Tidligere. Typer stjerner i det observerbare universet Space stars universet

Det tilsynelatende usynlige UY Shield

Når det gjelder stjerner, ser moderne astrofysikk ut til å gjenoppleve sin spede begynnelse. Stjerneobservasjoner gir flere spørsmål enn svar. Derfor, når du spør hvilken stjerne som er den største i universet, må du umiddelbart være forberedt på å svare på spørsmål. Spør du om den største stjernen vitenskapen kjenner til, eller om hvilke grenser vitenskapen begrenser en stjerne? Som vanlig vil du i begge tilfeller ikke få et klart svar. Den mest sannsynlige kandidaten til den største stjernen deler håndflaten med sine "naboer". Hvor mye mindre den kan være enn den virkelige "stjernens konge" forblir også åpen.

Sammenligning av størrelsene til solen og stjernen UY Scuti. Solen er en nesten usynlig piksel til venstre for UY Scutum.

Med noen forbehold kan superkjempen UY Scuti kalles den største stjernen som er observert i dag. Hvorfor "med reservasjon" vil bli oppgitt nedenfor. UY Scuti er 9500 lysår unna oss og er observert som en svak variabel stjerne, synlig i et lite teleskop. Ifølge astronomer overstiger dens radius 1700 solradier, og i løpet av pulsasjonsperioden kan denne størrelsen øke til så mye som 2000.

Det viser seg at hvis en slik stjerne ble plassert på stedet for solen, ville de nåværende banene til en jordisk planet være i dypet av en superkjempe, og grensene til dens fotosfære ville til tider støte mot banen. Hvis vi forestiller oss jorden vår som et bokhvetekorn, og solen som en vannmelon, vil diameteren på UY-skjoldet være sammenlignbar med høyden på TV-tårnet Ostankino.

Å fly rundt en slik stjerne med lysets hastighet vil ta så mye som 7-8 timer. La oss huske at lyset som sendes ut av solen når planeten vår på bare 8 minutter. Flyr du med samme hastighet som den gjør én omdreining rundt jorden på halvannen time, så vil flyturen rundt UY Scuti vare i omtrent 36 år. La oss nå forestille oss disse skalaene, med tanke på at ISS flyr 20 ganger raskere enn en kule og titalls ganger raskere enn passasjerfly.

Masse og lysstyrke til UY Scuti

Det er verdt å merke seg at en så monstrøs størrelse på UY Shield er helt uforlignelig med de andre parameterne. Denne stjernen er «bare» 7-10 ganger mer massiv enn solen. Det viser seg at den gjennomsnittlige tettheten til denne superkjempen er nesten en million ganger lavere enn tettheten til luften rundt oss! Til sammenligning er tettheten til solen halvannen ganger høyere enn tettheten til vann, og et materiekorn "veier" til og med millioner av tonn. Grovt sett er det gjennomsnittlige stoffet til en slik stjerne lik tettheten til et lag av atmosfæren som ligger i en høyde på omtrent hundre kilometer over havet. Dette laget, også kalt Karman-linjen, er den konvensjonelle grensen mellom jordens atmosfære og rom. Det viser seg at tettheten til UY Shield bare er litt under vakuumet i plass!

Også UY Scutum er ikke den lyseste. Med sin egen lysstyrke på 340 000 solenergi, er den titalls ganger svakere enn de klareste stjernene. Et godt eksempel er stjernen R136, som, som den mest massive stjernen kjent i dag (265 solmasser), er nesten ni millioner ganger lysere enn solen. Dessuten er stjernen bare 36 ganger større enn solen. Det viser seg at R136 er 25 ganger lysere og omtrent like mange ganger mer massiv enn UY Scuti, til tross for at den er 50 ganger mindre enn giganten.

Fysiske parametere til UY Shield

Totalt sett er UY Scuti en pulserende variabel rød superkjempe av spektralklasse M4Ia. Det vil si at på Hertzsprung-Russell spektrum-luminositetsdiagram er UY Scuti plassert i øvre høyre hjørne.

