Mari kita bahas secara singkat tahapan utama evolusi bintang.
Mengubah karakteristik fisik, struktur internal dan komposisi kimia bintang dari waktu ke waktu.
Fragmentasi materi. .
Diasumsikan bahwa bintang terbentuk selama kompresi gravitasi pecahan awan gas dan debu. Jadi, apa yang disebut butiran bisa menjadi tempat pembentukan bintang.
Globule adalah awan antarbintang debu molekul (gas-debu) buram padat, yang diamati dengan latar belakang awan gas dan debu bercahaya dalam bentuk formasi bulat gelap. Sebagian besar terdiri dari molekul hidrogen (H 2) dan helium ( Dia ) dengan campuran molekul gas lain dan butiran debu padat antarbintang. Suhu gas dalam globul (terutama suhu molekul hidrogen) T≈ 10 50K, kepadatan rata-rata n~ 10 5 partikel/cm 3, yang beberapa kali lipat lebih besar dibandingkan awan gas dan debu biasa yang paling padat, diameter D~ 0,1 1. Massa butiran M≤ 10 2 × M ⊙ . Di beberapa gumpalan, tipe muda T Taurus.
Awan dikompresi oleh gravitasinya sendiri karena ketidakstabilan gravitasi, yang dapat muncul secara spontan atau sebagai akibat interaksi awan dengan gelombang kejut dari aliran angin bintang supersonik dari sumber pembentukan bintang terdekat lainnya. Ada kemungkinan penyebab lain dari ketidakstabilan gravitasi.
Studi teoritis menunjukkan bahwa dalam kondisi yang ada di awan molekul biasa (T≈ 10 − 30K dan n ~ 10 2 partikel/cm 3), yang awal dapat terjadi pada volume awan bermassa M≥ 10 3 × M ⊙ . Dalam awan yang runtuh seperti itu, disintegrasi lebih lanjut menjadi fragmen-fragmen yang lebih kecil mungkin terjadi, yang masing-masing juga akan terkompresi di bawah pengaruh gravitasinya sendiri. Pengamatan menunjukkan bahwa di Galaksi, selama proses pembentukan bintang, bukan hanya satu, melainkan sekelompok bintang dengan massa yang berbeda, misalnya gugus bintang terbuka.
Saat dikompresi menjadi wilayah pusat Kepadatan awan meningkat, akibatnya tiba saatnya substansi bagian awan ini menjadi buram terhadap radiasinya sendiri. Di kedalaman awan, muncul kondensasi padat yang stabil, yang oleh para astronom disebut oh.
Fragmentasi materi adalah disintegrasi awan debu molekuler menjadi bagian-bagian yang lebih kecil, yang selanjutnya menyebabkan munculnya.
– sebuah objek astronomi yang berada dalam tahap, yang setelah beberapa waktu (untuk massa matahari kali ini T~ 10 8 tahun) normal terbentuk.
Dengan jatuhnya materi lebih lanjut dari cangkang gas ke inti (akresi), massa inti, dan oleh karena itu suhu, meningkat sedemikian rupa sehingga tekanan gas dan radiasi dibandingkan dengan gaya. Kompresi kernel berhenti. Formasi ini dikelilingi oleh cangkang gas dan debu, tidak tembus cahaya terhadap radiasi optik, sehingga hanya radiasi infra merah dan panjang gelombang yang lebih panjang yang dapat melewatinya. Objek seperti itu (-kepompong) diamati sebagai sumber radiasi radio dan inframerah yang kuat.
Dengan peningkatan lebih lanjut dalam massa dan suhu inti, tekanan ringan menghentikan pertambahan, dan sisa-sisa cangkang tersebar di luar angkasa. Muncul anak muda yang ciri fisiknya bergantung pada massa dan awalnya komposisi kimia.
Sumber energi utama bagi bintang yang baru lahir tampaknya adalah energi yang dilepaskan selama kompresi gravitasi. Asumsi ini mengikuti teorema virial: dalam sistem stasioner, jumlah energi potensial E hal semua anggota sistem dan menggandakan energi kinetiknya E ke dari suku-suku ini sama dengan nol:
E p + 2 E k = 0. (39)
Teorema ini berlaku untuk sistem partikel yang bergerak masuk wilayah terbatas ruang di bawah pengaruh gaya-gaya yang besarnya berbanding terbalik dengan kuadrat jarak antar partikel. Oleh karena itu, energi termal (kinetik) sama dengan setengah energi gravitasi (potensial). Ketika sebuah bintang berkontraksi, energi total bintang berkurang, sedangkan energi gravitasi menurun: setengah dari perubahan energi gravitasi meninggalkan bintang melalui radiasi, dan separuh lainnya, energi panas bintang meningkat.
