Forstå stjernestørrelser:Fra supergiganter til brune dværge

Af Virginia Grant • Opdateret 24. marts 2022

Hertzsprung-Russell-diagrammet er guldstandarden til at klassificere stjerner efter deres lysstyrke og temperatur, og det afspejler også deres fysiske størrelser. Fra de gigantiske røde supergiganter, der dværger vores solsystem, til de svage, brune dværge med lav masse, kan en stjernes radius spænde over flere størrelsesordener. Tilsyneladende størrelse på himlen er også påvirket af afstand og lysstyrke, så en nærliggende hvid dværg kan se lysere ud end en fjern rød superkæmpe.

Supergiant Stars

Supergiganter er de mest lysende og massive stjerner, med masser over ti gange Solens. Når deres kerner udtømmer brint, trækker de sig sammen og opvarmes, hvilket antænder heliumfusion og efterfølgende tungere grundstoffer såsom kulstof, oxygen, neon, magnesium og silicium. I løbet af dette fremskredne stadie udvider den ydre kappe sig dramatisk - ofte til omfanget af de ydre planeters kredsløb - og producerer den ikoniske røde supergigant. Nogle supergiganter kan trække sig sammen igen, opvarme deres overflader og skifte blåt på H‑R-diagrammet.

Kæmpestjerner

Kæmpestjerner har en masse på omkring 0,8 til 10M☉. Når kernebrint løber ud, trækker heliumkernen sig sammen og antændes, mens kappen svulmer. Stjernen lysner og afkøles og bevæger sig ind i den rød-gigantiske gren. Denne fase kan vare titusinder af millioner til et par hundrede millioner år, afhængigt af stjernens masse.

Main-Sequence Stars

Stjerner på hovedsekvensen - inklusive vores sol - er i hydrostatisk ligevægt og smelter brint sammen til helium i deres kerner. Deres masser varierer fra omkring 0,75 M☉ til 1,2 M☉ i eksemplerne ovenfor. Når kernebrint er opbrugt, udvikler de sig til giganter eller supergiganter. Stjerner med højere masse udtømmer deres brændstof hurtigere; en 10M☉ stjerne lever muligvis kun et par millioner år, hvorimod en 1M☉ stjerne kan brænde i milliarder af år.

Brune dværge

Brune dværge indtager massegabet mellem de tungeste planeter og de letteste stjerner. Med masser mellem omkring 13M_Jup og 75-80M_Jup fusionerer de deuterium (tungt brint), men kan ikke opretholde den proton-protonkæde, der kræves til fuld stjernefusion. Objekter under ~13M_Jup antænder aldrig fusion og afkøles støt over tid.