Färg stjärnor temeratur

Det kan vara allt från löst kopplade stjärnor som rör sig tillsammans i en galax, den så kallade stjärnoperationen.

Polstjärnan

I hopp om att det kan finnas hundratusentals stjärnor i form av en Gruppglob, och i den största star hope SuperStarhopar [37] kan det finnas flera miljoner stjärnor. Det har länge felaktigt antagits att de flesta stjärnor är belägna i gravitationssystem med flera våningar. Av detta antogs att ungefär samma förhållande gäller alla stjärnor. En typisk galax innehåller hundratals miljarder stjärnor, och det finns mer än miljarder galaxer i det observerbara universum.

Den närmaste stjärnan som syns på jorden, med undantag för solen, är Proxima Centauri, som ligger 4,2 ljus bort, vilket motsvarar 39,9 biljoner kilometer. Det tar alltså 4,2 år för ljus från Proxima Centauri att nå jorden. På grund av de relativt stora avstånden mellan stjärnor utanför de galaktiska kärnorna anses kollisioner vara ovanliga. I tätare regioner, som i kärnan av hopp för världen, eller i galaktiska kärnor, kan detta vara vanligare.

Dessa ovanliga stjärnor har en högre yttemperatur och är därför blå i färg än andra stjärnor i huvudserien med samma ljusstyrka i ett stjärnhopp. Nästan alla egenskaper hos en stjärna bestäms av dess ursprungliga massa, inklusive viktiga egenskaper som ljusstyrka och storlek, liksom stjärnans utveckling, liv och öde. Ålder [redigera Vikitext] de flesta stjärnor är mellan 1 och 10 miljarder år gammal.

Vissa kan till och med vara så gamla som 13,80 x 0,1 miljarder år, vilket motsvarar universums uppskattade ålder enligt mätningar med Planck-teleskopet. Ju mer massiv stjärnan är, desto kortare är dess livslängd, främst för att större stjärnor har högre tryck i sin kärnregion, vilket får dem att kombinera väte snabbare. De absolut största stjärnorna har en livslängd på cirka 10 miljoner år, medan de minsta röda dvärgarna kan leva upp till flera hundra miljarder år.

Dessa tyngre ämnen kallas metaller i astronomi, även om många av ämnena inte betraktas som metaller i vanliga sammanhang, och därför kallas måttet på andelen tyngre ämnen metalliskhet. Vanligtvis mäts andelen tyngre ämnen genom att studera andelen järn i en stjärnas atmosfär. Detta görs eftersom järn är ett vanligt ämne som är lätt att upptäcka och mäta. Eftersom de molekylära molnen där stjärnor bildas ständigt berikas med tyngre ämnen från supernovaexplosioner, kan en sådan mätning ge en uppfattning om en stjärnas ålder.

För stora gasjättar som lätt kan upptäckas från jorden, skulle alla planetkärnor behöva nå en kritisk storlek för att absorbera det mesta av gasen i miljön innan protoststjärnan skulle träffa gasmolnen med sin kraftfulla stjärnvind. De verkar ofta blinka på grund av fluktuationer i luftspänningen i jordens atmosfär. Dessa temperaturskillnader och rörelser i luften orsakar Brutet ljus i lite olika riktningar, vilket får oss att tro att stjärnan blinkar, men detta är bara en illusion.

Solen är också en stjärna, men den är tillräckligt nära för att ögat ska uppfatta den som en yta istället för en punkt. Förutom solen, stjärnan som har den största diametern sett från jorden är Doradus endast 0, välvda sekunder. Följaktligen används interferometriska teleskop för att avbilda dessa objekt. En annan metod för att mäta diametern på en vinkel är genom ockultation.

Genom att mäta ljusstyrkan hos en stjärna så exakt som möjligt, så mycket som möjligt när den försvinner bakom månen eller ökar i ljusstyrka när den dyker upp igen, kan du beräkna diametern på stjärnans vinkel. Betelgeuse har dock en betydligt lägre densitet än solen. Det är till exempel möjligt att avgöra om en stjärna är gravitationellt bunden till en grupp andra stjärnor och därför kan misstänkas ha ett gemensamt ursprung med andra.

