cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Stjerne
En stjerne er et massivt og lyssterkt himmellegeme som består av delvis ionisert gass, såkalt plasma. På slutten av sin levetid kan en stjerne også inneholde en del degenerert materie. Den nærmeste stjernen sett fra jorden er solen, som forsyner planeten med nok energi til å opprettholde liv her. Andre stjerner er synlige på nattehimmelen når de ikke forstyrres av solen, andre himmelfenomener eller menneskeskapt belysning. De enorme avstandene gjør at vi ser dem som små og tilsynelatende stillestående punkter.
Opp gjennom historien har ulike kulturer gruppert de mest fremtredende stjernene på himmelsfæren sammen i stjernebilder og asterismer og de lyseste stjernene ble gitt egennavn. I moderne tid har stadig bedre teleskoper gjort at antallet stjerner som kan sees fra jorden stadig øker, og stjerner katalogiseres nå med standardiserte stjernebetegnelser. Astronomer kan dessuten bestemme masse, alder, kjemisk sammensetning og andre egenskaper ut fra en stjernes spektrum, luminositet og bevegelse gjennom rommet.
I en stjernes sentrum frigjøres det store mengder energi fra kjernefysisk fusjon av atomkjerner. Energien transporteres gjennom stjernen og stråles ut i verdensrommet. Fusjonsprosesser i tunge stjerner, samt prosesser når stjerner dør, er dessuten opphavet til mesteparten av de naturlig forekommende grunnstoffene i universet.
Brian Houghton Hodgson
Brian Houghton Hodgson (født 1. februar 1800 i Lower Beech i Prestbury i Cheshire i England, død 23. mai 1894 i Alderley i Gloucestershire) var en engelsk naturhistoriker, etnolog og forsker innenfor buddhisme.
Stjerne
En stjernes liv starter med et gravitasjonskollaps i en molekylsky bestående av hydrogen, helium og små mengder tyngre stoff. Stjernen øker i størrelse og tetthet ved å tiltrekke seg masse fra den omkringliggende skyen, inntil kjernen når en høy nok tetthet til at kjernefysisk fusjon av hydrogen til helium setter i gang. En kombinasjon av stråling og konvektive prosesser i den gjenstående delen av stjernen virker mot gravitasjonskreftene og balanserer etter hvert de sammentrekkende og utvidende kreftene slik at vi i stedet for full kollaps får en stabil stjerne. Når hydrogendrivstoffet i kjernen er brukt opp, utvider de stjernene som har minst 0,4 solmasser seg og blir røde kjemper. I noen tilfeller fusjoneres tyngre grunnstoff i kjernen eller i skall rundt kjernen. Stjernene brytes deretter ned og en del av materien resirkuleres inn i det interstellare miljøet hvor den kan bli en bestanddel i en ny generasjon stjerner med en høyere andel av tyngre grunnstoffer.
Brian Houghton Hodgson
Han tilbragte mange år i India og Nepal som britisk sivilarbeider. Han beskrev tallrike arter av fugler og pattedyr fra Himalaya, og flere fugler ble oppkalt etter ham eller andre, som f.eks. Edward Blyth.
Stjerne
Dobbelt- og multistjerne-systemer består av to eller flere stjerner som er bundet til hverandre av gravitasjon og generelt beveger seg rundt hverandre i stabile baner. Når to slike stjerner har en relativt tett bane, kan gravitasjonskreftene ha betydelig innvirkning på deres utvikling. Stjerner kan danne en del av en mye større struktur sammenbundet av gravitasjon, for eksempel en hop eller en galakse.
Honningurt
Honningurt (vitenskapelig navn: Phacelia tanacetifolia) er en staude som tilhører honningurtslekten. Honningurt stammer fra de vestlige og sørlige delene av Nord-Amerika, men har blitt innført til Europa og andre verdensdeler.
Stjerne
En stjerne lyser på grunn av fusjon. Stjernen består stort sett av hydrogen og ved hjelp av fusjon, fusjoneres hydrogen om til helium. På et punkt vil stjernen gå tom for hydrogen, hvor lang tid det tar kommer an på stjernen. Er det en middel stor stjerne (som solen), vil det ta rundt 10 milliarder år. Er det en stor stjerne kommer den til å forbrenne hydrogenet mye fortere, og da vil det ta mye mindre tid.
Brian Houghton Hodgson
Han var en lærd innenfor emnet tibetansk buddhisme og skrev omfattende litteratur om lingvistikk og religion. Han var en motstander av britenes innføring av engelsk som undervisningsspråk i indiske skoler.
Honningurt
Beskrivelse
Honningurt har en opprett vekst som forgrener seg i toppen. Stenglene er behåret med stive hår og bærer spredtstilte, grågrønne blader, som er hele og fjærsnittdelte med sagtakket rand. Over- og undersidene er bekledd med stive hår. Blomstringen skjer i mai–juni. Spiringen skjer raskt, men god vekst blir det først når varmen kommer. Planten har en aggressiv voksemåte og kan utkonkurrere andre planter. Blomstene sitter endestilt og er innrullede. De enkelte blomstene er traktformede, femtallige og regelmessige med lysfiolette eller blå kronblader og meget tydelige pollenbærere. Fruktene er kapsler med mange frø.
Ikke-synlige trekk
Rotnettet er kraftig og dyptgående. Men i forhold til de overjordiske delene er rotsystemet svakt. Honningurt har pælerot med få siderøtter. Planten kan fremkalle utslett hos særlig følsomme personer.
Størrelse
0,50 x 0,25 m (50 x 25 cm/år) – i hjemlandet dog vesentlig mer. Skuddene kan bli 50 til 100 cm lange.
Habitat og utbredelse
Honningurt er naturlig å finne i California, Arizona, Nevada og i den nordlige delen av Baja California i Mexico. Alle steder finnes arten på tørre klippeflater opp til ca. 1 500 moh på steder med full sol til ganske lett skygge. Jorda den trives i er grusete, næringsfattig og nøytral eller basisk. Planten er ellers nøysom og trives på de fleste jordarter. Fuktighet i vekstperioden frem til blomstring er viktig. Den er varmekjær, men tåler noe frost. Planten har også blitt innført til andre deler av verden, ettersom den benyttes som en prydplante.
