Redigerer Stjerne (avsnitt)

== Stråling ==
Den energien som frigjøres fra fusjon i stjerner, stråles til slutt ut i rommet som [[elektromagnetisk stråling]] og [[partikkelstråling]]. Partikkelstrålingen består av elektrisk ladede partikler som [[proton]]er, [[Alfapartikkel|alfapartikler]] og [[Betahenfall|betapartikler]] fra stjernens ytre lag, såkalt [[stjernevind]], og en konstant strøm av [[nøytrino]]er fra kjernen.

De store mengdene energi som frigjøres fra kjernen er grunnen til at stjerner lyser så sterkt. Hver gang to eller flere atomkjerner slås sammen for å danne en ny [[atomkjerne]] av et tyngre grunnstoff, frigjøres det energi i form av [[gammastråling]] fra reaksjonen. Denne energien omdannes til andre former for [[Elektromagnetisk stråling|elektromagnetisk energi]], inkludert [[lys|synlig lys]], gjennom den lange ferden fra stjernens sentrum og ut til overflaten.

[[Fil:Solar AM0 spectrum with visible spectrum background (no).png|thumb|250px|[[Svart legeme]]-modellen gir en god approksimasjon for stjerners strålingsspektra. Her ser vi hvordan solens spektrum (AM 0) ligger tett opptil spekteret til et ideelt svart legeme på 5777 [[kelvin|K]] før det har blitt filtrert gjennom atmosfæren.]]

En stjernes elektromagnetiske strålingsspekter kan i stor grad approksimeres som spekteret til et [[svart legeme]]. Et slikt spekter kjennetegnes ved at det bare avhenger av temperaturen – for stjerner den effektive [[Fotosfære|overflatetemperaturen]]. Hvilken farge stjernen fremstår å ha avhenger av i hvilket bølgelengdeområde strålingen har størst intensitet. Solen fremstår som hvit fordi den stråler med omtrent like sterk intensitet i hele det synlige området. Kaldere stjerner vil fremstå mer rødlige, mens varmere vil fremstå mer blålige. Oppfattet farge avhenger også av [[atmosfæren]] og av øyets ulike sensitivitet for ulike bølgelengder.<ref name="ATOE 2004" /> Utover det synlige området strekker strålingen seg særlig inn i [[UV]] og [[IR]]-området, sistnevnte kjenner vi som varme.

Ved å undersøke stjerners [[Elektromagnetisk spekter|spekter]] kan astronomer fastslå en rekke ulike egenskaper hos stjernen, blant annet overflatetemperatur, stoffsammensetning og hvor raskt stjernen roterer. Hvis avstanden til stjernen er kjent, kan også [[luminositet]]en regnes ut og med dette kan også massen og størrelse med mer avgjøres. Massen kan også måles direkte for stjerner i flerlegemesystemer, som for eksempel dobbeltstjerner. En annen teknikk for å beregne masser hos stjerner, er [[gravitasjonell mikrolinsing]].<ref name="Hubblesite 2004" /> Med disse parameterne kan også stjernens alder estimeres.<ref name="Garnett 2002" />

=== Luminositet ===
Innen astronomien er luminositet mengden [[lys]] og andre former for [[Elektromagnetisk stråling|strålingsenergi]] som en stjerne stråler ut per [[tid]]senhet. En stjernes luminositet avhenger av størrelsen og overflatetemperaturen. Flere stjerner viser imidlertid ikke en like stor strøm av energi over alt på overflaten. For eksempel har den raskt voksende stjernen [[Vega (stjerne)|Vega]] en høyere strøm av energi per kvadratmeter ved polområdene enn ved ekvator.<ref name="NOAO 2006" />

Vanlige variasjoner av energistrømmen er overflateflekker med lavere temperaturer og luminositet enn gjennomsnittet. Disse kalles for stjerneflekker, mer kjent som [[solflekk]]er i solens tilfelle. Kjempestjerner, spesielt de som tilhører et system med to eller flere stjerner, har generelt større og tydeligere stjerneflekker enn mindre stjerner og de kan dekke mer enn halve overflaten. Små røde dverger som [[Luyten 726-B|UV Ceti]] kan også ha omfattende stjerneflekker.<ref name="Berdyugina 2010-10-04" />

