1. Massa: Detta är den viktigaste faktorn. Mer massiva stjärnor har ett starkare gravitationellt drag, som komprimerar deras kärna till högre tätheter. Detta leder till:
* Högre kärntemperatur: Den ökade densiteten och trycket får kärnfusion att uppstå i mycket snabbare hastighet och frigör enorma mängder energi.
* Större ljusstyrka: Massiva stjärnor är mycket ljusare än mindre stjärnor.
2. Kärnkomposition: Stjärnor smälter främst väte i helium. Kärnanes sammansättning påverkar fusionshastigheten och därmed värmeutgången. Till exempel kommer stjärnor med en högre andel tyngre element som kol eller syre att ha en något högre kärntemperatur.
3. Ålder: När stjärnorna åldras, smälter de tyngre element, vilket kan få kärnan att bli instabil. Denna instabilitet kan leda till fluktuationer i stjärnans temperatur.
4. Rotation: Snabbt roterande stjärnor kan ha en högre temperatur vid sina poler än vid deras ekvatorer. Detta beror på att centrifugalkraften skjuter material utåt, vilket skapar en högre densitet vid polerna.
5. Magnetfält: Stjärnor med starka magnetfält kan ha varmare fläckar eller blossar. Dessa inträffar när magnetisk energi frigörs, vilket orsakar lokal uppvärmning.
6. Kamrater: Stjärnor i binära system kan interagera med varandra och påverka deras temperatur. Till exempel kan en stjärna som ligger nära en större, varmare följeslagare värmas av sin partner.
Hur vi mäter värmen från en stjärna:
Vi bestämmer yttemperaturen för en stjärna med spektroskopi. Detta innebär att analysera det ljus som släpps ut. Varje element avger och absorberar ljus vid specifika våglängder. Genom att undersöka spektrala linjer kan astronomer härleda stjärnans temperatur, sammansättning och andra egenskaper.
Obs: Värmen från en stjärna kallas ofta dess yttemperatur, även om kärnan i en stjärna är mycket varmare.