Gorman blomsterreservat ligger i den ytterste sørvestlige enden av Tehachapifjellene, som er en kort fjellkjede som forbinder Coast Range med Sierra Nevada litt nord for Los Angeles. Området har middelhavsklima med tørre somre og mye nedbør i vinterhalvåret (300–450 mm/år, herav det meste som snø sist på vinteren). Jordbunnen er grusete og porøs med et meget lite humusinnhold og et lavt innhold av tilgjengelige næringssalter. Her finnes arten sammen med bl.a. Amsinckia intermedia, Argemone corymbosa, Gnaphalium microcephalum, Deschampsia cespitosa (sølvbunke), Salvia columbariae og Yucca whipplei.
Dyrkning og bruk
Honningurt har tidligere kommet til nytte innen medisin, bl.a. til behandling av febersykdommer. Men i dag brukes planten imidlertid mest som grønngjødsling og som fôrplante for bier. Honningurt har lav fôrverdi, men er en ypperlig trekkplante for bier, noe navnet antyder: Planten gir nemlig uvanlig mye honning, opp til 60 kg honning per daa. Honningurt har ikke felles sykdommer eller skadedyr med de andre kulturvekstene og egner seg som fangvekst i et vekstskifte. Planten er dagnøytral og blomstrer hele vekstsesongen. Det kan likevel være en fordel å så i to eller tre omganger for å sikre tilstrekkelig blomstring utover høsten med tanke på honningproduksjon. Honningurt er en relativt nyinnført plante som passer å dyrke på åkre som ellers skulle ligge brakk. Om høsten kan den pløyes ned i jorden som grønngjødsling. Den store honningproduksjonen er en av grunnene til at arten har blitt innført i andre verdensdeler.
Stjerne
Observasjonshistorie
Stjerner har fascinert mennesker i tusener av år. Stjerner og andre himmelfenomener har vært studert både for religiøse og seremonielle formål, for navigasjon og orientering. Stjernenes bevegelse sett fra jorden er svært liten på grunn av den store avstanden, og i antikken var derfor ideen om fiksstjerner utbredt; stjernene som fikserte punkter på en himmelsfære som omsluttet jorden. Menneskene så dessuten for seg at punktene hang sammen i stjernebilder. Ulike stjernebilder finnes i ulike kulturer, og de har ofte oppstått i forbindelse med den lokale religionen.
Systemet med stjernebilder ble forbedret og videreutviklet i det andre årtusenet f.Kr. av babylonerne som ga de nåværende stjernebildene i Dyrekretsen sine navn. De skapte også astronomiske kalendre som fokuserte på fenomen som kunne benyttes for å følge årstidene. Også oldtidens Egypt hadde fremstående kunnskaper innen astronomi og astrologi. Dette ble bevist av blant annet verdens eldste bevarte og eksakt daterte (1534 f.Kr.) stjernekart som er funnet i nærheten av Luxor i Egypt.
I det 11. århundret, når astronomien hadde stagnert i Europa, beskrev den arabiske astronomen Al-Biruni vår galakse, Melkeveien, som en samling av tåkete stjerner. Også datidens kinesiske astronomer innså, akkurat som Hipparkhos før dem, at himmelens stjerner ikke var uforanderlige og at nye kunne oppstå der ingen tidligere hadde funnes. Det de så var supernovaer, som de møysommelig registrerte.
I 1584 publiserte Giordano Bruno verket De l'infinito universo e mondi, der han mente at stjernene var andre soler og at det kunne finnes planeter som lignet jorden rundt dem. For å forklare hvorfor stjernene beholdt sine avstander fra hverandre, foreslo Isaac Newton at de var jevnt fordelt i alle retninger. William Herschel, som oppdaget dobbeltstjernene, var den første astronomen som forsøkte å måle opp fordelingen av stjerner i universet. I 1785 utførte han en ambisiøs serie målinger av 600 deler av himmelen og noterte antallet stjerner i hver av delene. Han fant at tettheten av stjerner økte i en viss retning på himmelen, som var Melkeveiens sentrum, i stjernebildet Skytten.
Joseph von Fraunhofer og Pietro Angelo Secchi var to pionerer innen stjernespektroskopien, som regnes som startpunktet for den moderne astronomien. De to astronomene sammenlignet spektrum av solen med andre stjerner, for eksempel Sirius, og fant forskjeller i spektrallinjenes tykkelse og antall. I 1865 innførte Secchi et system for å kategorisere stjernene etter deres spektrum, men det nåværende systemet ble utviklet av Annie Jump Cannon.
På 1900-tallet skjedde store fremskritt innen stjerneforskning, og et verdifullt verktøy var fotografiet. Karl Schwarzschild oppdaget at en stjernes farge, og dermed dens effektive temperatur, kunne måles ved å sammenligne stjernenes tilsynelatende størrelsesklasse ved ulike bølgelengder. Et viktig skritt for å visualisere stjernenes ulike typer og egenskaper ble, uavhengig av hverandre, gjennomført av Ejnar Hertzsprung og Henry Norris Russell, da de utviklet Hertzsprung-Russell-diagrammet. Senere varianter ble utviklet for å forklare den dynamiske utviklingen hos stjernene. Samtidig ble det gjort store fremskritt innen kvantemekanikken som gjorde at man kunne forklare ulike fenomener hos stjernenes spektrum, og dermed kunne man med nøyaktighet fastslå den kjemiske sammensetningen hos stjernenes atmosfærer.
Et av de største gjennombruddene innen stjerneforskning i nyere tid, har vært oppdagelsen av at enkelte stjerner har egne planeter, såkalte eksoplaneter. I 1990 ble pulsaren PSR B1257+12 oppdaget i stjernetegnet Jomfruen, 980 lysår unna solen. I 1992 ble to planeter oppdaget rundt pulsaren – som dermed ble det første kjente planetsystemet utenfor vårt eget solsystem. Ytterligere to planeter ble oppdaget rundt pulsaren i 1994 og 2002. Per er totalt  eksoplaneter blitt oppdaget.
Stjernebetegnelser
Grupperingen av stjerner i stjernebilder er kjent allerede fra den babylonske perioden. Navnene var forbundet med myter, og tolv av disse formasjonene, som ligger langs den ekliptiske banen, ble grunnlaget for astrologien. Mange av de mer fremtredende individuelle stjernene fikk også navn, spesielt med arabiske eller latinske betegnelser.
I tillegg til visse stjernebilder og solen, har stjerner som helhet sine egne myter. For antikkens grekere representerte noen «stjerner», kjent som planeter ( (planētēs), som betyr «vandrere»), ulike viktige guddommer, som planetene Merkur, Venus, Mars, Jupiter og Saturn fikk navn etter. Uranus og Neptun er også oppkalt etter greske og romerske guder, men på grunn av deres lave lysstyrke, var ingen av disse planetene kjent i antikken. De fikk navnene tildelt av astronomer senere.
