Stjerneklassifiseringer

Vi har mange varianter av stjerner fra massive kjempevarme superkjemper til røde dverger. Vi regner en stjerne å være født fra når den begynner å fusjonere hydrogen til helium inni kjernen. Under denne stabile forbrenningsprosessen som varer det meste av en stjernes liv, sier vi at stjernene er i hovedserien av sin livssyklus. Ca 90% av alle stjerner er i hovedserien. Jo større en stjerne er, jo kortere tid er den i hovedserien før den når sitt endelikt. En rask skjematisk fremstilling av stjernenes liv og endelikt kan illusteres slik:

Stjerner deles inn i forskjellige typer hvorav en av de mest kjente er Harvard-inndelingen i forskjellige klasser i forhold til hvor varme stjernene er på overflaten. De varmeste stjernene er de blå kjempene i klasse O med en temperatur på over 33.000 grader Kelvin. De kan være opptil 100 ganger større enn sola og skinne mer enn 30.000 ganger sterkere enn vår egen sol. Disse er svært kortlevde og vi anslår at under 0,000003% av alle stjerner i hovedserien er av denne klassen. Mye av fotonene de sender ut er ultafiolette stråler. Med sin enorme masse har de stor indre temperatur og brenner fort gjennom hydrogenmassen.

Neste klasse er B som er 10.000 – 33.000 grader Kelvin. Disse er blåhvite og 0,13% av stjernene i hovedserien er denne klassen. Vi snakker her om 2,1 – 16 solmasser og lyssterkhet på 25-30.000. Klasse A er hvit til blåhvit med temperatur på 7.500 – 10.000 grader Kelvin og 0,6% av hovedserien. De har 1,4 – 2,1 solmasser og lysstyrke på 5-25 ganger solas lysstyrke. Klasse F er gulhvit med temperatur på 6.000-7.500 grader Kelvin, 3% i hovedserien, 1,04-1,4 solmasser og lysstyrke på 1,15 til 1,4. Klasse G er velkjent for oss for der er sola plassert. Den er gul med temperatur på 5.200 – 6000 Kelvin og 7,6% av stjernene i hovedserien er i denne kategorien. Vi snakker om stjerner med solmasse på 0,8 – 1,04 og lysstyrke på 0,6 – 1,5. Klasse K er oransje med temperatur 3.700 – 5.200 Kelvin, solmasse 0,45-0,8, lysstyrke 0,08 – 0,6 og 12,1% av hovedserien.

Klasse M er røde dverger med temperatur på 2.000-3.500 Kelvin. En regner at hele 76,45% av hovedseriestjernene er i denne gruppen! Disse røde dvergene som er kaldere og mindre enn sola, har 10-45% av solas masse og lyser med mindre enn 8% av solas lysstyrke. Solas nærmeste nabo, Proxima Centauri, er en slik ”kald” rød dverg. Selv om dette er den vanligste typen stjerner, ser vi dem ikke på nattehimmelen da de skinner for svakt. I stedet er det vi ser med det blotte øye de mye sjeldnere stjernene som skinner kraftigere. Dette systemet har forresten også to bokstaver til som dekker «wanna-be-stjerner» og her finner vi de brune dvergene. L er for 700-1500 Kelvin og T for under 700 Kelvin. Kategori R er mørkerød, mens L bare gir fra seg infrarødt lys. «Morgan-Keenan spectral classification». Lisensiert under CC BY-SA 3.0 via Wikimedia Commons er en god illustrasjon på stjernetypene:

 

Hver bokstavkategori stjerner har også ti underklasser inndelt med talla 0 til 9 for å vise hvor varme de er. Det følger også med ytterligere bokstaver og merkinger på stjerner, for eksempel setter man bak m for de ekstra metallrike stjernene.

En annen måte å systematisere stjernene på er å sette dem inn i et Hertzsprung-Russel diagram. Under ser vi diagram av ESO (lisensiert under CC BY 4.0) hvor mange av de kjente stjernene i melkeveien er satt inn.

En tredje utbredt måte å illusterer stjernetypene på er MKK eller også kalt Yerkes klasseindeling. Denne baserer seg på stjernes luminositet (lyssterkhet). Her har vi en romertallinndeling med bokstaver for subgrupper. Romertall I er superkjempene hvor Ia0 er hyperkjemper, Ia er lumiose superkjemper, Iab middels lumiose superkjemper, Ib er mindre lyssterke superkjemper. Romertall II er de lyssterke kjempene, III er normale kjemper, IV er subkjemper, V hovedseriens normalstjerner, VI subdvergstjerne og til slutt VII som er hvite dverger. Det er ikke fullt så enkelt som at I er det samme som O i det andre systemet – altså en blå kjempestjerne. En hyperkjempe kan være både gul, blå, hvit og rød. Gule hyperstjerner er dog veldig sjeldne. Den mest kjente hyperkjempen er nok VY Canis Majoris med 9 milliarder ganger solens volum! Hadde den overtatt solas plass hadde overflaten dens gått helt ut til Saturn. (Illustrasjonen til høyre er “HR-diag» lisensiert under CC BY-SA 3.0.)

Størrelsen på stjernene er viktig både for deres levetid og måten de dør på. De store stjernene har mye kortere levetid enn de små. En skulle kanskje tro det var motsatt siden de store stjernene har mye mer drivstoff enn de små, men de forbrenner samtidig mye mer brennstoff. Det blir et regnestykke i forhold til hvor mye drivstoff stjernene har i forhold til hvor fort de bruker det. Dobler du størrelsen på ei stjerne har den dobbelt så mye brennstoff. Men samtidig skinner den 8 ganger sterkere – og forbrenner tilsvarende fortere. Dermed er en dobling av masse medføre en reduksjon til ¼ i levetid. Mens vår sol antas å ha en levetid på ti milliarder år, har en 10 ganger større stjerne bare ti millioner års levetid. Ingen av de små røde dvergene har dødd enda og vi snakker her om tusener av milliarder års levetid.

Etter at stjernene har brukt opp hydrogenet går de fra hovedserien over i en fase hvor de blir en kjempe som vi forteller mer om i «En stjerne dør». Etter denne mellomfasen vil de enten ende opp som supernovaeksplosjoner og nøytronstjerner eller sorte hull eller de mindre stjerne som hvite dverger. Endeliktet varierer alt etter massen stjernene har og hvor mye masse de eventuelt får ristet av seg i supernova-eksplosjonen.