For øyeblikket nærmer stjernen seg de siste stadiene av sin utvikling. Som alle supergiganter begynte den aktivt å brenne helium og noen andre tyngre grunnstoffer. I følge dagens modeller vil UY Scuti suksessivt forvandle seg til en gul superkjempe i løpet av millioner av år, deretter til en knallblå variabel eller Wolf-Rayet-stjerne. De siste stadiene av utviklingen vil være en supernovaeksplosjon, der stjernen vil kaste skallet sitt, og mest sannsynlig etterlate seg en nøytronstjerne.

Allerede nå viser UY Scuti sin aktivitet i form av semi-regular variabilitet med en omtrentlig pulseringsperiode på 740 dager. Tatt i betraktning at stjernen kan endre sin radius fra 1700 til 2000 solradier, er hastigheten på dens ekspansjon og sammentrekning sammenlignbar med hastigheten til romskip! Massetapet er med en imponerende hastighet på 58 millioner solmasser per år (eller 19 jordmasser per år). Dette er nesten halvannen jordmasse per måned. På grunn av hovedsekvensen for millioner av år siden, kunne UY Scuti ha hatt en masse på 25 til 40 solmasser.

Kjemper blant stjernene

For å gå tilbake til ansvarsfraskrivelsen ovenfor, merker vi at forrangen til UY Scuti som den største kjente stjernen ikke kan kalles entydig. Faktum er at astronomer fortsatt ikke kan bestemme avstanden til de fleste stjerner med tilstrekkelig nøyaktighet, og derfor estimerer størrelsen deres. I tillegg er store stjerner vanligvis svært ustabile (husk pulseringen til UY Scuti). På samme måte har de en ganske uskarp struktur. De kan ha en ganske omfattende atmosfære, ugjennomsiktige skjell av gass og støv, disker eller en stor følgestjerne (for eksempel VV Cephei, se nedenfor). Det er umulig å si nøyaktig hvor grensen for slike stjerner går. Tross alt er det etablerte konseptet med grensen til stjerner som radius til deres fotosfære allerede ekstremt vilkårlig.

Derfor kan dette tallet inkludere omtrent et dusin stjerner, som inkluderer NML Cygnus, VV Cephei A, VY Canis Majoris, WOH G64 og noen andre. Alle disse stjernene befinner seg i nærheten av galaksen vår (inkludert dens satellitter) og ligner på mange måter hverandre. Alle av dem er røde superkjemper eller hypergiganter (se nedenfor for forskjellen mellom super og hyper). Hver av dem vil bli til en supernova om noen få millioner, eller til og med tusenvis av år. De er også like i størrelse, og ligger i området 1400-2000 solenergi.

Hver av disse stjernene har sin egen særegenhet. Så i UY Scutum er denne funksjonen den tidligere nevnte variasjonen. WOH G64 har en toroidformet gassstøvkonvolutt. Ekstremt interessant er den dobbeltformørkende variable stjernen VV Cephei. Det er et nært system av to stjerner, bestående av den røde hyperkjempen VV Cephei A og den blå hovedsekvensstjernen VV Cephei B. Sentrum av disse stjernene er plassert fra hverandre på rundt 17-34 grader. Tatt i betraktning at radiusen til VV Cepheus B kan nå 9 AU. (1900 solradier), er stjernene plassert i "armlengdes avstand" fra hverandre. Tandemene deres er så nærme at hele deler av hypergiganten strømmer i enorme hastigheter inn på den "lille naboen", som er nesten 200 ganger mindre enn den.

Ser etter en leder

Under slike forhold er det allerede problematisk å estimere størrelsen på stjerner. Hvordan kan vi snakke om størrelsen på en stjerne hvis atmosfæren strømmer inn i en annen stjerne, eller jevnt blir til en skive av gass og støv? Dette til tross for at selve stjernen består av svært foreldet gass.

Dessuten er alle de største stjernene ekstremt ustabile og kortvarige. Slike stjerner kan leve i noen få millioner, eller til og med hundretusenvis av år. Derfor, når du observerer en gigantisk stjerne i en annen galakse, kan du være sikker på at en nøytronstjerne nå pulserer på sin plass eller at et svart hull bøyer rommet, omgitt av restene av en supernovaeksplosjon. Selv om en slik stjerne er tusenvis av lysår unna oss, kan man ikke være helt sikker på at den fortsatt eksisterer eller forblir den samme kjempen.