Rundt år 1600 ble navnene på stjernebilder brukt til å gi navn på stjernene i tilsvarende himmelregioner. Den tyske astronomen Johann Bayer skapte en rekke stjernekart og brukte greske bokstaver som betegnelse for stjernene i hvert stjernebilde. Et velkjent eksempel på hans betegnelse er Alfa Centauri. Senere nummersystemer basert på stjerners rektascensjon ble oppfunnet og lagt til John Flamsteeds stjernekatalog i hans bok «Historia coelestis Britannica» (utgaven fra 1712), hvor dette nummersystemet ble kalt Flamsteedbetegnelse eller Flamsteednummerering. Et eksempel på Flamsteedbetegnelse er 51 Pegasi.
I dag navngis stjerner og andre himmellegemer av Den internasjonale astronomiske union (IAU), som er den eneste organisasjonen som er anerkjent av astronomer. Det finnes imidlertid en rekke private selskaper, som for eksempel International Star Registry, som reklamerer med at de navngir stjerner mot betaling. Selskapenes navngivning har imidlertid ingen autoritet, og mange i det astronomiske miljøet anser forretningsvirksomheten som bedrageri fordi den baserer seg på menneskers manglende kunnskap om hvordan stjerner får sine navn.
Måleenheter
De fleste parameterne hos stjerner uttrykkes i SI-enheter som standard, men CGS-enheter brukes også (for eksempel måles ofte luminositet i erg per sekund). Masse, luminositet og radius angis ofte i sol-enheter, basert på solens egenskaper:
Større lengder, som radiusen på en kjempestjerne eller den store halvakselen hos en dobbeltstjerne, uttrykkes ofte i astronomiske enheter (AU), som tilsvarer middelavstanden mellom jorden og solen (150 millioner kilometer).
Dannelse og utvikling
Stjerner dannes gjennom gravitasjonskollaps i molekylskyer, områder med høyere materietetthet enn ellers i verdensrommet, men fortsatt lavere enn i et vakuumkammer på jorden. Skyene består hovedsakelig av hydrogen, rundt 23–28 % helium og en mindre del tyngre grunnstoff. Et eksempel på et slikt sted hvor stjerner dannes er Oriontåken. Når stjerner dannes fra disse skyene, lyser de dem opp og ioniserer dem, noe som skaper en såkalt H II-region.
Ved å observere stjernens spektrum, luminositet og bevegelse gjennom rommet kan man fastslå stjernenes masse, alder, kjemiske sammensetning og mange andre sammensetninger. Den totale massen er avgjørende for hvordan stjernene utvikles og dens endelige skjebne. En graf over temperaturen stilt opp mot luminositeten, kjent som et Hertzsprung-Russell-diagram, gjør det mulig å fastslå stjernenes alder og utviklingsstadium.
Dannelsen av en protostjerne
Ifølge kinetisk teori befinner molekylskyene seg normalt i en likevekt mellom ekspansjon på grunn av molekylenes kinetiske energi og kollaps på grunn av deres gravitasjonelle tiltrekning. Dannelsen av en stjerne begynner med en lokal ustabilitet i molekylskyen. Slike ustabiliteter utløses som oftest av sjokkbølger fra en supernova eller gjennom en kollisjon mellom to galakser (kjent som starburstgalakser). Når en region har nådd en kritisk tetthet, kjent som kriteriet for Jeans' ustabilitet, begynner den å kollapse under sin egen gravitasjon.
Nye stjerner med mindre enn to solmasser kalles T Tauri-stjerner og stjerner med større masser Herbig-Ae/Be-stjerner. Disse nyfødte stjernene sender ut jetstrømmer av gass langs rotasjonsaksen, noe som skaper et fenomen kalt Herbig-Haro-objekt.
Edward Hicks
Edward Hicks (født 4. april 1780 i Langhorne i Bucks County i Pennsylvania, død 23. august 1849) var en amerikansk naivistisk maler og kveker.
Drama (Yes-album)
Drama er det tiende studioalbumet fra det engelske progressiv rock-bandet Yes, utgitt i august 1980. Dette er det første albumet vokalist Jon Anderson ikke medvirker på, da han sluttet i bandet etter de mislykkede «Golden Age/Paris-innspillingene» i 1979, og ble erstattet av Trevor Horn. Rick Wakeman sluttet samtidig, og ble erstattet av Geoff Downes.
Albumet kom på 18.-plass på Billboard 200 i USA, på 2.-plass på UK Albums Chart i Storbritannia, og på 11.-plass på VG-lista topp 40 i Norge.
Bakgrunn
Etter at de ble en trio, startet Chris Squire, Steve Howe og Alan White skriving og innspilling av nytt materiale. Trevor Horn og Geoff Downes spilte sammen i duoen The Buggles, og holdt på med innspilling av sitt nye album, da de hørte at deres favoritt-band Yes holdt på med innspillinger i nabo-studioet. Horn og Downes hadde skrevet et par låter de mente ville passe for Yes, noe de formidlet til sin manager Brian Lane. Lane var også manager for Yes, så Horn og Downes ble i stedet invitert med i bandet og Yes var «gjenoppstått».
Musikken er relavtivt «hardere» enn tidligere, av og til på grensen til hard rock. De fikk igjen med seg Eddie Offord som produsent, og spilte inn åtte låter. Selv om hele bandet er kreditert som produsenter sammen med Eddie Offord, var det Trevor Horn som styrte lyden i størst grad. Seks av låtene som ble spilt inn ble brukt på albumet, mens de to andre, «Go Through This» og «We Can Fly from Here» ble spilt på konsertene og finnes i konsertversjon på samleboksen The Word Is Live. Sistnevnte låt ble spilt inn på nytt og gitt ut i en forlenget versjon på bandets album Fly from Here i 2011.
Edward Hicks
Liv og virke
Hicks var født i Langhorne i Bucks County i Pennsylvania. Hans best kjente verker er trolig de 62 versjonene av Fredens kongedømme som bygger på bibelversene fra Profeten Esaias, kap. 11 som begynner med: – «og da skal ulven bo sammen med lammet og leoparden ligge hos kjeet, og kalven og den unge løve og gjøfeet skal holde seg sammen, og en liten gutt skal drive dem».
