Redigerer Stjerne (avsnitt)

== Egenskaper ==

Nesten alle egenskaper ved en stjerne bestemmes av den opprinnelige massen; både viktige egenskaper som luminositet og størrelse og andre forhold som stjernens utvikling, livslengde og skjebne.

=== Alder ===
De fleste stjerner er mellom én og ti milliarder år gamle. Enkelte kan til og med være så gamle som nærmere 13,7 milliarder år, tilsvarende alderen på [[Universet]]. Den eldste stjernen som har blitt oppdaget, [[HE 1523–0901]], antas å være 13,2 milliarder år gammel.<ref name="Frebel" />

Jo mer massiv en stjerne er, desto kortere blir levetiden. Dette kommer først og fremst av at de største stjernene har et mye høyere trykk i kjerneregionen som fører til en raskere fusjon av hydrogen. De absolutt største stjernene har en levetid på ca. 10&nbsp;millioner år, mens de minste røde dvergene anslås å kunne eksistere opp til flere hundre milliarder år.<ref name="Naftilan" /><ref name="Laughlin" />

=== Kjemisk sammensetning ===
{{Utdypende artikkel|Metallisitet}}
Når en stjerne dannes består massen av ca. 70 % [[hydrogen]], 28 % [[helium]], og en mindre andel tyngre [[grunnstoff]]. Disse tyngre stoffene kalles ''metaller'' innen astronomien, selv om mange av stoffene ikke regnes som metaller i andre sammenhenger. Målet på andelen tyngre grunnstoff angis derfor som [[metallisitet]]. Metallisiteten anslås ofte ut fra på andelen [[jern]] i stjernens atmosfære, fordi jern er et vanlig grunnstoff som er enkelt å oppdage og måle ved hjelp av [[Astronomisk spektroskopi|spektroskopi]]. Siden [[molekylsky]]ene der stjerner dannes stadig berikes med metaller fra supernova-eksplosjoner, kan en stjernes metallisitet gi en indikasjon på når stjernen ble dannet.<ref name="ESO 2006-09-12" />

Stjerner med kjente [[planet]]er, har en høyere andel tyngre grunnstoff enn gjennomsnittet av stjerner. Dette betyr at metallisiteten kan brukes som en indikator på hvor sannsynlig det er at stjerner har store planeter som kan være mulig å oppdage.<ref name="Fischer" /> Forholdet skyldes at en høyere andel tyngre grunnstoff påskynder prosessen med å danne «frøene», såkalte [[planetesimal]]er og [[protoplanet]]er, som etterhvert utvikles til planeter. For at store gasskjemper, som enkelt kan oppdages fra jorden, skal dannes, må eventuelle planetkjerner ha oppnådd en kritisk størrelse for å trekke til seg en stor del av gassen i omgivelsene før [[protostjerne]]n blåser bort gasskyen med sin kraftige [[stjernevind]].<ref name="metallicity" />

Stjernen med det laveste målte jerninnholdet er [[dvergstjerne]]n HE1327-2326 med bare 0,005&nbsp;[[promille|‰]] av solens jerninnhold.<ref name="ScienceDaily" /> Samtidig finnes stjerner som [[My Leonis|Rasalas]] med nesten dobbelt så mye jern som solen, og [[14 Herculis]] som har vist seg å ha et planetsystem med nesten tre ganger så mye jern.<ref name="Feltzing" /> Det finnes også kjemisk avvikende stjerner som viser uvanlig like mengder av visse stoff i sine spekter, spesielt [[krom]] og [[sjeldne jordarter|sjeldne grunnstoffer]].<ref name="Gray" group="L" />