La oss legge til dette ufullkommenheten til moderne metoder for å bestemme avstanden til stjerner og en rekke uspesifiserte problemer. Det viser seg at selv blant et dusin kjente største stjerner er det umulig å identifisere en spesifikk leder og ordne dem i rekkefølge med økende størrelse. I dette tilfellet ble UY Shield sitert som den mest sannsynlige kandidaten til å lede Big Ten. Dette betyr slett ikke at hans lederskap er ubestridelig og at for eksempel NML Cygnus eller VY Canis Majoris ikke kan være større enn henne. Derfor kan forskjellige kilder svare på spørsmålet om den største kjente stjernen på forskjellige måter. Dette taler mindre om deres inkompetanse enn om at vitenskapen ikke kan gi entydige svar selv på slike direkte spørsmål.

Størst i universet

Hvis vitenskapen ikke forplikter seg til å skille ut den største blant de oppdagede stjernene, hvordan kan vi snakke om hvilken stjerne som er den største i universet? Forskere anslår at antallet stjerner, selv innenfor det observerbare universet, er ti ganger større enn antallet sandkorn på alle verdens strender. Selvfølgelig kan selv de kraftigste moderne teleskopene se en ufattelig mindre del av dem. Det vil ikke hjelpe i søket etter en "stjerneleder" at de største stjernene kan skille seg ut for sin lysstyrke. Uansett lysstyrke vil den falme når du observerer fjerne galakser. Dessuten, som nevnt tidligere, er ikke de lyseste stjernene de største (for eksempel R136).

La oss også huske at når vi observerer en stor stjerne i en fjern galakse, vil vi faktisk se dens "spøkelse". Derfor er det ikke lett å finne den største stjernen i universet; å lete etter den vil rett og slett være meningsløst.

Hyperkjemper

Hvis den største stjernen er praktisk talt umulig å finne, er det kanskje verdt å utvikle den teoretisk? Det vil si å finne en viss grense hvoretter eksistensen av en stjerne ikke lenger kan være en stjerne. Men selv her står moderne vitenskap overfor et problem. Den moderne teoretiske modellen for evolusjon og fysikk til stjerner forklarer ikke mye av det som faktisk eksisterer og som er observert i teleskoper. Et eksempel på dette er hypergiganter.

Astronomer har gjentatte ganger måttet heve baren for grensen for stjernemasse. Denne grensen ble først introdusert i 1924 av den engelske astrofysikeren Arthur Eddington. Etter å ha oppnådd en kubisk avhengighet av lysstyrken til stjerner på massen deres. Eddington innså at en stjerne ikke kan samle masse på ubestemt tid. Lysstyrken øker raskere enn massen, og dette vil før eller siden føre til brudd på hydrostatisk likevekt. Det lette trykket med økende lysstyrke vil bokstavelig talt blåse bort de ytre lagene av stjernen. Grensen beregnet av Eddington var 65 solmasser. Deretter foredlet astrofysikere beregningene hans ved å legge til ukjente komponenter og bruke kraftige datamaskiner. Så den nåværende teoretiske grensen for massen av stjerner er 150 solmasser. Husk nå at R136a1 har en masse på 265 solmasser, nesten det dobbelte av den teoretiske grensen!

R136a1 er den mest massive stjernen som er kjent for øyeblikket. I tillegg til det har flere andre stjerner betydelige masser, hvor mange i galaksen vår kan telles på én hånd. Slike stjerner ble kalt hypergiganter. Legg merke til at R136a1 er betydelig mindre enn stjerner som, det ser ut til, burde være lavere i klassen - for eksempel supergiganten UY Scuti. Dette er fordi det ikke er de største stjernene som kalles hypergiganter, men de mest massive. For slike stjerner ble det opprettet en egen klasse på spektrum-luminositetsdiagrammet (O), plassert over klassen av supergiganter (Ia). Den nøyaktige startmassen til en hypergigant er ikke fastslått, men som regel overstiger massen deres 100 solmasser. Ingen av Big Tens største stjerner holder seg til disse grensene.