Drama (Yes-album)
Bakgrunn
Albumet ble forholdsvis godt mottatt. Den påfølgende turneen begynte bra, men bandet spilte låtene i toneartene de var skrevet i og Trevor Horn måtte derfor anstrenge seg for å synge de vanskeligste partiene. Dette førte til at Horn fikk slitasje på stemmebåndene, og på de siste konsertene sang han til tider surt og falskt. Han ble også møtt med fy-rop fra tilhengere av Jon Anderson. Horn sluttet i bandet etter at turneen var fullført, og våren 1981 ble det sendt ut et presseskriv der Chris Squire annonserte at Yes ikke lengre eksisterte.
Stjerne
Hovedserien
Den lengste og mest stabile fasen i en stjernes livssyklus er perioden der den fusjonerer hydrogen til helium. Stjerner som er i denne fasen sies å tilhøre hovedserien. Rundt 90 % av alle kjente stjerner befinner seg i hovedserien, og solen er et typisk eksempel.
Drama (Yes-album)
Bakgrunn
Omslaget på dette albumet er igjen laget av Roger Dean som lagde de fleste plateomslagene til bandet på 1970-tallet.
Sporliste
All tekst og musikk av Geoff Downes, Trevor Horn, Steve Howe, Chris Squire og Alan White.
Bonusspor på remaster-utgivelse fra 2004
Spor 13–16 er fra «Golden Age/Paris-innspillingene» i november 1979 med Jon Anderson, Steve Howe, Chris Squire, Rick Wakeman og Alan White, produsert av Roy Thomas Baker. Spor 9–16 er tidligere ikke utgitt.
Stjerne
Hovedserien
Etterhvert som hydrogen forbrennes, vil det bli stadig mindre hydrogen og stadig mer helium i stjernens kjerne. Stjernens temperatur og luminositet øker da for at takten i fusjoneringen skal kunne opprettholdes. For solen har det blitt estimert at luminositeten har økt med rundt 40 % siden den nådde hovedserien for rundt 4,6 milliarder år siden.
Alle stjerner skaper en stjernevind av partikler som forårsaker en kontinuerlig strøm av gass til verdensrommet. For de fleste stjerner er mengden materie som forsvinner ubetydelig. Solen taper bare 10-14 solmasser hvert år, eller 0,01 % i løpet av hele dens livslengde. Svært massive stjerner kan tape mellom 10-7 og 10-5 solmasser hvert år, noe som kan påvirke utviklingen deres betydelig. Supermassive stjerner som begynner med mer enn 50 solmasser, kan miste over halvparten av sin masse i løpet av tiden de tilhører hovedserien.
Tiden en stjerne tilbringer i hovedserien avhenger først og fremst av mengden brensel og hastigheten den forbrenner dette brenslet med – med andre ord av den opprinnelige masse og luminositeten. For solen er denne tiden anslått å være rundt 10 milliarder år. Større stjerner bruker opp brenselet svært raskt og lever kun i kort tid i astronomisk målestokk. Små stjerner, kalt røde dverger, bruker opp brenslet svært sakte, og det kan vare i flere titalls eller hundretalls milliarder år. Nedre grense for diameteren til en rød dverg antas å ligge på rundt 8.7 prosent av vår egen sol, hvilket er mindre enn Jupiters diameter på 9.95 prosent av solens, selv om disse dvergene naturlig nok er mer massive og kompakte enn gasskjemper. Ved slutten av deres liv blir de helt enkelt mer lyssvake og går til slutt over til sorte dverger. Men ettersom livstiden hos røde dverger overstiger universets antatte alder på 13,7 milliarder år, er ingen av dem gamle nok til at det faktisk forekommer sorte dverger i universet enda.
Foruten masse kan også andelen grunnstoff tyngre enn helium spille en betydelig rolle i stjernenes utvikling. Innen astronomien betraktes alle stoff tyngre enn helium som «metalliske» og den kjemiske konsentrasjonen av disse stoffene kalles metallisitet. Denne metallisiteten kan påvirke hvor lang tid det tar for en stjerne å forbrenne sitt brensel, kontrollere dannelsen av magnetfelt og endre styrken til stjernevinden. Eldre stjerner, såkalte populasjon II-stjerner, har markant tyngre metallisitet enn yngre populasjon I-stjerner på grunn av sammensettingen av molekylskyen de ble skapt i. Dette avhenger av at visse skyer anrikes med tyngre stoff ettersom eldre stjerner dør og støter bort store deler av sin materie.
Etter hovedserien
Når stjerner med en masse på minst 0,4 solmasser er i ferd med å bruke opp lageret sitt av hydrogen i kjernen, begynner de ytre delene å ekspandere voldsomt og kjøles ned; stjernen forvandles til en såkalt rød kjempe. Rødfargen kommer av den senkede temperaturen. Om rundt 5 milliarder år, når solen blir en rød kjempe, kommer den til å bli så stor at den vil sluke Merkur og antakelig også Venus. Modeller anslår at solen kommer til å ekspandere til rundt 99 % av avstanden til jorden i dag (1 AU). Samtidig beregnes imidlertid jordens omløpsbane å ekspandere til rundt 1,7 AU på grunn av solens tap av masse, og derfor antas det at jorden unngår å bli en del av solen. Jordens atmosfære og hav kommer imidlertid til å forsvinne fordi solens luminositet kommer til å øke et tusentalls ganger.
I en rød kjempe opp til 2,25 solmasser vil hydrogenfusjonen fortsette i et skallager rundt kjernen. Til slutt vil kjernen bli tilstrekkelig komprimert til å starte heliumfusjon, stjernen krymper i radius og overflatetemperaturen øker igjen. For større stjerner går kjernereaksjonene i kjernen direkte over fra fusjon av hydrogen til fusjon av helium.
Etter at stjernen har brukt opp heliumet i kjernen, fortsetter fusjonen i et skall rundt en het kjerne av karbon og oksygen. Stjernen følger så en utvikling som minner om den første fasen som rød kjempe, men med høyere overflatetemperatur.
Massive stjerner
Den siste fasen nås når stjernen begynner å produsere jern. Siden jernkjerner er tettere bundet enn alle andre grunnstoff, vil fusjon av jern ikke frigjøre energi, men tvert imot konsumere energi. I supermassive stjerner dannes derfor en stor kjerne av jern. Disse tunge stoffene kan ta seg opp til overflaten av stjernene, som da kalles Wolf-Rayet-stjerner som har en tett stjernevind som støter bort den ytre atmosfæren.
