bolfoarmich himellichem From Wikipedia, the free encyclopedia
In stjer is in ljochtôfjaand bolfoarmich himellichem besteande út superferhjitte en dêrtroch baarnende gassen, dy't gearholden wurde troch de eigen swiertekrêft. De druk en temperatuer fan 'e gaskonsintraasje yn 'e kearn fan in stjer binne sa alderferskuorrendste heech dat der spontane kearnfúzjereäksjes plakfine wêrby't wetterstof omset wurdt yn helium. Dêrtroch wurdt in ôfgryslik soad enerzjy produsearre, dy't troch de stjer útstriele wurdt yn ferskate weachlingten, mei as wichtichste de spektrale bân fan it sichtbere ljocht. It eigenskipswurd dat by 'stjer' heart, is stellêr, fan it Latynske stella ("stjer"). De leechte tusken stjerren wurdt nei ferwiisd as de ynterstellêre romte. Stjerren ûntsteane troch it proses fan stjerformaasje en einigje harren bestean nei in nova of supernova as in stellêr restant.
Dizze side giet oer it himellichem stjer. Foar oare betsjuttings, sjoch: stjer (betsjuttingsside).Al sûnt de prehistoarje hat de minskheid fassinearre west troch stjerren, dy't troch harren ûnwitten ôfstân fan 'e Ierde lytse spjeldepuntsjes ljocht op fêste plakken oan 'e nachtlike himel lykje te wêzen, en dy't lykje te flikkerjen troch it effekt fan 'e planetêre atmosfear, dy't harren ljocht passearje moat om it ierdoerflak te berikken. Histoarysk waarden de prominintste stjerren groepearre yn saneamde stjerrebylden, dy't nammen krigen as de Grutte Bear, de Liuw en de Skealjes. De sinneljocht wjerkeatsende planeten fan ús sinnestelsel, lykas Fenus, Mars en Jupiter, waarden oarspronklik ek as stjerren beskôge; dêrfandinne dat Fenus wol bekend stiet as de 'Jûnsstjer'. Doe't men de nachtloft yngeander beächte, die lykwols bliken dat sokke 'stjerren' ûnfêst wiene, sadat se yn it Aldgryksk de namme ἀστήρ πλανήτης, astēr planētēs krigen, dat "swalkjende stjer" betsjut.
Ut de stúdzje fan 'e nachtlike himel kaam de astronomy fuort, de wittenskiplike stúdzje fan it hielal, mar ek de astrology, in pseudo-wittenskip dy't de takomst besiket te foarsizzen út 'e stân fan stjerren en planeten. De skieding tusken dy beide ferskynsels is trouwens fan resinte datum; oant de Ferljochting seach men neat tsjinstridichs tusken astronomy en astrology. De moderne astronomy makket gebrûk fan ûnbidich grutte tilleskopen yn saneamde observatoaria of stjerrewachten. De meast spesjalisearre observatoaria binne op bergen fêstige, om sa min mooglik lêst te hawwen fan ljochtfersmoarging. Troch desennia fan bodzjen hawwe astronomen dy't ferbûn binne oan sokke observatoaria stjerrekatalogussen gearstald wêryn't standerdisearre stjerrenammen fêstlein binne.
De stjer dy't it deunst by de Ierde stiet, is de sinne (of Sol, yn wittenskiplike nomenklatuer), dy't ús sinnestelsel beljochtet en fan enerzjy foarsjocht. Alle libbene wêzens op 'e Ierde besteane úteinlik fan sinneljocht, dat troch planten yn it proses fotosynteze ta iten makke wurdt en as sadanich de hiele itenskeatling fan it Ierdske ekosysteem ûnderstipet. In grut tal oare stjerren is nachts by skjin waar mei it bleate each sichtber oan 'e himel, mar wurdt oerdeis wei yn it ljocht fan 'e sinne. De neiste fan dy oare stjerren is Proxima Centauri, dy't op 39,9 triljoen km (of 4,2 ljochtjier) ôfstân fan 'e Ierde stiet. As men reizgje soe mei de faasje dy't in romtefear yn in baan om 'e Ierde berikt (8 km de sekonde of krapoan 30.000 km de oere), soe men der 150.000 jier oer dwaan om Proxima Centauri te berikken.
