Stjärnors födslar och död
Stjärnors egenskaper Uppkomst Avstånd Rörelse Skenbar ljusstyrka Färg temperatur Energiproduktion Verklig ljusstyrka Utveckling Ovanliga stjärnor Slutstadier
Rymden är inte bara stjärnor
Orionnebulosan, födelseplats för stjärnor
Rosettnebulosans centrala del, där ligger en stjärnhop!
Hästhuvudnebulosan och dess omgivning med olika slag av nebulositet. Emissionsnebulosor Mörka nebulosor Reflexionsnebulosor
En mörk nebulosa kan se ut som ett hål i himlen
En reflexionsnebulosa reflekterar ljus från näraliggande, ljusstarka stjärnor. De får därför samma färg som stjärnljuset har.
Globuler med hög densitet drar sig långsamt samman och bildar protostjärnor
Avståndsbestämning av näraliggande stjärnor
En stjärnas rymdrörelse
Stjärnorna rör sig långsamt gentemot bakgrunden
Interstellärt stoft färgar himlakropparna röda. Detta kallas interstellär rödfärgning och blir kraftigare ju längre bort en ljuskälla befinner sig
Ju längre bort en stjärna befinner sig, desto svagare tycks den lysa.
Den bakvända magnitudskalan
Exempel på olika stjärnors magnituder i stjärnhopen Plejaderna
En stjärnas färg beror på dess temperatur Denna stjärna är rödaktig
Denna är gulaktig
Och denna, slutligen, är blåaktig
Grundläggande stjärndata
I en stjärnas inre
Stjärnas energimekanism (1)
Stjärnas energimekanism (2)
Stjärnas energimekanism (3)
Förändringar i en stjärnas kemiska sammansättning (1)
Förändringar i en stjärnas kemiska sammansättning (2)
En solliknande stjärnas inre struktur
Energitransport: liten stjärna
Energitransport: tung stjärna
Energitransport: medelstor stjärna
Solen har förändrats sedan sin födelse. Den är nu 4,6 miljarder år gammal.
Om ytterligare 5 miljarder år har solen blivit en röd jättestjärna, 100 gånger större än nu.
En stjärnas yttre egenskaper beror i mångt och mycket på hur kärnreaktionerna går till i stjärnans centrala delar
Solfläckscykel
Stjärnaktivitetscykler
Studie av gammal solliknande stjärna (1)
Studie av gammal solliknande stjärna (2)
Studie av gammal solliknande stjärna (3)
Detta är ett HertzsprungRusselldiagram (video) (HR-diagram) Det visar sambanden mellan ljusstyrka och spektraltyp
Stjärnor kan grovt indelas i s.k. luminositetsklasser, betecknas med romerska siffror, och de placerar sig på olika ställen i HR-diagrammet.
Lätta stjärnor Utvecklas långsamt, tunga stjärnor utvecklas snabbt. Solen är en lätt stjärna med massan en solmassa!
Stjärnhopen NGC 2264
och dess HR-diagram
Detta är stjärnhopen PLEJADERNA, som kan ses med blotta ögat.
Dess HR-diagram ser ut så här:
Stjärnhopar kan åldersbestämmas med ledning av HR-diagrammet
Utvecklingen efter huvudserien blir dramatisk, men även den beror på stjärnans massa
Som sagt, en stjärnas livstid beror på dess massa
Ovanliga stjärnor? Upp till hälften av alla stjärnor är dubbelstjärnor Många gamla stjärnor blir instabila och pulserar fysiskt ibland långsamt och regelbundet, ibland snabbt och explosivt. Detta ger ljusstyrkeförändringar som bl a kan observeras av amatörastronomer. En del stjärnor kastar ut stora delar av sin massa i slutet av sin livstid.
Variabla stjärnor 12 10 8 Column 1 Column 2 Column 3 6 4 2 0 Row 1 Row 2 Row 3 Row 4
Cepheidvariabler (video)
I täta dubbelstjärnor kan ett massutbyte ske. Detta kan totalt förändra stjärnornas utvecklingsmönster, eftersom de enskilda stjärnas massor då förändras.
Här är tre verkliga dubbelstjärnor som har massutbyte. Dessutom är de vad man kallar förmörkelsevariable r dvs. när de rör sig kring varandra förmörkar de ömsevis varandra. Denna ljusvariation ger upphov till en s.k. ljuskurva.
Vi ser här en exploderande stjärna. Men explosionen är långsam. Vi får en s.k. planetarisk nebulosa, med en vit dvärgstjärna kvar i centrum.
I detta fall har stjärnan kastat ut ett skal av koloxid. Detta kan endast observeras i radiostrålning.
Helixnebulosan, en vacker skapelse!
Timglasnebulosan, en exotisk nebulosa i stjärnbilden Flugan.
Tre slutfaser för en stjärna Vit dvärg: Restmassa upp till 1.4 solmassor Neutronstjärna: Restmassa mellan 1.4 och 3.0 solmassor Svart hål: Restmassa större än 3 solmassor
En restprodukt i stjärnutvecklingen, en vit dvärgstjärna
Utveckling från jättestjärna till vit dvärgstjärna
Massförlust hos en tung superjättestjärna, 40 solmassor
En tung stjärna utvecklas till en superjättestjärna
Förändringarna i en stjärnas inre vid en supernovaexplosion är mycket snabba!
År 1987 exploderade en supernova i Stora Magellanska molnet, en av Vintergatans granngalaxer. Den blev synlig för blotta ögat. Före explosionen och efter!
Ljuskurvor för några olika typer av supernovor
Supernovarester kan bli mycket vackra
Supernovaresten Cassiopeia A, sedd i radiostrålning (video)
Tunga stjärnors öde 1: Att bli en neutronstjärna! Här ser vi en sådan och dess omgivningar i Krabb-nebulosan
Neutronstjärnorna upptäcktes på grund av att vissa av dem sände ut pulserande strålning, de kom att kallas pulsarer. (audio)
Pulsarer roterar hastigt och har ett kraftigt magnetfält (video)
Krabbpulsarens båda ansikten, på och av i visuellt ljus. Perioden är 0,033 sekunder.
Krabbpulsaren i sin rätta miljö, Krabbnebulosan i Oxen (video)
En tårtbit av en neutronstjärna med massan 1,4 solmassor. Radien är blott 10 km, dvs. som Malmö tvärsöver. Densiteten är enorm och ökar dessutom kraftigt mot centrum.
Så här kan en pulserande röntgenkälla tänkas se ut
Från de svarta hålens värld