Kollaps
En utviklet gjennomsnittlig stjerne kommer etter gjennomført forbrenning av tilgjengelig materiale til å støte bort sine ytre lag til en planetarisk tåke. Dersom det som da gjenstår er mindre enn 1,4 solmasser, krymper den til et relativt lite objekt (rundt jordens størrelse) som ikke er massivt nok til å komprimeres ytterligere. Disse kompakte objektene kalles hvite dverger. Den elektron-degenererte massen inne i en hvit dverg er ikke lenger en plasma, selv om stjerner generelt beskrives som kuler av plasma. Hvite dverger vil til slutt kjøles ned til sorte dverger etter svært lang tid.
I mer massive stjerner (over 1,4 solmasser) kommer fusjonen til å fortsette frem til jernkjernen har vokst seg så stor at den ikke lenger kan støtte sin egen masse. Ettersom fusjonen av jern ikke er en eksoterm reaksjon, opphører det utgående termiske trykket som tidligere har hindret stjernen i å komprimeres ytterligere av gravitasjonen. Kjernen kommer plutselig til å kollapse når trykket blir så stort at elektronene trykkes inn i protonene, som så danner nøytroner og nøytrinoer i et utbrudd av inverse betahenfall. Den lettere materien i de ytre delene av stjernen faller omgående inn mot nøytronkjernen og kastes så voldsomt tilbake i en supernovaeksplosjon, på samme måte som en bølge «spretter» tilbake når den møter en vegg. Supernovaer er så kraftige at de for en kort periode kan lyse sterkere enn hele galaksen de befinner seg i. Når de oppstår i Melkeveien, har de historisk blitt observert som nye stjerner der ingen fantes tidligere.
Hoveddelen av materien i en stjerne blåses bort av supernova-eksplosjonen (noe som danner tåker som Krabbetåken), og det som gjenstår er kompakte objekter som en nøytronstjerne (som noen ganger fremstår som en pulsar) eller, for de aller tyngste stjernene med en gjenværende masse på over fire solmasser, et såkalt sort hull. I en nøytronstjerne er all materie i en tilstand kjent som nøytron-degenerert materie, muligens med enda mer eksotiske former for degenerert materie i kjernen. Inne i sorte hull er materien i en tilstand som enda ikke forstås av vitenskapen. De ytre bortstøtte lagene av døde og døende stjerner inneholder tyngre grunnstoff som kan gjenvinnes under dannelsen av nye stjerner. Dette er nødvendig for at jordlignende planeter, som nesten utelukkende består av tunge grunnstoffer, skal kunne oppstå. Stjernevinden fra store stjerner og utstrømningen fra supernovaer spiller en viktig rolle for den interstellare materiens egenskaper.
Edward Hicks
Liv og virke
I bakgrunnen på mange av bildene finnes også traktaten mellom William Penn og indianerne som var starten på delstaten Pennsylvania
Moren døde da han var liten, og han ble oppfostret i en kvekerfamilie. Han ble etterhvert reisende predikant for dem. (Kvekerne har ikke lønnede prester, men godtar at noen har fått nådegave eller kall.)
Han ble lærling hos en vognbygger og lærte seg dekorasjonsmaling ved å male ornamenter. Senere fikk han seg eget firma som drev med dekorasjoner på møbler og annet.
Troen og kunsten gikk ikke alltid like lett sammen for ham. Han ble kritisert for å drive med for «verdslige» aktiviteter og la faktisk ned malingen en periode. Han fant en løsning i å male stort sett motiver med betydning for kvekernes liv og historie, foruten bibelske bilder. Kvekernes fredsbudskap går igjen i minst 62 versjoner, med forskjeller som viser til 1820-årenes dramatiske utvikling for kvekersamfunnet.
Hans hjem i Newtown i Bucks County i Pennsylvania er i dag nasjonalt minnesmerke.
Stjerne
Kollaps
Når stjernen har gått tom for hydrogen sveller stjernen opp og blir til det vi kaller en rød kjempe. Disse kan være så store at de har en diameter stor nok til å kunne sluke jorda. På dette punktet vil stjernen også begynne å fusjonere tyngre stoffer. Helium vil bli brukt og stoffene blir tyngre og tyngre.
Fordeling og antall
Foruten isolerte stjerner som solen, kan et stjernesystem bestå av flere stjerner bundet til hverandre ved gravitasjon. Den enkleste og vanligste typen flerstjernesystem er dobbeltstjerner, men system med tre eller flere stjerner kan også finnes. For systemer med tre stjerner er det vanlig at to av dem roterer rundt hverandre relativt nært, mens den tredje roterer rundt begge de to andre på en betydelig lengre avstand, siden en slik konfigurasjon er enklere å stabilisere enn mer symmetrisk konfigurasjoner. Større grupper, kalt stjernehoper, finnes også. Disse kan være alt fra et fåtall løst bundne stjerner til enorme kuleformede stjernehoper med opp til flere hundre tusen stjerner.
Det ble lenge feilaktig antatt at majoriteten av stjernene befinner seg i flerstjernesystemer. For veldig massive klasse O- og B-stjerner har man lenge kjent til at kun rundt 20 % er alene. Fra dette ble det antatt at rundt samme forholdstall gjelder for samtlige stjerner. Undersøkelser av stjerner med lav masse har imidlertid vist at andelen enkeltstjerner øker jo lengre ned i størrelse man går, og for røde dverger er forholdet nesten omvendt med 75 % enkeltstjerner. Siden rundt 85 % av alle stjerner antas å være røde dverger, er de fleste stjerner følgelig enkeltstjerner.
Stjerner er gruppert i galakser sammen med interstellar gass og støv. En typisk galakse inneholder hundretalls milliarder stjerner, og det finnes mer enn 100 milliarder galakser i det observerbare universet. Stjerner befinner seg imidlertid ikke kun i galakser – også intergalaktiske stjerner har blitt oppdaget. Totalt finnes det minst 70 trilliarder stjerner i det observerbare universet, 230 milliarder ganger flere enn de rundt 300 milliarder stjerner som Melkeveien antas å inneholde.
På grunn av de lange avstandene mellom stjerner utenfor galaksekjernene anses kollisjoner å være uvanlige. I tettere regioner, som i kjernen av de kuleformede stjernehopene eller i de galaktiske kjernene, kan det være vanligere. Slike kollisjoner antas å kunne resultere i blå etterslenger (engelsk blue stragglers). Disse uvanlige stjernene har en høyere overflatetemperatur (og dermed blåere farge) enn andre hovedseriestjerner med samme luminositet i stjernehopen.