=== Diameter ===
[[Fil:Star-sizes.jpg|left|thumb|Stjerner varierer mye i størrelse. I hvert bilde i sekvensen vises objektene til høyre som det venstre objektet i den neste bolken. Jorden vises til høyre i bolk 1 og solen er den andre fra høyre i bolk 3.]]
På grunn av den store avstanden fra jorden ser alle stjerner bortsett fra solen ut til å være lysende punkter på nattehimmelen for det menneskelige øyet. De ser ofte ut til å [[Scintillasjon|blinke]] på grunn av optiske forstyrrelser i form av [[turbulens]] mellom varm og kald luft i [[jordens atmosfære]]. Disse temperaturforskjellene og forstyrrelsene i luften får lyset til å brytes i noe ulike retninger, noe som får oss til å tro at stjernen blinker, men det er bare en illusjon. Solen er også en stjerne, men den er nær nok til at øyet kan oppfatte den som en overflate i stedet for et punkt. Foruten solen er den stjernen som har størst diameter sett fra jorden, [[R Doradus]] med bare 0,057 [[buesekund]]er.<ref name="ESO 1997-03-11" />

De fleste stjerner har alt for liten [[vinkeldiameter]] til å kunne observeres fra jorden som mer enn et punkt med nåværende jordbaserte optiske [[teleskop]]. Derfor benyttes i stedet [[interferometri]]ske teleskoper for å kunne avbilde disse objektene. En annen teknikk for å måle vinkeldiameteren er gjennom [[okkultasjon]]. Ved å måle lysstyrken hos en stjerne så nøyaktig som mulig når den forsvinner bak [[månen]] (eller økningen i lysstyrken når den dukker opp igjen), kan stjernens vinkeldiameter beregnes.<ref name="Ragland" />

Stjerner varierer i størrelse fra [[nøytronstjerne]]r, som er mellom 20 og 40&nbsp;km i diameter, til superkjemper som [[Betelgeuse]] i [[stjernebilde]]t [[Orion (stjernebilde)|Orion]] med en diameter rundt 650 ganger større enn solens (rundt 0,9&nbsp;milliarder kilometer). Betelgeuse har imidlertid en lavere [[densitet|tetthet]] enn solen.<ref name="Davis" />

=== Stjernenes bevegelser ===
[[Fil:Pleiades large.jpg|thumb|[[Pleiadene]], en åpen [[stjernehop]] med stjerner i [[stjernebilde]]t [[Tyren]]. Disse stjernene deler en felles bevegelse gjennom rommet.<ref name="Loktin2006" />{{Byline|NASA}}]]
{{Utdypende artikkel|Stjernekinematikk}}
Observasjoner av en stjernes bevegelse kan gi verdifull informasjon om stjernen, for eksempel kan det avgjøre om en stjerne er [[tyngdekraft|gravitasjonelt]] bundet til en gruppe andre stjerner. Målinger av stjerners bevegelser er også viktige for økt forståelse av galaksers struktur og dynamikk. 

En stjernes hastighet måles som to komponenter; [[radialhastighet]] i forhold til solen, og en tangentiell komponent som kalles stjernens [[egenbevegelse]]. Radialhastigheten finnes ved å måle [[rødforskyvning]]en i stjernens [[spektrallinje]]r som kommer fra [[dopplereffekt]]en. Jo større rødforskyvning, jo raskere beveger en stjerne seg bort fra oss. Motsatt vil blåforskyvning innebære at stjernen beveger seg mot oss. Egenbevegelsen måles med presise astronomiske instrumenter i milli[[buesekund]]er per år. Gjennom å måle opp stjernenes [[parallakse]] kan siden egenbevegelsen konverteres til hastighet. Stjerner med høy egenbevegelse er sannsynligvis relativt nær solen, noe som gjør dem til gode kandidater for målinger av parallaksen.<ref name="ESA 1999-09-10" />

Når begge hastighetene er kjente, kan stjernens romlige hastighet i forhold til solen eller galaksen beregnes. Blant nærliggende stjerner er det konstatert at [[Populasjon (astronomi)|populasjon]] I-stjerner generelt har lavere hastigheter enn eldre populasjon II-stjerner. Sistnevnte har elliptiske baner som er vinklet mot galaksens plan.<ref name="Johnson 54" /> Sammenligningen av bevegelsene hos nærliggende stjerner har også ført til oppdagelsen av stjerneassosiasjoner som sannsynlig er grupper av stjerner som deler et felles opphavssted i de gigantiske [[molekylsky]]ene.<ref name="Elmegreen 264" />

