stjerne

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 (cirka 10 millioner °C) at kjernereaksjoner finner sted (fusjon av hydrogenkjerner til heliumkjerner). Da slutter skyen å trekke seg sammen, og en stjerne blir dannet.

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.

Den unge, nydannede stjernen kan være omgitt av en skive av støv kalt en protoplanetarisk skive, hvor det kan dannes planeter. Stjerner som vi observerer at er omgitt av en slik skive, kalles T Tauri-stjerner.

Solen, som nå er rundt fem milliarder år gammel, har en levetid på cirka ti 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 om lag ti 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 cirka 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 på 10 000 i løpet av få timer. Mest spektakulære er supernovaene som i løpet av noen få dager kan øke sin lysstyrke mange milliarder ganger. Mens novaene er dobbeltstjerner, er supernovaer enkeltstjerner.

Over 90 prosent 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 en 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 gjelder lysstyrken (luminositeten). Lysutsendelsen fra de sterkeste stjernene er om lag én million ganger større enn fra de svakeste.

Variable stjerner er stjerner hvor lysstyrken endrer seg over relativ korte tidsrom.

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 (for eksempel 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.

• Se hovedartikkel: stjernebilder

De klareste stjernene og de stjerner som er spesielt kjent av andre årsaker, har egne navn. Noen er av gresk og latinsk opprinnelse (for eksempel Sirius, Spica, Regulus); andre av arabisk opprinnelse (for eksempel Vega, Rigel).

Arabernes innflytelse på astronomien vises ved den hyppige opptreden av deres bestemte artikkel al i stjernenavn (for eksempel 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. For eksempel: Algol (Ra's al Ghul = 'Djevelens øye'), Fomalhaut (Fum al Hut = 'Fiskens munn').

I Johannes Bayers stjerneatlas Uranometria (1603) ble den nåværende betegnelsen på klare stjerner innført; liten gresk bokstav fulgt av stjernebildets latinske navn i genitiv. Når det greske alfabetet er oppbrukt, fortsettes det med små latinske bokstaver. Rekkefølgen gis etter avtagende lysstyrke, men hvis mange stjerner er omtrent like klare, som for eksempel i Karlsvogna, 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 (for eksempel 61 Cygni, den første stjerne hvor avstanden ble bestemt).

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

¹⁾ Multippel stjerne: m_^v er integrert størrelse

²⁾ Variabel stjerne

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

• stjernehop
• galakse
• Melkeveien
• Solen

• Stjernekart (IAU i samarbeid med Sky & Telescope magazine)