Dizze side giet oer it himellichem stjer. Foar oare betsjuttings, sjoch: stjer (betsjuttingsside).

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.

Stjerrekunde

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.

Neiste stjerren

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.

Sinne- en stjerrestelsels

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.

Libbenssyklus fan stjerren

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.

Klassifikaasje fan stjerren

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.

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.

Soarten stjerren

• subdwerch: lytsere stjer mei in helderheid dy't 1,5 oant 2 oarders fan grutte leger is as dy fan 'e haadrigestjerren fan itselde spektrale type.
  • hjitte subdwerch: in kategory subdwerchstjerren fan 'e sprektrale typen O en B, dy't in letter stadium fan 'e reade reus fertsjintwurdigje, as dy syn bûtenste wetterstoflagen ferlern hat en de kearn oergien is fan wetterstoffúzje op heliumfúzje. De reden foar dat foartidich ferliezen fan massa is net dúdlik, mar men tinkt dat ynteraksje yn in binêr stjerrestelsel ien fan 'e wichtichste oarsaken is. Inkele hjitte subdwergen kinne it resultaat wêze fan in ferraning fan 2 wite dwergen.
  • koele subdwerch: in kategory subdwerchstjerren fan 'e sprektrale typen G oant en mei M, dy't, krekt as gewoane dwergen, harren enerzjy krije út wetterstoffúzje. Dat se minder helder binne, komt troch har metaalleazens: se hawwe gjin eleminten dy't swierder binne as helium.
• dwerch: in oantsjutting foar alle haadrigestjerren.
  • blauwe dwerch: in (hypotetyske) takomstige kategory dwerchstjerren mei in lege massa, dy't him ûnwikkelje sil út reade dwergen as dy harren wetterstoffoarrie fierhinne opbrûkt hawwe. Om't reade dwergen harren wetterstof tige stadich brûke en folslein bol binne (sadat in grutter persintaazje fan harren wetterstoffoarrie foar fúzje beskikber is), is it hielal op dit stuit noch (lang) net âldernôch om blauwe dwergen te befetsjen. Uteinlik sille blauwe dwergen harren ûntjaan ta wite dwergen, sadree't har wetterstof folslein oprekke is.
  • brune dwerch: gjin wiere stjerren, mar in kategory substellêre objekten dy't in te lege massa hawwe om yn har kearn ta wetterstoffúzje te kommen. Se hawwe in massa dy't de midden hâldt tusken de grutste gasreusplaneten en wiere stjerren mei de leechst mooglike massa.
  • giele dwerch: in kategory dwerchstjerren fan it spektrale type G, mei 0,8 oant 1,2 kear de massa fan 'e sinne en oerflakstemperatueren fan 5.300 oant 6.000 K. De bekendste giele dwerch is de sinne.
  • reade dwerch: in kategory dwerchstjerren fan 'e sprektrale typen K of M, dy't de grutte mearderheid fan alle stjerren útmeitsje. Se hawwe in massa fan 0,5 oant 0,075 yn ferliking mei de sinne en in oerflakstemperatuer fan minder as 4.000 K.
  • swarte dwerch: in (hypotetyske) takomstige kategory stjerrerestanten, dy't fuortkomme sille út wite dwergen. By de foarming is in wite dwerch tige hjit, mar yn syn kearn fynt gjin nukleêre fúzje mear plak, dus de stjer hat gjin boarne fan enerzjy. It swakke skynsel dat er dochs noch ôfjout, komt fan 'e emisje fan opsleine termale enerzjy, dy't stadichwei fuortstriele wurde sil wylst de stjer fierder ôfkuollet. Uteinlik sil er hielendal gjin waarmte of ljocht mear ôfjaan en in swarte dwerch wurde. Mei't it hielal noch mar 13,7 miljard jier âld is en wite dwergen mar hiel stadich ôfkuolje, kinne swarte dwergen noch (lang) net bestean.
  • wite dwerch of degenerearre dwerch: in kategory lytse stjerren dy't benammentlik besteane út ûntaarde matearje. Se binne tige ticht; har massa is ferlykber mei dy fan 'e sinne, wylst har folume ferlykber is mei dat fan 'e ierde. Men giet derfan út dat se it lêste evolúsjonêre stadium fan alle stjerren binne dy't in te lege massa hawwe om in neutroanestjer te wurden (mear as 97% fan 'e stjerren yn ús molkweistelsel). In wite dwerch kin bgl. de oerbleaune kearn wêze fan in reade reus nei't dy syn bûtenste lagen ôfstaat hat ta in planetêre dize. By de foarming is in wite dwerch tige hjit, mar yn syn kearn fynt gjin nukleêre fúzje mear plak, dus de stjer hat gjin boarne fan enerzjy. It swakke skynsel dat er dochs noch ôfjout, komt fan 'e emisje fan opsleine termale enerzjy, dy't stadichwei fuortstriele wurde sil wylst de stjer fierder ôfkuollet. Uteinlik sil er hielendal gjin waarmte of ljocht mear ôfjaan en in swarte dwerch wurde.
