O -klassen stjerner er massiv og meget lysende . De er blå , fordi de udstråler i de ultraviolette og korte bølgelængder af synligt lys. Selv om de er store, på mere end 10 gange massen af solen, de ikke er så store som de røde supergiants såsom Betelgeuse . De er heller ikke de hotteste stjerner , da denne skelnen går til hvide dværge og Wolf- Rayet stjerner . O -klassen stjerner har et særkende , og det er deres status som den eneste vigtigste sekvens stjerner til at indeholde ioniseret helium i deres spektrum. Mens brint og helium er deres primære komponenter , disse stjerner brænde varm nok til at producere heliumioner . Der er kun 17 kendte O -klassen stjerner .
Teorier /Spekulation
Astronomer har bestemt, at den spektrale klassificering af stjerner har en masse at gøre med, om de vil være stand til at støtte et solsystem , især en planet stand til at opretholde livet . O- klasse stjerner er så varm, at de producerer , hvad der er kendt som en photoevaporation virkning. Når en stor O- klasse eller B- klasse stjerne brænder brint og helium , det kaster stråling i hele protoplanetariske disken, hvilket spreder atmosfæren i alle nærliggende planeter. Uden en atmosfære , kan der ikke være noget liv .
Time Frame
O -klassen stjerner lever et kort liv . På grund af deres høje masse, de omdanner brint til helium efter blot et par millioner år. Efter dette tidspunkt , de forlader den primære sekvens og ekspandere i størrelse med så meget som 100 gange . De bliver røde supergiants og fortsætter med at brænde helium , før det også er blevet brugt op . Kernen begynder at kontrakten, men på grund af den høje temperatur , fortsætter med at smelte tungere grundstoffer sammen til brug som brændstof. Til sidst, stjernen sikringer elementer i jern , som ikke frigør energi, men kræver mere energi til at holde processen i gang . På grund af dette , jern ophobes i stjernens centrum , indtil kernen ikke længere kan understøtte sin egen vægt og kollapser , der forårsager type I supernova , eller i nogle tilfælde en hypernova . Disse enorme eksplosioner vil danne et centralt sort hul, der suger alt nærliggende materiale. Lige uden for indflydelse i det sorte hul , en himmelsk planteskole former og nye stjerner bliver født.
Misforståelser
Det er ofte tænkt, at O -klassen stjerner repræsenterer en bestemt fase i udviklingen af stjerner . Selv om det er rigtigt, at de fleste stjerner følger de vigtigste sekvens i hele deres levetid , der går fra varmere til køligere stjerner , som de brænder brint ikke alle stjerner begynder den varme ende af spektrale skala , og at mange ikke følger den primære sekvens overhovedet. Hvorvidt en stjerne følger i hovedsagen sekvens afhænger af dens oprindelige masse og lysstyrke . Så massiv og lyse som de er, O -klassen stjerner forlade den vigtigste sekvens relativt tidligt og bliver supergiants , som er placeret over og til højre for den primære sekvens .
Geografi
O -type stjerner findes ofte i grupper , kaldet " OB foreninger. " To af de mest genkendelige O -klassen stjerner ligger i stjernebilledet Orion . Den tredobbelte stjernesystem Zeta Orionis ( Alnitak ) og multiple stjerne Delta Orionis ( Mintaka ) er to af de tre stjerner , der udgør bælte af Orion . Et andet velkendt O- klasse stjerne er beliggende i den sydlige stjernebillede Puppis . Zeta Puppis , også kendt som Naos , er den klareste stjerne i stjernebilledet , og den eneste O- klasse stjerne . Det er blevet fastslået , at denne stjerne er ikke hjemmehørende i denne konstellation , men er en bortløben stjerne , der har rejst mere end 400 lysår siden sin fødsel , hvilket forklarer dets ensomme betegnelse .
Overvejelser
p Som astronomer fortsætte med at studere O- klasse stjerner , de finder , at selv i sådan en lille familie af stjerner , er der store variationer , og flere måder at klassificere dem. Wolf- Reyat stjerner er den samme temperatur som andre O- klasse stjerner , men ikke kan klassificeres som sådan, fordi de har meget forskellige emission linjer end andre O -type stjerner . Tilsvarende sjældne stjerner kendt som Luminous Blå Variable varierer i lysstyrke og masse, og kan straddle grænsen mellem O og B spektrale klasser , hvilket gør det svært for astronomerne at definere dem som det ene eller det andet .