Redigerer Sirius (avsnitt)

== Stjernesystem ==
[[Fil:Sirius A & B X-ray.jpg|mini|Bilde av Sirius-systemet hvor pigglignende mønstre kommer av bærebjelkene for overføringsristen. Den lyse kilden er Sirius B.{{Byline|[[Chandra X-ray Observatory]]/[[NASA]]/SAO/CXC}}]]
Sirius er et dobbeltstjernesystem. To hvite stjerner går i bane rundt hverandre i en avstand på ca. 20&nbsp;[[Astronomisk enhet|AE]]{{Efn|name=Separasjon}} – omtrent avstanden mellom [[solen]] og [[Uranus]] – og med en periode på 50,1&nbsp;år. Den lyseste stjernen, kalt Sirius&nbsp;A, er en [[Hovedserien (astronomi)|hovedseriestjerne]] av [[spektralklasse|spektraltype]] A1V, og med en estimert overflatetemperatur på {{Formatnum:9940}}&nbsp;[[Kelvin|K]].{{Sfn|Adelman|2004|s=1–11}} Ledsageren, Sirius&nbsp;B, har allerede passert hovedserien og blitt en [[hvit dverg]]. Sirius&nbsp;B var en gang den mest massive, men er i dag under halvparten så massiv og en ti tusendel så luminøs som Sirius&nbsp;A.{{Sfn|Holberg|2007|s=214}}

Alderen til systemet estimeres til ca. 230&nbsp;millioner år. Tidlig i livsløpet antas det å ha vært to blåhvite stjerner som gikk rundt hverandre i en elliptisk bane på 9,1&nbsp;år.{{Sfn|Holberg|2007|s=214}} Målinger foretatt av [[IRAS]] viser at systemet stråler ut høyere nivåer av [[infrarød stråling]] enn forventet. Dette kan indikere støv i systemet, som anses for uvanlig for en dobbeltstjerne.{{Sfn|SolStation}}{{Sfn|Backman|Gillett|Low|1986}} Bilde tatt av [[Chandra X-ray Observatory]] viser at Sirius&nbsp;B overskinner den lyse ledsageren siden den er en sterkere røntgenkilde.{{Sfn|Brosch|2008|s=126}}

=== Sirius A ===
[[Fil:Sirius A and B artwork.jpg|mini|En kunstners fremstilling av Sirius&nbsp;A og Sirius&nbsp;B. Sirius&nbsp;A er den største av de to stjernene.]]
Sirius&nbsp;A har en dobbelt så stor masse som solen.{{Sfn|Liebert|Young|Arnett|Holberg|2005|s=L69–L72}}{{Sfn|Bragança|2003}} Radiusen har blitt målt med et [[Interferometri|astronomisk interferometer]] og gir en vinkeldiameter på 5,936&nbsp;±&nbsp;0,016&nbsp;[[Bueminutt|mas]]. Den [[Stjernerotasjon|projiserte rotasjonshastigheten]] er 16&nbsp;km/s,{{Sfn|Royer|Gerbaldi|Faraggiana|Gómez|2002|s=105–121}} og gir ingen betydelig utflating av skiven.{{Sfn|Kervella|Thevenin|Morel|Borde|2003|s=681–688}} Dette er stikk motsatt av for [[Vega (stjerne)|Vega]], som er omtrent på samme størrelse og roterer hele 274&nbsp;km/s og har en prominent bul rundt [[ekvator]].{{Sfn|Aufdenberg|Ridgway|2006|s=664–675}} Et svakt [[magnetfelt]] har blitt oppdaget på overflaten av Sirius&nbsp;A.{{Sfn|Petit|2011|s=L13}}

Modeller antyder at stjernen ble dannet ved kollaps av en [[molekylsky]], og etter 10&nbsp;millioner år ble den indre energigenereringen fullt og helt drevet av kjernefysiske reaksjoner. Kjernen ble [[Konveksjonssone|konvektiv]] og utnyttet [[CNO-syklusen]] til energigenerering.{{Sfn|Kervella|Thevenin|Morel|Borde|2003|s=681–688}} Det antas at Sirius&nbsp;A vil ha brukt opp alt av [[hydrogen]] innen én milliard år etter dannelsen, og at den på det tidspunktet vi gå gjennom en fase som [[rød kjempe]] før den blir en hvit dverg.