Fra det mørkeste stedet på jorden kan man med det blotte øye se omtrent 5 000 stjerner, og fra en lys gate i en storby omtrent 100. Australske astronomer har regnet ut at antall stjerner i det synlige universet er 7 fulgt av 22 nuller.
Egenskaper
Nesten alle egenskaper ved en stjerne bestemmes av den opprinnelige massen; både viktige egenskaper som luminositet og størrelse og andre forhold som stjernens utvikling, livslengde og skjebne.
Alder
De fleste stjerner er mellom én og ti milliarder år gamle. Enkelte kan til og med være så gamle som nærmere 13,7 milliarder år, tilsvarende alderen på Universet. Den eldste stjernen som har blitt oppdaget, HE 1523–0901, antas å være 13,2 milliarder år gammel.
Jo mer massiv en stjerne er, desto kortere blir levetiden. Dette kommer først og fremst av at de største stjernene har et mye høyere trykk i kjerneregionen som fører til en raskere fusjon av hydrogen. De absolutt største stjernene har en levetid på ca. 10 millioner år, mens de minste røde dvergene anslås å kunne eksistere opp til flere hundre milliarder år.
Kjemisk sammensetning
Stjerner med kjente planeter, har en høyere andel tyngre grunnstoff enn gjennomsnittet av stjerner. Dette betyr at metallisiteten kan brukes som en indikator på hvor sannsynlig det er at stjerner har store planeter som kan være mulig å oppdage. Forholdet skyldes at en høyere andel tyngre grunnstoff påskynder prosessen med å danne «frøene», såkalte planetesimaler og protoplaneter, som etterhvert utvikles til planeter. For at store gasskjemper, som enkelt kan oppdages fra jorden, skal dannes, må eventuelle planetkjerner ha oppnådd en kritisk størrelse for å trekke til seg en stor del av gassen i omgivelsene før protostjernen blåser bort gasskyen med sin kraftige stjernevind.
Diameter
På grunn av den store avstanden fra jorden ser alle stjerner bortsett fra solen ut til å være lysende punkter på nattehimmelen for det menneskelige øyet. De ser ofte ut til å blinke på grunn av optiske forstyrrelser i form av turbulens mellom varm og kald luft i jordens atmosfære. Disse temperaturforskjellene og forstyrrelsene i luften får lyset til å brytes i noe ulike retninger, noe som får oss til å tro at stjernen blinker, men det er bare en illusjon. Solen er også en stjerne, men den er nær nok til at øyet kan oppfatte den som en overflate i stedet for et punkt. Foruten solen er den stjernen som har størst diameter sett fra jorden, R Doradus med bare 0,057 buesekunder.
De fleste stjerner har alt for liten vinkeldiameter til å kunne observeres fra jorden som mer enn et punkt med nåværende jordbaserte optiske teleskop. Derfor benyttes i stedet interferometriske teleskoper for å kunne avbilde disse objektene. En annen teknikk for å måle vinkeldiameteren er gjennom okkultasjon. Ved å måle lysstyrken hos en stjerne så nøyaktig som mulig når den forsvinner bak månen (eller økningen i lysstyrken når den dukker opp igjen), kan stjernens vinkeldiameter beregnes.
Stjerner varierer i størrelse fra nøytronstjerner, som er mellom 20 og 40 km i diameter, til superkjemper som Betelgeuse i stjernebildet Orion med en diameter rundt 650 ganger større enn solens (rundt 0,9 milliarder kilometer). Betelgeuse har imidlertid en lavere tetthet enn solen.
Stjernenes bevegelser
Observasjoner av en stjernes bevegelse kan gi verdifull informasjon om stjernen, for eksempel kan det avgjøre om en stjerne er gravitasjonelt bundet til en gruppe andre stjerner. Målinger av stjerners bevegelser er også viktige for økt forståelse av galaksers struktur og dynamikk.
En stjernes hastighet måles som to komponenter; radialhastighet i forhold til solen, og en tangentiell komponent som kalles stjernens egenbevegelse. Radialhastigheten finnes ved å måle rødforskyvningen i stjernens spektrallinjer som kommer fra dopplereffekten. Jo større rødforskyvning, jo raskere beveger en stjerne seg bort fra oss. Motsatt vil blåforskyvning innebære at stjernen beveger seg mot oss. Egenbevegelsen måles med presise astronomiske instrumenter i millibuesekunder per år. Gjennom å måle opp stjernenes parallakse kan siden egenbevegelsen konverteres til hastighet. Stjerner med høy egenbevegelse er sannsynligvis relativt nær solen, noe som gjør dem til gode kandidater for målinger av parallaksen.
Når begge hastighetene er kjente, kan stjernens romlige hastighet i forhold til solen eller galaksen beregnes. Blant nærliggende stjerner er det konstatert at populasjon I-stjerner generelt har lavere hastigheter enn eldre populasjon II-stjerner. Sistnevnte har elliptiske baner som er vinklet mot galaksens plan. Sammenligningen av bevegelsene hos nærliggende stjerner har også ført til oppdagelsen av stjerneassosiasjoner som sannsynlig er grupper av stjerner som deler et felles opphavssted i de gigantiske molekylskyene.
Magnetfelt
En stjernes magnetfelt dannes i de indre regionene hvor konvektiv sirkulasjon finner sted. Disse bevegelsene av ledende plasma fungerer som en dynamo og genererer magnetiske felt som strekker seg gjennom stjernen. Styrken på feltet varierer med massen og sammensetningen, mens mengden overflateaktivitet avhenger av stjernens rotasjonshastighet. Denne overflateaktiviteten skaper solflekker som er regioner med sterke magnetfelt og lavere temperatur enn normalt. Koronalooper er buer av magnetfelt som strekker seg ut i koronaen fra aktive regioner. Solfakler er voldsomme utbrudd av høyenergi-partikler fra solens overflate som sendes ut på grunn av samme magnetiske aktivet.
Unge, raskt roterende stjerner har en tendens til å ha høye nivåer av overflateaktivitet på grunn av magnetfeltet. Disse feltene kan påvirke stjernens solvind, som fungerer som en bremse, som sakte, men sikkert reduserer stjernens rotasjon etter hvert som den blir eldre. Dermed har eldre stjerner som solen mye lavere rotasjonshastighet og mindre overflateaktivitet. Aktiviteten hos langsomt roterende stjerner varierer normalt i sykluser og kan nesten forsvinne helt i perioder. Under for eksempel Maunder Minimum hadde solen en nær 70-årig periode nesten helt uten solflekker.