Ut astronomysk ûndersyk is sûnt 2000 bleken dat in grut part fan 'e stjerren wierskynlik ien of mear planeten hat, dy't fongen binne yn 'e swiertekrêft fan 'e oangeande stjer en dêr sadwaande yn in fêste baan omhinne draaie. Sa'n stjer mei satelliten wurdt in planetestelsel of sinnestelsel neamd. Us eigen sinnestelsel telt njoggen fan sokke planeten (of acht, as men Pluto net meirekkenet. Guon planetestelsels telle mear as ien sinne (of stjer); sokken neamt men mearstjerrestelsels. As der twa stjerren ominoarhinne draaie, sprekt men fan in binêre stjer, en as der trije ominoarhinne draaie, is it in trinêre stjer. Gruttere groepen ominoarhinne draaidende stjerren, dy't stjerreklusters neamd wurde, besteane ek.
Stjerren binne net yn gelikense mjitte ferspraat oer it hielal, mar klútsje foar it meastepart mei ynterstellêr gas en stof gear yn groepen, dy't stjerrestelsels of molkewegen neamd wurde. It is lykwols in misfetting dat stjerren útslutend yn stjerrestelsels foarkomme, mei't der ferskate saneamde yntergalaktyske stjerren (yn 'e romte tusken stjerrestelsels) ûntdutsen binne. In trochinoar stjerrestelsel omfiemet hûnderten miljarden stjerren, en der binne mear as 100 miljard stjerrestelsels yn it waarnimbere (!) hielal. Yn 2010 waard sadwaande in skatting dien dat it tal stjerren yn it waarnimbere hielal 300 triljard wie, of yn wiskundige notaasje 3×1023.
De measte stjerren binne tusken 1 en 10 miljard jier âld, al kinne guon sels tichteby 13,7 miljard jier âld wêze (wat neffens de kennis fan no de âlderdom fan it hielal is). It libben fan in stjer begjint mei it proses fan stjerformaasje troch de swiertekrêftymploazje fan in ynterstellêre gasdize. As stjerren har yn ús Molkewei foarmje, binne se gearstald út likernôch 71% wetterstof en 27% helium, mei in fraksje swierdere eleminten, lykas izer. Oan 'e ein fan syn libben kin in stjer ek foar in part út ûntaarde matearje (degenerate matter) bestean. Wat massiver in stjer, wat koarter oft er libbet, benammentlik om't massive stjerren gruttere druk op harren kearn hawwe. Dat soarget der nammentlik foar dat se flugger harren wetterstof ferbaarne. De massivere stjerren hâlde it sadwaande yn trochsneed mar in pear miljoen jier út, wylst stjerren mei in minimale massa (reade dwergen) harren branje tige stadich ferbaarne, sadat sy tsientallen oant hûnderten miljarden jierren bestean bliuwe kinne.
Stjerren ferbaarne harren wetterstof yn harren kearn troch kearnfúzje wêrby't wetterstof omset wurdt yn helium. Dat is in proses dat spontaan úteinset as de druk yn stjerkearn swierdernôch is. In byprodukt fan dat proses is de enerzjy dy't útstriele wurdt nei de romte yn 'e foarm fan sawol elektromagnetyske strieling (ynkl. sichtber ljocht) as dieltsjesstrieling (oftewol sinnewyn). De kleur fan in stjer (dy't bepaald wurdt troch de pykfrekwinsje fan it sichtbere ljocht) hinget ôf fan 'e temperatuer fan 'e bûtenste lagen fan 'e stjer, ynkl. de fotosfear. Behalven sichtber ljocht strielje stjerren trouwens ek foarmen fan elekromagnetyske strieling út dy't ûnsichtber binne foar it minsklik each, fan 'e langste weachlingte fan ynfraread, oant 'e koartste weachlingte fan ultrafiolet, röntgenstrielen en gammastrielen.