Teoretisk blindvei

Moderne vitenskap kan ikke forklare naturen til eksistensen av stjerner hvis masse overstiger 150 solmasser. Dette reiser spørsmålet om hvordan man kan bestemme den teoretiske grensen for størrelsen på stjerner hvis radiusen til en stjerne, i motsetning til masse, i seg selv er et vagt begrep.

La oss ta i betraktning det faktum at det ikke er kjent nøyaktig hvordan stjernene til den første generasjonen var, og hvordan de vil være under den videre utviklingen av universet. Endringer i sammensetningen og metallisiteten til stjerner kan føre til radikale endringer i deres struktur. Astrofysikere har ennå ikke forstått overraskelsene som ytterligere observasjoner og teoretisk forskning vil gi dem. Det er ganske mulig at UY Scuti kan vise seg å være en ekte smule mot bakgrunnen av en hypotetisk "kongestjerne" som skinner et sted eller vil skinne i de fjerneste hjørnene av universet vårt.

Stjerner er enorme kuler av varmt plasma. Størrelsen på noen av dem vil forbløffe selv den mest lite imponerende leser. Så, er du klar til å bli overrasket?
Nedenfor er en liste over de ti største (i diameter) stjernene i universet. La oss umiddelbart ta forbehold om at denne ti består av de stjernene vi allerede kjenner. Med en høy grad av sannsynlighet, i det enorme universet vårt, er det armaturer med enda større diameter. Det er også verdt å merke seg at noen av de presenterte himmellegemene tilhører klassen av variable stjerner, dvs. de utvider og trekker seg sammen med jevne mellomrom. Og til slutt understreker vi at i astronomi har alle målinger noen feil, så tallene som er gitt her kan avvike i ubetydelig grad for en slik skala fra de faktiske størrelsene på stjerner.

1. VY Canis Majoris
Denne røde hypergiganten har lagt alle sine konkurrenter langt bak. Stjernens radius overstiger ifølge forskjellige estimater solenergien med 1800-2100 ganger. Hvis VY Canis Majoris var sentrum av vårt solsystem, ville kanten vært veldig nær banen. Denne stjernen ligger rundt 4,9 tusen lysår i stjernebildet Canis Major.

2. VV Cephei A
Stjernen befinner seg i stjernebildet Cepheus i en avstand på omtrent 2,4 tusen lysår. Denne røde hyperkjempen er 1600-1900 ganger større enn vår.

3. Mu Cephei
Ligger i samme konstellasjon. Denne røde superkjempen er 1650 ganger større enn solen. I tillegg er Mu Cephei en av de lyseste stjernene. Den er mer enn 38 000 ganger lysere enn stjernen vår.

4. V838 Unicorn
Denne røde variable stjernen ligger i stjernebildet Monoceros i en avstand på 20 tusen lysår fra Jorden. Kanskje denne stjernen var enda større enn VV Cephei A og Mu Cephei, men den enorme avstanden som skiller stjernen fra planeten vår tillater ikke mer nøyaktige beregninger for øyeblikket. Derfor er det vanligvis tildelt fra 1170 til 1970 solradier.

5. WHO G64
Det ble tidligere antatt at denne røde hyperkjempen kunne konkurrere med VY Canis Majoris i størrelse. Imidlertid ble det nylig oppdaget at denne stjernen fra stjernebildet Doradus bare er 1540 ganger større enn solen. Stjernen befinner seg utenfor Melkeveien i dverggalaksen Large Magellanic Cloud.

6. V354 Cephei
Denne røde hyperkjempen er ganske mye mindre enn WHO G64: den er 1520 ganger større enn solen. Stjernen er relativt nær, bare 9 tusen lysår fra jorden i stjernebildet Cepheus.

7. KY Swan
Denne stjernen er minst 1420 ganger større enn solen. Men ifølge noen beregninger kan den til og med toppe listen: argumentet er alvorlig - 2850 solradier. Imidlertid er den virkelige størrelsen på himmellegemet mest sannsynlig nær den nedre grensen, noe som brakte stjernen til den syvende linjen i vurderingen vår. Stjernen ligger 5 tusen lysår fra Jorden i stjernebildet Cygnus.

