni eru nokkrar stjörnur á meginröð í litrófsflokki B sem sýnir að þyrpingin er enn tiltölulega ung.

Sá staður á H-R línuritinu þar sem stjörnurnar hverfa af meginröð nefnist fráhvarfspunktur (main-sequence turnoff point). Í Sjöstirninu er fráhvarfspunkturinn í kringum B6 stjörnur. B6 stjörnur eru ríflega 100 milljón ár á meginröð. Það hlýtur að vera aldur þyrpingarinnar. Allar stjörnur í Sjöstirninu, sem eru heitari en B6 stjörnur, eru á meginröð í innan við 100 milljón ár. Þær eru því ekki lengur á meginröð. Stjörnur sem eru meira en 100 milljón ár að brenna vetni í kjarna sínum eru enn á meginröðinni. Á næstu milljörðum ára deyja B stjörnurnar í Sjöstirninu út, þá A stjörnurnar, svo F og svo framvegis. Þar með styttist meginröðin með tímanum og fráhvarfspunkturinn færist.

Þetta sést enn betur þegar bornar eru saman aðrar lausþyrpingar. Í öllum tilvikum er aldur þyrpinganna jafn líftíma stjarnanna við fráhvarfspunktinn.

Þessi aðferð til að meta aldur stjarna er eitt mikilvægasta verkfærið sem við höfum til að meta aldur stjörnuþyrpinga. Þannig höfum við komist að því að flestar lausþyrpingar eru tiltölulega ungar og innihalda mjög fáar stjörnur sem eru meira en fimm milljarðar ára.

Í kúluþyrpingum er fráhvarfspunkturinn enn neðar á meginröðinni, hjá stjörnum sem eru massaminni en sólin okkar. Ævilengd stjörnu á borð við sólina er um 10 milljarðar ára. Þessar stjörnur hafa þegar dáið út í kúluþyrpingum. Þess vegna er öruggt að kúluþyrpingar eru meira en 10 milljarða ára. Nákvæmari rannsóknir á fráhvarfspunktinum og kennilegir útreikningar á ævilengd stjarna, benda til þess að kúluþyrpingar séu í kringum 13 milljarða ára. Kúluþyrpingar eru því meðal elstu eininga alheims. Það segir okkur að fyrstu stjörnurnar urðu til þegar alheimurinn varð innan við 1000 milljón ára gamall.

15. Stærðir stjarna

Allar stjörnur himinhvolfsins eru svo óralangt í burtu frá jörðinni að þær sýnast lítið annað en örsmáir ljósdeplar sem tindra vegna ókyrrðar í lofthjúpnum, jafnvel í gegnum bestu stjörnusjónauka jarðar. Á ljósmyndum sýnast björtustu stjörnurnar stærri en hinar daufari, en það segir okkur ekki neitt um raunstærðir þeirra.

Stærðir stjarna, stærð sólar, stærsta stjarnan
Stærðir nokkurra stjarna bornar saman. R136a1 er gífurlega stór stjarna en þó ekki sú stærsta sem vitað er um (hún er massamesta stjarna sem þekkist). Stærstu stjörnurnar eru því enn stærri að þvermáli. Mynd: ESO/M. Kornmesser og Stjörnufræðivefurinn.

Með mikilli þolinmæði og hugvitsemi hefur stjörnufræðingum tekist að mæla stærðir stjarna og komist að því að flestar eru miklu minni en sólin en margar aðrar miklu stærri. Smæstu stjörnurnar eru nifteindastjörnur, milli 20 til 40 km í þvermál eða á stærð við borg. Í næsta stærðarflokki fyrir ofan eru hvítir dvergar en þeir eru á stærð við jörðina. Yfirborðshitastig þeirra er meira en 25.000°C en þar sem þeir eru svo litlir er ljósafl þeirra mjög lítið (innan við 0,01 Lsól). Stærstu sólirnar, reginrisar, geta verið meira en þúsund sinnum stærri en sólin að þvermáli. Betelgás í Óríon er reginrisi, um 650 sinnum stærri að þvermáli en sólin okkar. Væri hann í sólkerfinu okkar væri jaðar hennar út fyrir braut Júpíters. Jörðin væri innan í henni. Sumar stjörnur eru enn stærri. Stærsta stjarnan sem vitað er um nefnist VY Canis Majoris.

En hvernig eru stærðirnar fundnar út fyrst stjörnurnar eru svo langt í burtu að nánast útilokað er að mæla það beint? Stjörnufræðingar beita ýmsum aðferðum til þess. Ein er sú að reikna út radíus stjörnu út út frá mælingum á ljósafli (ákvarðað út frá fjarlægð hennar og sýndarbirtu) og yfirborðshitastigi (fundið út frá litrófi).