=== Magnetfelt ===
[[Fil:Tausco.jpg|thumb|Magnetfeltet på overflaten til [[SU Aurigae|SU&nbsp;Aur]] (en ung [[T Tauri-stjerne]]), rekonstruert ved hjelp av [[Zeeman-Doppler-metoden]].]]
{{Utdypende artikkel|Stjernemagnetfelt}}
En stjernes [[magnetfelt]] dannes i de indre regionene hvor [[konveksjon|konvektiv]] sirkulasjon finner sted. Disse bevegelsene av ledende plasma fungerer som en [[dynamoteori|dynamo]] og genererer magnetiske felt som strekker seg gjennom stjernen. Styrken på feltet varierer med massen og sammensetningen, mens mengden overflateaktivitet avhenger av stjernens rotasjonshastighet. Denne overflateaktiviteten skaper [[solflekk]]er som er regioner med sterke magnetfelt og lavere temperatur enn normalt. [[Koronaloop]]er er buer av magnetfelt som strekker seg ut i [[korona]]en fra aktive regioner. [[Solfakkel|Solfakler]] er voldsomme utbrudd av høyenergi-partikler fra solens overflate som sendes ut på grunn av samme magnetiske aktivet.<ref name="Brainerd 2005-07-06" />

Unge, raskt roterende stjerner har en tendens til å ha høye nivåer av overflateaktivitet på grunn av magnetfeltet. Disse feltene kan påvirke stjernens [[solvind]], som fungerer som en bremse, som sakte, men sikkert reduserer stjernens rotasjon etter hvert som den blir eldre. Dermed har eldre stjerner som solen mye lavere rotasjonshastighet og mindre overflateaktivitet. Aktiviteten hos langsomt roterende stjerner varierer normalt i sykluser og kan nesten forsvinne helt i perioder.<ref name="Berdyugina 2005" /> Under for eksempel [[Maunder Minimum]] hadde solen en nær 70-årig periode nesten helt uten solflekker.

=== Masse ===
En av de mest massive stjernene man kjenner til er [[Eta Carinae]], med en masse på så mye som 100&ndash;150&nbsp;solmasser.<ref name="Nathan 1998" /> Den forventes å få et svært kort liv, maksimalt et par millioner år. En studie av [[Archeshopen]] antyder at 150 solmasser kan være nær den øvre grensen for stjerner i universets nåværende æra.<ref name="NASA 2005-03-03" /> Bakgrunnen for denne grensen er ikke helt kjent, men den kommer delvis av [[Eddington-luminositet|Eddington-grensen]], som definerer den maksimale mengden luminositet som kan passere gjennom en stjernes atmosfære uten å trykke denne med seg ut.

[[Fil:Ngc1999.jpg|thumb|[[Refleksjonståke]]n lyses opp av V380 Orionis (midten), en variabel stjerne med rundt 3,5&nbsp;ganger solens masse. Den sorte flekken i skyen er en enormt tomt hull og ikke en mørk tåke som tidligere antatt.{{Byline|NASA}}]]

De første stjernene som ble dannet etter [[Big Bang]] kan ha vært større, opp til 300 solmasser eller mer,<ref name="HSCA 2005-09-22" /> på grunn av at sammensetningen manglet grunnstoff tyngre enn [[litium]]. Den generasjonen med supermassive [[Metallisitet|populasjon III-stjerner]] er imidlertid borte for lenge siden og forekommer nå bare som teoretiske objekter.

Med en masse på kun 93&nbsp;[[Jupitermasse|''M''<sub>j</sub>]] er [[AB Doradus|AB Doradus C]] en av de minste, kjente stjernene som har en aktiv fusjonsprosess.<ref name="ESO 2005-01-01" /> For stjerner med en metallisitet som ligner solens beregnes den teoretisk minste mulige massen for å fortsatt kunne opprettholde fusjon av hydrogen i kjernen til å være rundt 75 ''M''<sub>j</sub>.<ref name="Boss 2001-04-03" /><ref name="Shiga 2006-08-17" /> Mindre stjerner enn dette kalles [[brun dverg|brune dverger]], noe som hører til et dårlig definert grenseland mellom stjerner og [[gasskjempe]]r. Hos disse forekommer ingen fusjon i kjernen.