8. KW Skytten
Ligger i stjernebildet Skytten, er den røde superkjempen 1460 ganger radiusen til solen.

9. RW Cepheus
Det er fortsatt uenighet om dimensjonene til den fjerde representanten for Cepheus-konstellasjonen. Dens dimensjoner er omtrent 1260-1650 solradier.

10. Betelgeuse
Denne røde superkjempen befinner seg bare 640 lysår fra planeten vår i stjernebildet Orion. Størrelsen er 1180 solradier. Forskere tror at Betelgeuse kan gjenfødes når som helst, og vi vil være i stand til å observere denne interessante prosessen nesten "fra første rad."

Sammenlignende størrelser på stjerner kan estimeres fra denne videoen:

I mange århundrer retter millioner av menneskelige øyne, med begynnelsen av natten, blikket oppover - mot de mystiske lysene på himmelen - stjerner i universet vårt. Gamle mennesker så forskjellige figurer av dyr og mennesker i klynger av stjerner, og hver av dem skapte sin egen historie. Senere begynte slike klynger å bli kalt konstellasjoner. I dag identifiserer astronomer 88 konstellasjoner som deler stjernehimmelen inn i bestemte områder som man kan navigere etter og bestemme plasseringen av stjerner. I vårt univers er de mest tallrike objektene som er tilgjengelige for det menneskelige øyet stjerner. De representerer en kilde til lys og energi for hele solsystemet. De skaper også de tunge elementene som er nødvendige for livets opprinnelse. Og uten stjernene i universet ville det ikke vært liv, fordi solen gir sin energi til nesten alle levende vesener på jorden. Det varmer opp overflaten på planeten vår, og skaper dermed en varm oase full av liv blant verdensrommets permafrost. Graden av lysstyrke til en stjerne i universet bestemmes av størrelsen.

Kjenner du den største stjernen i hele universet?

Stjernen VY Canis Majoris, som ligger i stjernebildet Canis Major, er den største representanten for stjerneverdenen. For øyeblikket er det den største stjernen i universet. Stjernen ligger 5 tusen lysår fra solsystemet. Stjernens diameter er 2,9 milliarder km.

Men ikke alle stjernene i universet er så store. Det finnes også såkalte dvergstjerner.

Sammenlignende størrelser på stjerner

Astronomer vurderer størrelsen på stjerner på en skala som viser at jo lysere stjernen er, jo lavere antall. Hvert påfølgende tall tilsvarer en stjerne ti ganger mindre lyssterk enn den forrige. Den klareste stjernen på nattehimmelen i universet er Sirius. Dens tilsynelatende styrke er -1,46, noe som betyr at den er 15 ganger lysere enn en stjerne med størrelsesorden null. Stjerner med størrelsesorden 8 eller mer kan ikke sees med det blotte øye. Stjerner er også klassifisert etter farge i spektralklasser, som indikerer temperaturen deres. Det er følgende klasser av stjerner i universet: O, B, A, F, G, K og M. Klasse O tilsvarer de varmeste stjernene i universet - blå. De kuleste stjernene tilhører klasse M, fargen deres er rød.

I motsetning til populær tro, er det verdt å merke seg at stjernene i universet faktisk ikke blinker. Dette er bare en optisk illusjon - resultatet av atmosfærisk interferens. En lignende effekt kan observeres på en varm sommerdag, når du ser på varm asfalt eller betong. Varm luft stiger opp, og det virker som om du ser gjennom risteglass. Den samme prosessen forårsaker illusjonen av stjerneglimt. Jo nærmere en stjerne er jorden, jo mer vil den "glitre" fordi lyset passerer gjennom tettere lag av atmosfæren.