In stjer mei in massa dy't 0,4 kear sa grut of grutter is as de sinne, groeit út ta in saneamde reade reus as de wetterstof úteinlik oprekket. Wylst de stjer almar grutter groeit, stjit er in diel fan syn massa, ferrike mei swiere eleminten út 'e kearn, út nei de ynterstellêre romte, dêr't it letter foar nije stjerformaasjes brûkt wurde sil. Underwilens ferwurdt de stjerkearn ta in stellêr restant: in wite dwerch, in neutroanestjer of, as er dêr massyf genôch foar is, in swart gat.
De tsjintwurdige klassifikaasje fan stjerren (it Yerkes-klassifikaasjesysteem) is basearre op temperatuer: yn it foarste plak is der de ien-letterklassifikaasje dy't giet fan O, wat tige hjit is, fia B, A, F, G en K nei M, wat sa koel is dat der har molekulen foarmje kinne yn 'e atmosfear fan 'e stjer. In ferskaat oan seldsume spektrale types hawwe spesjale oantsjuttings binnen dit systeem; de meast foarkommende dêrfan binne L en T, dy't de kâldste en minst massive stjerren, resp. brune dwergen klassifisearje. Eltse letter hat 10 ûnderferdielings, nûmere fan 0 oant 9, yn folchoarder fan ôfnimmende temperatuer, al moat dêrby fernijd wurde dat dit systeem fêstrint by ekstreem hege temperatueren, mei't de klassen O0 en O1 wierskynlik net besteane.
| klasse | temperatuer | foarbyldstjer |
|---|---|---|
| O | 33.000 K of mear | Zeta Ophiuchi |
| B | 10.000-33.000 K | Rigel |
| A | 7.500-10.000 K | Altair |
| F | 6.000-7.500 K | Procyon A |
| G | 5.500-6.000 K | Sol |
| K | 4.000-5.500 K | Epsilon Indi |
| M | 2.600-4.000 | Proxima Centauri |
Fierders kinne stjerren noch klassifisearre wurde oangeande de helderheids-effekten yn 'e spektrale linen (dy't korrespondearje mei harren romtlike grutte en bepaald wurde troch swiertekrêft en oerflak). Dizze klassifikaasje giet fan 0 (hyperreuzen) fia Ia (helderste superreuzen), Ib (minder heldere superreuzen), II (heldere reuzen), III (reuzen), IV (subreuzen) nei V (haadrigedwergen), wylst guon wittenskippers noch VI (subdwergen) en VII (wite dwergen) tafoegje. De measte stjerren behearre ta de kategory fan 'e haadrigedwergen, dy't bestiet út gewoane, wetterstofbaarnende stjerren. De sinne, bgl., is in giele dwerch, neffens dit systeem klassifisearre as in G2V-stjer.
Ta ein beslút kinne der dan noch oantsjuttings yn lytse letters oan sokke klassifikaasjes tafoege wurde, lykas e (dat de oanwêzigens fan emisjelinen oantsjut), m (dat de oanwêzigens fan ûngewoan hege nivo's metalen oanjout) en var. (dat fariaasjes yn it spektrale type oantsjut). Wite dwergen hawwe harren eigen klassifikaasje, dy't begjint mei de letter D en fierder opdield is yn DA, DB, DC, DO, DZ en DQ, ôfhingjend fan 'e types fan promininte linen yn it spektrum. Dizze oantsjuttings wurde dan folge troch in nûmerike wearde dy't de temperatueryndeks oanjout.
_(Apr_2015_update).png)
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