Masse
En av de mest massive stjernene man kjenner til er Eta Carinae, med en masse på så mye som 100–150 solmasser. Den forventes å få et svært kort liv, maksimalt et par millioner år. En studie av Archeshopen antyder at 150 solmasser kan være nær den øvre grensen for stjerner i universets nåværende æra. Bakgrunnen for denne grensen er ikke helt kjent, men den kommer delvis av Eddington-grensen, som definerer den maksimale mengden luminositet som kan passere gjennom en stjernes atmosfære uten å trykke denne med seg ut.
De første stjernene som ble dannet etter Big Bang kan ha vært større, opp til 300 solmasser eller mer, på grunn av at sammensetningen manglet grunnstoff tyngre enn litium. Den generasjonen med supermassive populasjon III-stjerner er imidlertid borte for lenge siden og forekommer nå bare som teoretiske objekter.
Med en masse på kun 93 Mj er AB Doradus C en av de minste, kjente stjernene som har en aktiv fusjonsprosess. For stjerner med en metallisitet som ligner solens beregnes den teoretisk minste mulige massen for å fortsatt kunne opprettholde fusjon av hydrogen i kjernen til å være rundt 75 Mj. Mindre stjerner enn dette kalles brune dverger, noe som hører til et dårlig definert grenseland mellom stjerner og gasskjemper. Hos disse forekommer ingen fusjon i kjernen.
Kombinasjonen av radius og masse hos en stjerne avgjør overflategravitasjonen. Superkjemper har en mye lavere overflategravitasjon enn hovedseriestjerner, mens det motsatte gjelder for degenererte, kompakte stjerner som hvite dverger. Overflategravitasjonen kan påvirke utseendet til stjernens spekter, siden høy gravitasjon kan forårsake en utvidelse av absorpsjonslinjene.
Rotasjon
Stjerners rotasjonshastighet kan estimeres enten gjennom spektroskopiske målinger, eller mer presist gjennom å spore stjerneflekker. Unge stjerner kan rotere over 100 km/s ved ekvator. Eksempelvis har B-klasse-stjernen Achernar en rotasjonshastighet på minst 225 km/s ved ekvator. Dette gjør at diameteren over ekvator er hele 50 % større enn mellom polene. Denne hastigheten er ikke langt fra den kritiske hastigheten på 300 km/s, som ville bety at stjernen ville ha brutt fra hverandre. Til sammenligning roterer solen kun én gang per 25–35 dager med en ekvatorialhastighet på 1 994 km/s. Stjerners rotasjon bremses ned betydelig over tid på grunn av stjernens magnetfelt og stjernevind.
Degenererte stjerner har krympet til en ekstremt kompakt masse, noe som resulterer i en rask rotasjon. De har imidlertid ganske lave rotasjonshastigheter sammenlignet med hva som kan forventes å bevare drivmomentet. Dette forklares av at en stor del av stjernens bevegelsemengdemoment går tapt i det omfattende massetapet gjennom stjernevinden. Til tross for dette kan rotasjonen være svært rask; en pulsar i hjertet av Krabbetåken roterer 30 runder per sekund. En pulsars rotasjonshastighet kommer til å avta sakte over tid blant annet fordi den sender ut stråling.
Temperatur
Overflatetemperaturen hos en hovedseriestjerne bestemmes av stjernens radius og hvor raskt energi frigjøres i kjernen, og avgjør ofte stjernens fargeindeks. Temperaturen gis ofte som den effektive temperaturen, noe som er temperaturen hos et ideelt svart legeme som stråler ut sin energi med samme luminositet per areal som stjernen. Merk at de effektive tallene bare er en representativ verdi, ettersom stjerner faktisk har en temperaturgradient som minker med økende avstand fra stjernen. Temperaturen i kjerneregionen hos en stjerne er flere millioner Kelvin (K).
Stjernetemperaturen gir karakteristiske absorpsjonslinjer i spekteret. Overflatetemperaturen hos en stjerne brukes sammen med den absolutte størrelsesklassen og spesielle kjennetegn i absorpsjonslinjene for å klassifisere stjernen.
Massive hovedseriestjerner kan ha en overflatetemperatur på 50,000 Kelvin. Mindre stjerner, som solen, har en overflatetemperatur på et par tusen grader, mens røde kjemper har en relativt lav temperatur på rundt 3,600 K, men de har også en lav luminositet på grunn av sitt store areal.
Stråling
Den energien som frigjøres fra fusjon i stjerner, stråles til slutt ut i rommet som elektromagnetisk stråling og partikkelstråling. Partikkelstrålingen består av elektrisk ladede partikler som protoner, alfapartikler og betapartikler fra stjernens ytre lag, såkalt stjernevind, og en konstant strøm av nøytrinoer fra kjernen.
De store mengdene energi som frigjøres fra kjernen er grunnen til at stjerner lyser så sterkt. Hver gang to eller flere atomkjerner slås sammen for å danne en ny atomkjerne av et tyngre grunnstoff, frigjøres det energi i form av gammastråling fra reaksjonen. Denne energien omdannes til andre former for elektromagnetisk energi, inkludert synlig lys, gjennom den lange ferden fra stjernens sentrum og ut til overflaten.
Ved å undersøke stjerners spekter kan astronomer fastslå en rekke ulike egenskaper hos stjernen, blant annet overflatetemperatur, stoffsammensetning og hvor raskt stjernen roterer. Hvis avstanden til stjernen er kjent, kan også luminositeten regnes ut og med dette kan også massen og størrelse med mer avgjøres. Massen kan også måles direkte for stjerner i flerlegemesystemer, som for eksempel dobbeltstjerner. En annen teknikk for å beregne masser hos stjerner, er gravitasjonell mikrolinsing. Med disse parameterne kan også stjernens alder estimeres.
Luminositet
Innen astronomien er luminositet mengden lys og andre former for strålingsenergi som en stjerne stråler ut per tidsenhet. En stjernes luminositet avhenger av størrelsen og overflatetemperaturen. Flere stjerner viser imidlertid ikke en like stor strøm av energi over alt på overflaten. For eksempel har den raskt voksende stjernen Vega en høyere strøm av energi per kvadratmeter ved polområdene enn ved ekvator.