=== Størrelsesklasse ===
{| class="wikitable" style="float: right; clear:right;margin-left: 1em;"
|+ ''Antall stjerner lysere enn størrelsesklasse''
!Tilsynelatende<br />størrelsesklasse
!Antall&nbsp;<br />stjerner<ref name="NSO-SP 2010-10-04" />
|-
|style="text-align: center;"|0
|style="text-align: center;"|4
|-
|style="text-align: center;"|1
|style="text-align: center;"|15
|-
|style="text-align: center;"|2
|style="text-align: center;"|48
|-
|style="text-align: center;"|3
|style="text-align: center;"|171
|-
|style="text-align: center;"|4
|style="text-align: center;"|513
|-
|style="text-align: center;"|5
|style="text-align: center;"|{{formatnum: 1602 }}
|-
|style="text-align: center;"|6
|style="text-align: center;"|{{formatnum: 4800 }}
|-
|style="text-align: center;"|7
|style="text-align: center;"|{{formatnum: 14000 }}
|}
{{Utdypende artikkel|Tilsynelatende størrelsesklasse|Absolutt størrelsesklasse}}
Størrelsesklasse er et mål på stjerners og andre himmellegemers lysstyrke fordelt på tilsynelatende størrelsesklasse og absolutt størrelsesklasse. Tilsynelatende størrelsesklasse er lysstyrken hos en stjerne, som vi ser den fra jorden, noe som avhenger av stjernens luminositet, avstand, og hvorvidt lyset er filtrert på veien til observatøren på jorden &ndash; eksempelvis gjennom interstellare gasskyer og [[jordens atmosfære]]. De mest lyssterke stjernene i form av tilsynelatende størrelsesklasse, foruten solen, er [[Sirius]], [[Canopus]], [[Arcturus]], [[Alfa Centauri]], [[Vega (stjerne)|Vega]], [[Rigel]], [[Procyon]], [[Achernar]], [[Betelgeuse]] og [[Hadar|Beta Centauri]]. Absolutt størrelsesklasse er hva den tilsynelatende størrelsesklasse ville ha vært dersom avstanden mellom jorden og stjernen hadde vært 10&ndash;[[parsec]] (32,6&ndash;[[lysår]]) og er direkte relatert til stjernens luminositet.

Både den tilsynelatende og absolutte størrelsesklassen benytter en [[logaritmisk skala]]; en nivåforskjell på én på skalaen innebærer en forskjell i lysstyrke på ca. 2,5 ganger,<ref name="ATOE 2004-07-19" /> ([[Kvadratrot|Femteroten]] av hundre for å være nøyaktig). Dette betyr at en stjerne av første størrelsesklasse (+1,00) er rundt 2,5 ganger lysere enn en stjerne av andre størrelsesklasse (+2,00) og rundt 100 ganger lysere enn en stjerne av sjette størrelsesklasse (+6,00). De svakeste stjernene som kan sees av det menneskelige øyet under gode forhold, ligger rundt størrelsesklasse +6.

I begge skalaene innebærer en lavere verdi en lysere stjerne, og en høyere verdi innebærer en lyssvakere stjerne. De lyseste stjernene på begge skalaene har negative størrelsesklasser. Solen har en tilsynelatende størrelsesklasse på -26,7, mens den absolutte størrelsesklassen er knappe +4,83. Den lyseste stjernen på jordens stjernehimmel, Sirius, har en tilsynelatende størrelsesklasse på -1,44 og en absolutt størrelsesklasse på +1,41 (ca. 23 ganger sterkere enn solen). [[Canopus]], den nest lyseste stjernen på stjernehimmelen, har en svært høy absolutt størrelsesklasse på -5,53, noe som gjør at den har en luminositet som er rundt {{formatnum:14000}} ganger høyere enn solen. Men siden Sirius er betydelig nærmere jorden med en avstand 8,6&nbsp;lysår, sammenlignet med Canopus' 310&nbsp;lysår, ser Sirius enda lysere ut fra jorden, til tross for den store forskjellen i absolutt størrelsesklasse.

Stjernen [[LBV 1806-20]] har en av de høyeste absolutte størrelsesklassen man har funnet så langt, med en absolutt størrelsesklasse på -14,2. Hvis den befant seg på 10&nbsp;parsecs avstand fra jorden, ville den lyse flere ganger sterkere på himmelen enn fullmånen (tilsynelatende størrelsesklasse -12,6) og være vel så synlig i fullt dagslys. Stjernens luminositet er minst fem millioner ganger høyere enn solens.<ref name="LBV 1806-20" /> De svakeste stjerne man har oppdaget er røde dverger med en størrelsesklasse på 26, og en hvit dverg med størrelsesklasse på 28. De er så lyssvake at et lite stearinlys på månen ville være lettere å se fra jorden.<ref name="Hubblesite 2006" />