Sirius&nbsp;A klassifiseres som en [[Am-stjerne]] fordi spekteret viser dype metalliske [[Spektrallinje|absorpsjonslinjer]] som indikerer en økning i grunnstoffer tyngre enn [[helium]], slik som [[jern]].{{Sfn|Aurière|2010|s=A40}}{{Sfn|SolStation}}{{Sfn|Kervella|Thevenin|Morel|Borde|2003|s=681–688}} Sammenlignet med solen er andelen jern i atmosfæren på Sirius&nbsp;A gitt ved <math>\begin{smallmatrix}[\frac{Fe}{H}]=0.5\end{smallmatrix}</math>,{{Sfn|Qiu|Zhao|Chen|Li|2001|s=953–965}} som tilsvarer 10<sup>0,5</sup> og betyr at den har 316 % av andelen jern i solens atmosfære. Det er imidlertid lite sannsynlig at den høye forekomsten av jern på overflaten er gjeldende over hele stjernen, men at jerntoppene og tunge metaller blir relativt levitert mot overflaten.{{Sfn|Kervella|Thevenin|Morel|Borde|2003|s=681–688}}

=== Sirius B ===
[[Fil:Orbit Sirius B arcsec.png|mini|Banen til Sirius&nbsp;B rundt A sett fra jorden (skråstilt ellipse) og sett rett på (bred horisontal ellipse).]]
Sirius B har en masse omtrent som solen og er av de mest massive [[hvit dverg|hvite dvergene]] (0,98&nbsp;[[solmasse]]r){{Sfn|University of Leicester|2005}} man kjenner til – nesten det dobbelte av det vanlige 0,5–0,6&nbsp;solmasser. Likevel er den samme massen sammenpakket til et volum omtrent som jordens.{{Sfn|University of Leicester|2005}} Overflatetemperaturen er omtrent {{Formatnum:25200}}&nbsp;K.{{Sfn|Liebert|Young|Arnett|Holberg|2005|s=L69–L72}} Siden det ikke finnes noen indre varmekilde, vil Sirius&nbsp;B sakte kjøles etter hvert som den gjenværende varmen stråles ut i rommet over en periode på over to milliarder år.{{Sfn|Imamura|1995}}

En hvit dverg dannes etter at stjerner har utviklet seg fra hovedserien og deretter passert gjennom en fase som rød kjempe. Dette oppstod da Sirius&nbsp;B var mindre enn halvparten så gammel som den er i dag, rundt 120&nbsp;millioner år siden. Den opprinnelige stjernen er estimert til å ha vært 5&nbsp;solmasser og en [[Spektralklasse#Klasseindeling etter overflatetemperatur|B-type-stjerne]] (omtrent B4–5) mens den forsatt var i hovedserien.{{Sfn|Liebert|Young|Arnett|Holberg|2005|s=L69–L72}}{{Sfn|Siess|2000}}{{Sfn|Palla|2005|s=196–205}} Da den passerte gjennom fasen som rød kjempe, kan Sirius&nbsp;B ha økt [[metallisitet]]en til Sirius&nbsp;A.

Stjernen består primært av en blanding karbon og oksygen som ble generert av heliumfusjonen i stjernens forfedre.{{Sfn|Liebert|Young|Arnett|Holberg|2005|s=L69–L72}} Dette er dekket av en tynn kappe av lettere grunnstoffer hvor massen er segregert etter masse på grunn av den høye overflategravitasjonen.{{Sfn|Koester|Chanmugam|1990|s=837–915}} Derfor er den ytre atmosfæren til Sirius&nbsp;B nå nesten ren hydrogen – grunnstoffet med lavest masse – og ingen andre grunnstoffer er synlige i stjernens spektrum.{{Sfn|Holberg|Barstow|Burleigh|Kruk|2004|s=1514}}

=== Stjernehopen Sirius ===
I 1909 foreslo [[Ejnar Hertzsprung]] at Sirius var en del av [[Ursa Major-gruppen]], basert på observasjoner av systemets bevegelser over himmelen. Ursa Major-gruppen er et sett med 220&nbsp;stjerner som deler en felles bevegelse gjennom rommet, og som en gang ble dannet som medlemmer av en [[åpen stjernehop]] som siden har blitt gravitasjonelt frigjort fra hverandre.{{Sfn|Frommert|Kronberg|2003}}

Analyser fra 2003 og 2005 stiller imidlertid spørsmål ved om Sirius er med i denne gruppen. Ursa Major-gruppen har en estimert alder på 500&nbsp;±&nbsp;100&nbsp;millioner år, mens Sirius, som har en metallisitet lignende solens, har en alder som er halvparten av dette og dermed er for ung til å tilhøre gruppen.{{Sfn|Liebert|Young|Arnett|Holberg|2005|s=L69–L72}}{{Sfn|King|Villarreal|Soderblom|Gulliver|2003|s=1980–2017}}{{Sfn|Croswell|2005}} Sirius kan i stedet være et medlem av den foreslåtte Sirius-hopen, sammen med andre spredte stjerner som [[Beta Aurigae]], [[Alfa Coronae Borealis]], [[Beta Crateris]], [[Beta Eridani]] og [[Beta Serpentis]].{{Sfn|Eggen|1992|s=493–1504}} Dette er en av tre store hoper som ligger innenfor 500&nbsp;lysår (150&nbsp;parsec) fra solen. De andre to er [[Hyadene]] og [[Pleiadene]], og hver av disse hopene består av hundrevis av stjerner.{{Sfn|Olano|2001|s=295–308}}