Kombinasjonen av radius og masse hos en stjerne avgjør overflategravitasjonen. Superkjemper har en mye lavere overflategravitasjon enn hovedseriestjerner, mens det motsatte gjelder for degenererte, kompakte stjerner som [[hvit dverg|hvite dverger]]. Overflategravitasjonen kan påvirke utseendet til stjernens spekter, siden høy gravitasjon kan forårsake en utvidelse av [[Elektromagnetisk absorpsjon|absorpsjons]][[Spektrallinje|linjene]].<ref name="new cosmos" group="L" />

=== Rotasjon ===
[[Fil:Achernar.jpg|thumb|Den deformerte stjernen [[Achernar]] (α Eridani) har fått sitt særegne utseende på grunn av den voldsomme rotasjonen.]]
{{Utdypende artikkel|Stjernerotasjon}}
Stjerners rotasjonshastighet kan estimeres enten gjennom [[spektroskopi|spektroskopiske målinger]], eller mer presist gjennom å spore [[Solflekk|stjerneflekker]]. Unge stjerner kan rotere over 100&nbsp;km/s ved ekvator. Eksempelvis har B-klasse-stjernen [[Achernar]] en rotasjonshastighet på minst 225&nbsp;km/s ved ekvator. Dette gjør at diameteren over ekvator er hele 50 % større enn mellom polene. Denne hastigheten er ikke langt fra den kritiske hastigheten på 300&nbsp;km/s, som ville bety at stjernen ville ha brutt fra hverandre.<ref name="ESO 2003-07-11" /> Til sammenligning roterer solen kun én gang per 25&ndash;35 dager med en ekvatorialhastighet på 1&nbsp;994&nbsp;km/s. Stjerners rotasjon bremses ned betydelig over tid på grunn av stjernens magnetfelt og stjernevind.<ref name="Fitzpatrick 2006-02-16" />

[[Kompakt objekt|Degenererte stjerner]] har krympet til en ekstremt kompakt masse, noe som resulterer i en rask rotasjon. De har imidlertid ganske lave rotasjonshastigheter sammenlignet med hva som kan forventes å bevare [[drivmoment]]et. Dette forklares av at en stor del av stjernens bevegelsemengdemoment går tapt i det omfattende massetapet gjennom stjernevinden.<ref name="Villata 1992" /> Til tross for dette kan rotasjonen være svært rask; en [[pulsar]] i hjertet av [[Krabbetåken]] roterer 30 runder per sekund.<ref name="ESO 1996-05-30" /> En pulsars rotasjonshastighet kommer til å avta sakte over tid blant annet fordi den sender ut stråling.

=== Temperatur ===
Overflatetemperaturen hos en hovedseriestjerne bestemmes av stjernens radius og hvor raskt energi frigjøres i kjernen, og avgjør ofte stjernens [[fargeindeks]].<ref name="astronomynotes 2007-08-20" /> Temperaturen gis ofte som den [[effektiv temperatur|effektive temperaturen]], noe som er temperaturen hos et ideelt [[svart legeme]] som stråler ut sin energi med samme luminositet per areal som stjernen. Merk at de effektive tallene bare er en representativ verdi, ettersom stjerner faktisk har en temperaturgradient som minker med økende avstand fra stjernen.<ref name="Seligman 2007" /> Temperaturen i kjerneregionen hos en stjerne er flere millioner [[Kelvin]] (K).<ref name="aps_mss" />

Stjernetemperaturen gir karakteristiske absorpsjonslinjer i spekteret. Overflatetemperaturen hos en stjerne brukes sammen med den [[absolutt størrelsesklasse|absolutte størrelsesklassen]] og spesielle kjennetegn i absorpsjonslinjene for å klassifisere stjernen.<ref name="new cosmos" group="L" />

Massive hovedseriestjerner kan ha en overflatetemperatur på {{formatnum:50000}}&nbsp;Kelvin. Mindre stjerner, som solen, har en overflatetemperatur på et par tusen grader, mens røde kjemper har en relativt lav temperatur på rundt {{formatnum:3600}}&nbsp;K, men de har også en lav luminositet på grunn av sitt store areal.