Nuclear Hearth of the Universe Stars

En stjerne i universet er et gigantisk kjernefysisk senter. Kjernereaksjonen inne i den omdanner hydrogen til helium, takket være fusjonsprosessen, som er hvordan stjernen får energien sin. Hydrogenkjerner med ett proton kombineres for å danne heliumatomer med to protoner. Kjernen til et vanlig hydrogenatom har bare ett proton. To isotoper av hydrogen inneholder også ett proton, men har også nøytroner. Deuterium har ett nøytron, mens tritium har to. Dypt inne i stjernen kombineres et deuteriumatom med et tritiumatom for å danne et heliumatom og et fritt nøytron. Som et resultat av denne lange prosessen frigjøres enorme mengder energi.

For hovedsekvensstjerner er hovedkilden til energi kjernereaksjoner som involverer hydrogen: proton-proton-syklusen, karakteristisk for stjerner med masse nær Solen, og CNO-syklusen, som bare forekommer i massive stjerner og bare hvis de inneholder karbon. På senere stadier av en stjernes liv kan kjernefysiske reaksjoner oppstå med tyngre grunnstoffer, opp til jern.

Når en stjernes hydrogenforsyning er oppbrukt, begynner den å omdanne helium til oksygen og karbon. Hvis stjernen er massiv nok, vil konverteringsprosessen fortsette til karbon og oksygen danner neon, natrium, magnesium, svovel og silisium. Til slutt blir disse grunnstoffene omdannet til kalsium, jern, nikkel, krom og kobber til kjernen består utelukkende av metall. Så snart dette skjer vil kjernereaksjonen stoppe fordi smeltepunktet til jern er for høyt. Det indre gravitasjonstrykket blir høyere enn det ytre trykket til kjernereaksjonen, og til slutt kollapser stjernen. Den videre utviklingen av hendelser avhenger av stjernens begynnelsemasse.

Typer stjerner i universet

Hovedsekvensen er perioden for stjerner i universet, hvor en kjernereaksjon finner sted inne i det, som er den lengste perioden i en stjernes liv. Solen vår er for øyeblikket i denne perioden. I løpet av denne tiden gjennomgår stjernen små svingninger i lysstyrke og temperatur. Varigheten av denne perioden avhenger av stjernens masse. I store massive stjerner er den kortere, og i små er den lengre. Svært store stjerner har indre drivstoff som varer i flere hundre tusen år, mens små stjerner som solen vil skinne i milliarder av år. De største stjernene blir til blå kjemper under hovedsekvensen.

Typer stjerner i universet
Rød kjempe– Dette er en stor stjerne med rødlig eller oransje farge. Det representerer det sene stadiet av syklusen når hydrogenforsyningen begynner å bli lav og helium begynner å bli omdannet til andre grunnstoffer. En økning i den indre temperaturen i kjernen fører til at stjernen kollapser. Den ytre overflaten av stjernen utvider seg og avkjøles, noe som får stjernen til å bli rød. Røde kjemper er veldig store. Deres størrelse er hundre ganger større enn vanlige stjerner. Den største av kjempene blir til røde superkjemper. En stjerne kalt Betelgeuse i stjernebildet Orion er det lyseste eksemplet på en rød superkjempe.
Hvit dverg- dette er det som er igjen av en vanlig stjerne etter at den har gått gjennom det røde kjempestadiet. Når en stjerne ikke har mer drivstoff igjen, kan den frigjøre noe av stoffet ut i verdensrommet og danne en planetarisk tåke. Det som gjenstår er en død kjerne. En kjernefysisk reaksjon er ikke mulig i den. Den skinner på grunn av den gjenværende energien, men før eller siden går den tom, og så avkjøles kjernen og blir til en svart dverg. Hvite dverger er veldig tette. De er ikke større i størrelse enn jorden, men massen deres kan sammenlignes med massen til solen. Dette er utrolig varme stjerner, med temperaturer som når 100 000 grader eller mer.
Brun dverg også kalt en understjerne. I løpet av livssyklusen når noen protostjerner aldri en kritisk masse for å starte kjernefysiske prosesser. Hvis massen til en protostjerne bare er 1/10 av solens masse, vil dens utstråling være kortvarig, deretter vil den raskt falme. Det som gjenstår er en brun dverg. Det er en massiv ball med gass, for stor til å være en planet og for liten til å være en stjerne. Den er mindre enn Solen, men flere ganger større enn Jupiter. Brune dverger avgir verken lys eller varme. Dette er bare en mørk klump av materie som eksisterer i universets vidstrakter.
Cepheid er en stjerne med variabel lysstyrke, hvis pulsasjonssyklus varierer fra noen få sekunder til flere år, avhengig av typen variabel stjerne. Cepheider endrer vanligvis lysstyrken i begynnelsen av livet og på slutten av livet. De er interne (endrende lysstyrke på grunn av prosesser inne i stjernen) og eksterne, endrende lysstyrke på grunn av eksterne faktorer, for eksempel påvirkning av banen til en nærliggende stjerne. Dette kalles også et dobbeltsystem.
Mange stjerner i universet er en del av store stjernesystemer. Doble stjerner er et system av to stjerner som er gravitasjonsbundet til hverandre. De roterer i lukkede baner rundt ett massesenter. Det er bevist at halvparten av alle stjernene i galaksen vår har et par. Visuelt ser sammenkoblede stjerner ut som to separate stjerner. De kan bestemmes ved forskyvning av spektrumlinjer (dopplereffekt). I formørkende binære systemer formørker stjerner periodisk hverandre fordi banene deres er plassert i en liten vinkel til siktlinjen.