Lögmál Stefan-Boltzmann er lykillinn að radíus stjörnu ef við vitum ljósafl hennar og yfirborðshitastig. Samkvæmt þessu lögmáli er orkuflæðið (F) á fermetra á sekúndu frá svarthlut, þ.e. stjörnu, í hlutfalli við yfirborðshitastigið í fjórða veldi, samkvæmt jöfnunni

F = \sigma T^4

Ljósafl stjörnu er ljósmagnið sem hún geislar frá sér á sekúndu, þ.e. orkuflæðið x yfirborðsflatarmál stjörnunnar. Flestar stjörnur eru því sem næst kúlulaga og getum við því notað formúluna fyrir yfirborðsflatarmál kúlu sem er 4πR2. Hér er kominn radíus stjörnunnar (R) sem við þurfum að finna. Við margföldum jöfnurnar fyrir orkuflæðið og yfirborðsflatarmálið saman og fáum:

L = 4\pi R^2 \sigma T^4

Þar sem L = ljósafl stjörnunnar í wöttum, R = radíus stjörnunnar í metrum, σ (sigma) = Stefan-Boltzmann fastinn = 5,67 x 10-8 W m-2 K-4 og T = yfirborðshitastig stjörnunnar í Kelvin.

Þessi jafna segir okkur að tiltölulega köld stjarna, sem hefur tiltölulega lítið orkuflæði, getur haft mikið ljósafl sé hún nógu stór. Á sama hátt getur tiltölulega heit stjarna haft lítið ljósafl ef hún er tiltölulega lítil. Hér er dæmi um hvernig hægt er að nota jöfnuna að ofan til að reikna út radíus stjörnu.

16. Breytistjörnur

Þær stjörnur sem breyta birtu sinni, ýmist reglulega eða óreglulega, nefnast breytistjörnur (e. variable stars). Til eru nokkrar tegundir breytistjarna, en þeim er gjarnan skipt í sveiflustjörnur (pulsating variable star) og gosstjarna (e. eruptive variables).

Sveiflustjörnur þenjast út og dragast saman vegna sveiflna í orkuflæði úr innviðum þeirra. Við það breytist birta stjarnanna. Mikilvægustu sveiflustjörnurnar eru sefítar en það eru mjög bjartar risastjörnur sem sjást langt að. Sveiflutími þeirra er í nánu sambandi við ljósaflið (sjá: Sveiflulýsilögmálið). Hafa sefítar þess vegna mikið verið notaðir við fjarlægðarmælingar á vetrarbrautum. RR-hörpustjörnur (RR Lyrae stars), Mírustjörnur og ZZ Ceti stjörnur eru önnur dæmi um sveiflustjörnur.

Á H-R línuritinu skipa flestar sveiflustjörnur sér í flokk sem nefnist flöktröðin (instability strip). Hún teygir sig skáhallt til hægri frá meginröðinni við reyndarbirtuna 2 eða þar um bil.

Tengt efni

Heimildir

  1. Bennett, Jeffrey; Donahue, Megan; Schneider, Nicholas og Voit, Mark. 2009. The Essential Cosmic Perspective, fimmta útgáfa. Benjamin Cummings, New York.
  2. Freedman, Roger og Kaufmann, William. 2004. Universe, 7th Edition. W. H. Freeman, New York.
  3. Pasachoff, Jay. 1998. Astronomy: From the Earth to the Universe, fimmta útgáfa. Saunders College Publishing, Massachusetts.
  4. Þorsteinn Sæmundsson. 1972. Stjörnufræði - Rímfræði. Bókaútgáfa Menningarsjóðs og Þjóðvinafélagsins, Reykjavík.

Hvernig vitna skal í þessa grein

  • Sævar Helgi Bragason (2010). Stjörnur. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornuskodun.is/alheimurinn/stjornur (sótt: DAGSETNING).




 

Alheimurinn

stjörnur, stjörnuþyrping, sól, sólstjarna

Stjörnur

Stjörnur (sólstjörnur) eru sjálflýsandi gashnettir í geimnum sem framleiða orku með kjarnasamruna vetnis í helíum á einhverju stigi æviskeiðs síns. Allar stjörnur næturhiminsins eru svipaðs eðlis og sólin okkar en svo órafjarri að fjarlægðin til þeirra mælist í ljósárum. Sú sem er nálægust, Proxima Centauri, er rúm fjögur ljósár í burtu.

Lesa meira
Flokkun stjarna

Flokkun stjarna

Stjörnur eru flokkaðar eftir yfirborðshitastigi og eru helstu flokkar auðkenndir með bókstöfunum O, B, A, F, G, K og M. O-stjörnur eru heitastar en M-stjörnur kaldastar. O stjörnur eru bláar, B-stjörnur bláhvítar, A-stjörnur hvítar, F-stjörnur gulhvítar, G-stjörnur gular, K-stjörnur rauðgular og M-stjörnur rauðar. Sólin okkar er G-stjarna.