Mätningar av stjärnornas rörelser är också viktiga för att förstå galaxens struktur och dynamik. Rörelsen är uppdelad i två komponenter: den radiella hastigheten riktad mot eller bort från solen, och den tangentiella komponenten, kallas stjärnans oberoende rörelse. Självstående mäts med exakta astronomiska instrument och mäts i en miljon sekunder per år.

Genom att mäta parallaxen hos en stjärna kan självkänsla omvandlas till hastighet. Stjärnor med högt självrörelseinnehåll är sannolikt relativt nära solen, vilket gör dem till bra kandidater för parallaxmätningar. Bland närliggande stjärnor fann man att population i-stjärnor tenderar att ha lägre hastigheter än äldre population II-stjärnor. Den senare har elliptiska vägar som är benägna till galaxens plan.

Stjärnbilder

Dessa är troligen grupper av stjärnor som delar en gemensam ursprungsplats i enorma molekylära moln. Stjärnans magnetfält skapas i de inre regionerna där konvektiv cirkulation uppstår. Dessa rörelser i den ledande plasman fungerar som en dynamo och genererar magnetfält som sträcker sig genom stjärnan. Fältets styrka varierar beroende på massa och sammansättning, medan mängden ytaktivitet beror på stjärnans rotationshastighet.

Denna ytaktivitet skapar stjärnfläckar, som är områden med starka magnetfält och lägre temperaturer än vanligt. Slingorna i koronaren är bågar av magnetfält som sträcker sig in i koronaren från de aktiva regionerna. Solfläckar är våldsamma fläckar från solytan på högenergiartiklar som skickas ut på grund av samma magnetiska aktivitet. Dessa fält kan påverka stjärnans solvind, som fungerar som en broms som sakta men säkert saktar ner stjärnans rotation när den blir äldre.

Således har äldre stjärnor som solen en mycket lägre rotationshastighet och lägre ytaktivitet. Aktiviteten hos långsamt roterande stjärnor förändras vanligtvis i cykler och kan nästan helt försvinna under vissa perioder. Massa [redigera wikit text] en av de mest massiva stjärnor som du vet är Eta Carineae med samma som solmassor. Arches stellar hop-studie tyder på att solmassor kan vara nära den övre gränsen för stjärnor i universums nuvarande epok.

De första stjärnorna som bildades efter Big Bang kunde vara större, upp till solmassor eller mer [66], eftersom deras sammansättning saknade ämnen tyngre än litium. Generationen av supermassiva population III-stjärnor har dock länge försvunnit, och för närvarande visas de bara som teoretiska objekt. Med en massa på endast 93 Jupitermassor är AB Doradus C en av de minsta kända stjärnorna som har en aktiv fusionsprocess i sitt inre.

MV-spektraltyp eller spektralklass är klassificeringen av stjärnor genom det allmänna utseendet på en stjärnas spektrum. Under klassificeringen jämförs en stjärnas spektrum med spektren för ett antal standardstjärnor, och den klassificerade stjärnan får en beteckning, vanligtvis en av typerna efter att den yttre temperaturen sjunker O, B, A, F, G, K eller M, [1] eller i de nya infraröda typerna L och T för bruna dvärgar.

Förutom de primära spektraltyperna o till t kan man genom att jämföra bredden på väteabsorptionslinjerna bestämma att Ljusstyrkeklass I, II, II, IV och V indirekt beskriver stjärnans storlek. Detta är av stor betydelse för att bestämma interstellär utrotning, vilket faktiskt innebär att stjärnljus sprider sig på grund av närvaron av interstellärt damm. Denna typ av separation bör inte förväxlas med moderna luminositetsklasser.

Kort därefter avlägsnades F så att spektraltypen helt enkelt blev A3. I slutändan observerades funktioner i spektrumet som inte beror på den primära typen: till exempel stjärnor med mer eller mindre breda vätelinjer.