Vanlige variasjoner av energistrømmen er overflateflekker med lavere temperaturer og luminositet enn gjennomsnittet. Disse kalles for stjerneflekker, mer kjent som solflekker i solens tilfelle. Kjempestjerner, spesielt de som tilhører et system med to eller flere stjerner, har generelt større og tydeligere stjerneflekker enn mindre stjerner og de kan dekke mer enn halve overflaten. Små røde dverger som UV Ceti kan også ha omfattende stjerneflekker.
Størrelsesklasse
Størrelsesklasse er et mål på stjerners og andre himmellegemers lysstyrke fordelt på tilsynelatende størrelsesklasse og absolutt størrelsesklasse. Tilsynelatende størrelsesklasse er lysstyrken hos en stjerne, som vi ser den fra jorden, noe som avhenger av stjernens luminositet, avstand, og hvorvidt lyset er filtrert på veien til observatøren på jorden – eksempelvis gjennom interstellare gasskyer og jordens atmosfære. De mest lyssterke stjernene i form av tilsynelatende størrelsesklasse, foruten solen, er Sirius, Canopus, Arcturus, Alfa Centauri, Vega, Rigel, Procyon, Achernar, Betelgeuse og Beta Centauri. Absolutt størrelsesklasse er hva den tilsynelatende størrelsesklasse ville ha vært dersom avstanden mellom jorden og stjernen hadde vært 10–parsec (32,6–lysår) og er direkte relatert til stjernens luminositet.
I begge skalaene innebærer en lavere verdi en lysere stjerne, og en høyere verdi innebærer en lyssvakere stjerne. De lyseste stjernene på begge skalaene har negative størrelsesklasser. Solen har en tilsynelatende størrelsesklasse på -26,7, mens den absolutte størrelsesklassen er knappe +4,83. Den lyseste stjernen på jordens stjernehimmel, Sirius, har en tilsynelatende størrelsesklasse på -1,44 og en absolutt størrelsesklasse på +1,41 (ca. 23 ganger sterkere enn solen). Canopus, den nest lyseste stjernen på stjernehimmelen, har en svært høy absolutt størrelsesklasse på -5,53, noe som gjør at den har en luminositet som er rundt 14,000 ganger høyere enn solen. Men siden Sirius er betydelig nærmere jorden med en avstand 8,6 lysår, sammenlignet med Canopus' 310 lysår, ser Sirius enda lysere ut fra jorden, til tross for den store forskjellen i absolutt størrelsesklasse.
Stjernen LBV 1806-20 har en av de høyeste absolutte størrelsesklassen man har funnet så langt, med en absolutt størrelsesklasse på -14,2. Hvis den befant seg på 10 parsecs avstand fra jorden, ville den lyse flere ganger sterkere på himmelen enn fullmånen (tilsynelatende størrelsesklasse -12,6) og være vel så synlig i fullt dagslys. Stjernens luminositet er minst fem millioner ganger høyere enn solens. De svakeste stjerne man har oppdaget er røde dverger med en størrelsesklasse på 26, og en hvit dverg med størrelsesklasse på 28. De er så lyssvake at et lite stearinlys på månen ville være lettere å se fra jorden.
Spektralklasse
Stjerner klassifiseres etter sine spekter fra type O som er svært varme til type M som er så kjølige at molekyler kan dannes i atmosfæren. Hovedklassene, ordnet etter synkende overflatetemperatur, er O, B, A, F, G, K og M. En rekke sjeldne spektralklasser har spesielle grupperinger, og de vanligste av disse er L og T som de kaldeste lavmassestjernene og brune dverger tilhører.
Hver bokstav har ti underklasser, fra varmest til kaldest, 0 til 9. Skalaen fungerer godt opp til de aller høyeste temperaturene, men de mest ekstreme stjernene på skalaen, klasse O0 og O1, eksisterer muligens ikke.
Stjerner kan også klassifiseres etter luminositeteffekten i spektrallinjene, noe som korrelerer med størrelsen og bestemmes av overflategravitasjonen. Disse klassene finnes fra 0 (hyperkjemper) og III (kjempestjerner) til V (hovedseriedverger) og VII (hvite dverger). De fleste stjerner tilhører hovedserien som består av vanlig hydrogenfusjonerende stjerner som opptrer som et smalt, diagonalt bånd når stjernene fremstilles på en graf med den absolutte størrelsesklassen oppstilt mot spektraltypen. Vår sol er en hovedseriestjerne av klasse G2V (gul dverg), noe som betyr at den har en middels høy temperatur og en normal størrelse.
Ytterligere betegnelser i form av gemene bokstaver kan følge spektraltypen for å indikere spesielle egenskaper i spekteret. For eksempel betyr en «e» at emisjonslinjer finnes, «m» betegner høye nivåer av metaller og «var» viser til variasjoner av spektraltype.
Hvite dverger har egne typer som begynner med bokstaven D. Disse er videre oppdelt i typene DA, DB, DC, DO, DZ og DQ, avhengig av hvilke spektrallinjer som er mest fremtredende i spekteret. Disse bokstavene følges av en numerisk verdi som indikerer temperaturen.
Variable stjerner
Variable stjerner har periodiske eller tilfeldige forandringer av luminositeten. Alle stjerner er mer eller mindre variable, men kun de som viser kraftige endringer betegnes som variable stjerner. Grunnene til disse variasjonene kan være flere.
Under visse stjerners utvikling gjennomgår de en fase der de kan bli pulserende variable stjerner. Disse varierer i radius og luminositet over tid, med ekspansjoner og kontraksjoner som har en periode på alt fra minutter til år, avhengig av stjernens størrelse. Til denne kategorien hører såvel Kefeidevariabler og Kefeide-lignende stjerner som langperiodiske variabler som Miravariabler.
Eruptive variabler er stjerner som fremviser plutselige økninger i luminositet på grunn av solutbrudd eller koronamasse-utbrudd. Til denne gruppen hører Wolf-Rayet-stjerner og UV Ceti-stjerner i tillegg til kjempestjerner og superkjemper.
En tredje kategori er eksplosive variabler som gjennomgår omfattende forandringer i egenskapene. Til denne kategorien hører novaer og supernovaer. Et dobbeltstjernesystem som inneholder en nærliggende hvit dverg kan skape visse typer spektakulære stjerneeksplosjoner, inklusive novaer og Type 1a-supernovaer. Eksplosjonen skapes når den hvite dvergen samler opp hydrogen fra tvillingstjernen og bygger opp masse frem til fusjonen innledes. Visse novaer er også gjentakende med periodiske utbrudd av middels styrke.