Lesa meira
S106, Sh 2-106

Myndun stjarna

Stjörnur myndast í stórum og köldum gas- og rykskýjum (sameindaskýjum) sem finna má á víð og dreif um vetrarbrautirnar. Þessi ský eru nógu köld og þétt til þess að atóm geti bundist saman og myndað sameindir. Við einhverja utanaðkomandi röskun byrjar skýið að dragast saman vegna þyngdaráhrifa og brátt myndast frumstjarna þar sem skýið er þéttast. Í frumstjörnunni eykst hiti og þrýstingur uns kjarnasamruni hefst í iðrum hennar sem myndar hita og ljós. Ár hvert verða til tvær til þrjár stjörnur í vetrarbrautinni okkar.

Lesa meira
stjörnuþoka, ljómþoka, hringþoka, endurskinsþoka

Geimþokur

Geimþokur (nebulae) eru miðgeimsský úr ryki, vetni, helíumi og öðrum jónuðum gastegundum. Orðið nebula er latneskt og þýðir „ský“ en það var upphaflega notað yfir öll þokukennd fyrirbæri á himninum, þar á meðal stjörnuþyrpingar og vetrarbrautir eins og Andrómeduvetrarbrautina, en það tíðkast ekki lengur þótt vetrarbrautir séu líka stundum kallaðar stjörnuþokur.

Lesa meira
stjörnuþyrping, lausþyrping, ngc 265

Stjörnuþyrpingar

Stjörnuþyrping er hópur stjarna sem haldast saman á litlu svæði vegna þyngdaraflsins. Stjörnuþyrpingum má skipta í kúluþyrpingar og lausþyrpingar. Stjörnuþyrpingum má þó ekki rugla saman við vetrarbrautir sem eru miklu stærri og stjörnur þeirra laustengdari. Í flestum vetrarbrautum er bæði að finna kúluþyrpingar og lausþyrpingar. Stjörnur í hverri stjörnuþyrpingu eru yfirleitt jafngamlar sem bendir til þess að þær myndist samtímis úr sömu geimþoku.

Lesa meira
Síríus A, Síríus B, hvítur dvergur

Hvítir dvergar

Hvítir dvergar (e.white dwarfs) eru daufar og þéttar stjörnur á stærð við jörðina en álíka massamiklar og sólin. Hvítir dvergar marka endalok þróunarsögu flestra stjarna í alheiminum. Þegar sólin okkar hefur náð lokastiginu í þróunarsögu sinni endar hún ævi sína sem hvítur dvergur og löngu síðar svartur dvergur.

Lesa meira
sprengistjörnur, sn1987a, stóra-magellanskýið, tarantúluþokan

Sprengistjörnur

Sprengistjörnur eru gríðarlega öflugar sprengingar mjög massamikilla stjarna. Vísindamenn telja að allar stjörnur sem upphaflega eru um 8 sólarmassar eða meira endi ævi sína í slíkum hamförum. Dæmi eru um að sprengistjörnur sendi frá sér meiri geislun en sólin er talin gera á öllu æviferli sínu og verða þessi fyrirbæri oft á tíðum bjartari en hýsilvetrarbrautir þeirra. Öll frumefni þyngri en járn myndast í leifum sprengistjarnanna þegar þung frumefni rekast saman. Því má með sanni segja að við séum öll gerð úr stjörnuryki.

Lesa meira
nifteindastjörnur, tifstjörnur

Nifteindastjörnur

Nifteindastjarna er leif af sprengistjörnu af gerð II, gerð Ib eða gerð Ic. Slíkar stjörnur eru næstum eingöngu úr nifteindum. Nifteindastjörnur eru geysilega heitar og er einsetulögmál Paulis það eina sem kemur í veg fyrir frekara þyngdarhrun. Venjulega nifteindastjarna er á bilinu 1,35 til 2,1 sólmassar og aðeins rúmlega 10 km í þvermál.

Lesa meira
svarthol, NGC 300, Wolf-Rayet stjarna

Svarthol

Svarthol er eitt af furðum veraldar. Það er staður í alheimi þar sem gríðarlegur massi sveigir tímarúmið út í hið óendanlega. Þyngdarkrafturinn er svo mikill að ekkert efni sem fellur þar inn sleppur þaðan aftur. Hér eiga orð Dantes úr Gleðileiknum guðdómlega afar vel við: „Lasciate ogne speranza, voi ch'intrate“ eða „Hver sem hingað kemur, gefi upp alla von“. Sökum eðlis þeirra vita menn harla fátt um þessi fyrirbæri. Okkar vitneskja byggir því nær eingöngu á kenningum og útreikningum stærðfræðinga og eðlisfræðinga um svarthol.