• neutroanestjer: in soarte fan stellêr restant dat fuortkomme kin út 'e swiertekrêftymploazje fan in massive stjer by in supernova. Sokke restantstjerren besteane frijwol folslein út neutroanen. Neutroanestjerren hawwe in massa dy't 1,35 oant 2 kear sa grut is as dy fan 'e sinne. Stellêre restanten mei in legere massa binne wite dwergen, en mei in hegere massa wurde it mooglik kwarkstjerren. As se 10 oant 25 kear de massa fan 'e sinne hawwe, kin se ta in swart gat wurde.
• reus: in kategory stjerren mei in substansjeel gruttere trochsnee en helderheid as dwerchstjerren mei deselde temperatuer. Oer it algemien hawwe reuzestjerren in middelline dy't 10 oant 100 kear sa grut is as dy fan 'e sinne, en in helderheid dy't 10 oant 1.000 kear sa grut is as dy fan 'e sinne.
  • blauwe reus: in kategory reuzestjerren fan it spektrale type O of B, besteande út massive stjerren dy't de wetterstof yn 'e kearn opbrûkt hawwe. Se hawwe in oerflakstemperatuer fan sán 30.000 K en in helderheid dy't 10.000 sa grut is as dy fan 'e sinne. Neigeraden dat se âlder wurde, groeie se grutter en kuolje se ôf, om úteinlik reade reuzen te wurden.
  • heldere reus: in kategory reuzestjerren dy't oan 'e boppegrins fan 'e reuzen sit, tsjin 'e superreuzen oan. Dizze klassifikaasje wurdt oer it algemien jûn oan reuzen mei in útsûnderlik grutte helderheid, dy't lykwols net helder of massyf genôch binne om foar superreuzen oanmurken te wurden.
  • reade reus: in kategory fan heldere reuzestjerren fan lege of tuskenbeiden massa (likernôch 0,5 oant 10 kear de massa fan 'e sinne) yn in lette faze fan stellêre ûntwikkeling. Troch útsetting fan 'e bûtenste atmosfear is de middelline ûnbidige grut, mar de oerflakstemperatuer is relatyf leech (likernôch 5.000 K of leger).
• subreus: in kategory stjerren dy't justjes helderder is as gewoane dwerchstjerren fan deselde spektrale klassifikaasje, mar net sa helder as wiere reuzestjerren.
• superreus: de kategory fan stjerren mei de grutste massa, dy't 10 oant 70 kear sa massyf binne as de sinne en 30.000 oant hûnderttûzenen kearen sa helder. Se hawwe in middelline dy't yn 'e regel 30 oant 500 kear sa grut is as dy fan 'e sinne, mar oprinne kin oant mear as 1.000 kear sa grut.
  • blauwe superreus: in kategory superreuzestjerren fan it spektrale type O of B. Se binne tige hjit en helder, mei oerflakstemperatueren fan 30.000 oant 50.000 K. Ek hawwe se 10 oant 50 kear de massa fan 'e sinne, en middellinen fan oant 25 kear dy fan 'e sinne, mar dêrmei binne se dochs noch folle lytser as reade superreuzen. De bekendst blauwe superreus is Rigel, de helderste stjer út it stjerrebyld Orion.
  • giele superreus: in kategory superreuzestjerren fan it spektrale type F of G. Se hawwe ornaris in massa dy't 15 oant 20 kear sa grut is as dy fan 'e sinne. De 'giele faze' is foar superreuzen in oergongsstadium yn 'e ûntwikkeling fan blauwe superreuzen ta reade superreuzen.
  • hyperreus: de kategory fan 'e stjerren mei de grutst mooglike massa, fan 100 oant wol 265 kear de massa fan 'e sinne, dy't boppedat miljoenen kearen sa helder wêze kinne as de sinne. Om't se dêrtroch harren brânstof yn astronomyske termen tige fluch ferbrâne (yn mar in pear miljoen jier tiid) binne se tige seldsum.
    • giele hyperreus: in subkategory fan seldsume massive stjerren mei in grutte atmosfear, dy't spektraal klassifisearre wurde kinne as A oant K. Se hawwe in massa dy't 20 oant 50 kear sa grut is as dy fan 'e sinne. Giele hyperreuzen komme fuort út reade superreuzen en fanwegen harren ekstreem flugge opbrûken fan brânstof besteane se mar in pear miljoen jier foar't se harsels ferneatigje yn supernova's.
  • reade superreus: in kategory superreuzestjerren fan it spektrale typ K of M. Dit binne de grutste stjerren fan it hielal nei omtrek, mar net nei massa. Se hawwe in middelline dy't tusken de 200 en 1.500 kear sa grut is as de sinne. Ek hawwe se relatyf koele oerflakstemperatueren (fan 3.500 oant 4.500 K), mei as gefolch dat se yn ferhâlding folle minder enerzjy (en dus ljocht) útstrielje as blauwe superreuzen. Reade superreuzen komme soms foar yn stjerreklusters. De bekendsten binne Betelgeuse en Antares.

Boarnen, noaten en/as referinsjes:

Foar boarnen en oare literatuer, sjoch ûnder: References en Further reading, op dizze side. Commons  Ofbylden dy't by dit ûnderwerp hearre, binne te finen yn de kategory Stars fan Wikimedia Commons.