Stjerners livssyklus i universet

En stjerne i universet begynner livet som en sky av støv og gass kalt en tåke. Tyngdekraften til en nærliggende stjerne eller eksplosjonsbølgen fra en supernova kan få tåken til å krympe. Elementer i gasskyen smelter sammen til et tett område kalt en protostjerne. Som et resultat av påfølgende kompresjon varmes protostjernen opp. Til slutt når den kritisk masse og atomprosessen begynner; gradvis går stjernen gjennom alle faser av sin eksistens. Det første (kjernefysiske) stadiet i en stjernes liv er det lengste og mest stabile. Levetiden til en stjerne avhenger av størrelsen. Store stjerner bruker opp sitt livsviktige drivstoff raskere. Deres livssyklus kan ikke vare mer enn flere hundre tusen år. Men små stjerner lever i mange milliarder år, ettersom de bruker energien sin saktere.

Men uansett, før eller siden går stjernedrivstoffet ut, og så blir den lille stjernen til en rød kjempe, og den store stjernen til en rød superkjempe. Denne fasen vil vare til drivstoffet er helt oppbrukt. I dette kritiske øyeblikket vil kjernereaksjonens indre trykk svekkes og kan ikke lenger balansere tyngdekraften, og som et resultat vil stjernen kollapse. Små stjerner i universet utvikler seg da typisk til en planetarisk tåke med en lys, skinnende kjerne kalt en hvit dverg. Over tid kjøles den ned, og blir til en mørk klump av materie - en svart dverg.

For store stjerner skjer ting litt annerledes. Under kollapsen frigjør de utrolige mengder energi, og en kraftig eksplosjon føder en supernova. Hvis størrelsen er 1,4 solstørrelser, vil dessverre ikke kjernen kunne opprettholde sin eksistens, og etter neste kollaps vil supernovaen bli nøytron. Stjernens indre stoff vil komprimeres i en slik grad at atomene danner et tett skall bestående av nøytroner. Hvis stjernestørrelsen er tre ganger solens størrelse, vil kollapsen ganske enkelt ødelegge den, slette den fra universets overflate. Alt som vil gjenstå av det er et område med sterk tyngdekraft, kalt et svart hull.

Tåken etterlatt av en stjerne i universet kan utvide seg over millioner av år. Til slutt vil den bli påvirket av tyngdekraften til en nabostjerne eller eksplosjonsbølgen til en supernova, og alt vil skje igjen. Denne prosessen vil skje gjennom hele universet - en endeløs syklus av liv, død og gjenfødelse. Resultatet av denne stjerneutviklingen er dannelsen av tunge elementer som er nødvendige for liv. Vårt solsystem stammer fra andre eller tredje generasjon av tåken, og på grunn av dette er det tunge grunnstoffer på jorden og andre planeter. Dette betyr at det er biter av stjerner i hver av oss. Alle atomene i kroppen vår ble født i en atomkilde eller som et resultat av en destruktiv supernovaeksplosjon
.