Lesa meira
Gammablossi

Gammablossar

Gammablossar, orkumestu sprengingar alheimsins, eru hrinur háorkugeislunar sem berast utan úr geimnum að jafnaði einu sinni á sólarhring. Hver hrina er skammlíf og getur varað allt frá þúsundasta úr sekúndu upp í allmargar mínútur. Talið er að blossarnir eigi upptök sín við myndun svarthola í fjarlægum vetrarbrautum, annars vegar í gríðarlega öflugum sprengistjörnum og hins vegar við samruna tveggja ofurþéttra fyrirbæra. Með sífellt öflugri tækni hefur þekking á blossunum stóraukist á undanförnum áratug og vegna mikilla fjarlægða þeirra gefa rannsóknirnar einnig mikilvægar vísbendingar um stjörnumyndunarsögu alheimsins í árdaga. Í þessari grein verður stiklað á stóru í mælingasögu gammablossa. Greint verður frá helstu kenningum um orsakir þeirra ásamt gerð vetrarbrautanna sem þeir kvikna í. Nokkrum þýðingarmiklum blossum verður lýst sérstaklega sem og áhrifum mögulegs blossa í Vetrarbrautinni. Að lokum verður fjallað um ný mælitæki og nýjar áherslur í rannsóknum á þessum orkumiklu fyrirbærum.

Lesa meira
fjarlægðarstiginn, sprengistjarnan 1994d

Fjarlægðarstiginn

„Hversu langt er til stjarnanna?“ Vísindamenn sem spyrja sig að þessari sömu spurningu eiga í fórum sínum mjög öflug verkfæri til að ákvarða fjarlægðir til reikistjarnanna, einstakra stjarna í Vetrarbrautinni og jafnvel til daufustu vetrarbrauta sem finnast á himninum. Saman hafa þessar aðferðir löngum verið nefnd Fjarlægðarstiginn, þar sem hvert þrep stigans byggir á áreiðanleika þeirra fyrir neðan.

Lesa meira
Vetrarbraut, M101, Hubblessjónaukinn

Vetrarbrautir

Vetrarbrautir (e. galaxies) eru risastór kerfi stjarna og sólkerfa og gass og ryks, sem þyngdarkrafturinn bindur saman. Vetrarbrautir eru stærstu sýnilegu einingar alheims. Smæstar eru dvergvetrarbrautir sem hafa innan við eina milljón stjarna á nokkur hundruð ljósára breiðu svæði, en stærstar eru risavetrarbrautirnar sem innihalda meira en hundrað trilljón stjörnur og geta verið yfir milljón ljósár í þvermál.

Lesa meira
stjörnur, ryk, vetrarbrautin okkar

Vetrarbrautin okkar

Vangaveltur um heimkynni mannsins hefur ætíð verið mikill drifkraftur í stjörnufræði. Hvar eigum við heima og hvernig er okkar næsta nágrenni? Hver er staða sólarinnar okkar miðað við allar óteljandi systur hennar? Skoðun manna á borð við Newton (1643-1727) var sú að stjörnurnar á næturhimninum væru jafndreifðar um allar víðáttur himingeimsins. Í dag vitum við hins vegar að stjörnurnar fylkja sér í tilkomumiklar fjöldasamkomur sem við köllum vetrarbrautir. Lítið annað en gapandi tómið skilur milli vetrarbrautanna sem mega með sanni teljast stórborgir alheimsins.

Lesa meira
vetrarbrautaþyrping, vetrarbrautahópur, Stephans Quintet

Vetrarbrautaþyrpingar

Upp úr 1930 sýndu rannsóknir stjarnvísindamanna að vetrarbrautir dreifast ekki handahófskennt um alheiminn. Flestar hópa sig saman og mynda enn stærri þyrpingar og allar eru á fleygiferð um geiminn. Þyrpingarnar eru svo aftur hluti af enn stærri heild, reginþyrpingum.

Lesa meira
heimsfræði, hubble ultra deep field

Heimsfræði

Heimsfræði tekur á grundvallarspurningum um eðli og gerð alheimsins í heild sinni. Upphafi hans, þróun og örlögum.

Lesa meira
örbylgjukliðurinn wmap

Örbylgjukliðurinn

Örbylgjukliðurinn er endurómur Miklahvells. Hann ber vitni fyrri tíð þegar alheimurinn var heitari og þéttari en hann er nú. Örbylgjukliðurinn gerir okkur kleift að skyggnast milljarða ára aftur í tímann, löngu fyrir tíma manna vetrarbrauta og jafnvel sólstjarna. Hann er bakgrunnsgeilsun sem fyllir allan alheim og á upptök sín um 380.000 árum eftir Miklahvell.

Lesa meira

Póstlisti


Fleygar setningar

- Simone Weil, franskur heimspekingur

„Sönn skilgreining á vísindum hljóðar svona: Rannsóknir á fegurð heimsins.“