Bintang muda bermassa rendah(hingga tiga massa matahari) yang mendekati deret utama bersifat konvektif sempurna; proses konveksi mencakup seluruh area bintang. Ini pada dasarnya adalah protobintang, yang pusatnya baru saja memulai reaksi nuklir, dan semua radiasi terjadi terutama karena. Belum diketahui apakah bintang menyusut pada suhu efektif yang konstan. Pada diagram Hertzsprung-Russell, bintang-bintang tersebut membentuk jalur hampir vertikal yang disebut jalur Hayashi. Saat kompresi melambat, anak-anak mendekati deret utama.
Saat bintang berkontraksi, tekanan gas elektron yang mengalami degenerasi mulai meningkat, dan ketika radius tertentu dari bintang tercapai, kompresi berhenti, yang menyebabkan terhentinya bintang. pertumbuhan lebih lanjut suhu pusat yang disebabkan oleh kompresi, dan kemudian penurunannya. Untuk bintang yang massanya kurang dari 0,0767 massa Matahari, hal ini tidak terjadi: energi yang dilepaskan selama reaksi nuklir tidak pernah cukup untuk menyeimbangkan tekanan internal dan. “Bintang bawah” tersebut memancarkan lebih banyak energi daripada yang dihasilkan selama reaksi nuklir, dan diklasifikasikan sebagai apa yang disebut; nasibnya adalah kompresi konstan sampai tekanan gas yang mengalami degenerasi menghentikannya, dan kemudian pendinginan bertahap dengan penghentian semua reaksi nuklir yang telah dimulai..
Bintang-bintang muda bermassa menengah (dari 2 hingga 8 kali massa Matahari) berevolusi secara kualitatif dengan cara yang persis sama seperti bintang-bintang kecilnya, hanya saja mereka tidak memiliki zona konvektif hingga deret utama.
Bintang dengan massa lebih besar dari 8 massa mataharisudah memiliki karakteristik bintang normal, karena mereka telah melalui semua tahap peralihan dan mampu mencapai laju reaksi nuklir sedemikian rupa sehingga mengkompensasi energi yang hilang akibat radiasi sementara massa inti terakumulasi. Aliran massa yang keluar dari bintang-bintang ini begitu besar sehingga tidak hanya menghentikan keruntuhan wilayah terluar awan molekuler yang belum menjadi bagian dari bintang, namun sebaliknya, mencairkannya. Dengan demikian, massa bintang yang dihasilkan jauh lebih kecil dibandingkan massa awan protobintang.
Urutan utama
Suhu bintang meningkat hingga di wilayah pusat mencapai nilai yang cukup untuk memungkinkan terjadinya reaksi termonuklir, yang kemudian menjadi sumber energi utama bintang. Untuk bintang masif ( M > 1 2 × M ⊙ ) adalah “pembakaran” hidrogen dalam siklus karbon; Untuk bintang yang massanya sama atau kurang dari massa Matahari, energi dilepaskan melalui reaksi proton-proton. memasuki tahap kesetimbangan dan mengambil tempatnya pada deret utama diagram Hertzsprung-Russell: bintang bermassa besar memiliki suhu inti yang sangat tinggi ( T ≥ 3 × 10 7 K ), produksi energi sangat intensif, - pada deret utama ia menempati tempat di atas Matahari pada wilayah awal ( HAI … SEBUAH , (F )); bintang bermassa kecil memiliki suhu inti yang relatif rendah ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), produksi energi tidak begitu intensif, - pada deret utama ia menempati tempat di sebelah atau di bawah Matahari pada wilayah akhir (( F), G, K, M).
Ia menghabiskan hingga 90% waktu yang diberikan alam untuk keberadaannya di deret utama. Waktu yang dihabiskan bintang pada tahap deret utama juga bergantung pada massanya. Ya, dengan massa M ≈ 10 20 × M ⊙ O atau B berada pada tahap deret utama selama kurang lebih 10 7 tahun, sedangkan katai merah K 5 dengan massa M ≈ 0,5 × M ⊙ berada dalam tahap deret utama selama sekitar 10 11 tahun, yaitu waktu yang sebanding dengan usia Galaksi. Bintang panas masif dengan cepat berpindah ke tahap evolusi berikutnya, katai keren berada di tahap deret utama sepanjang keberadaan Galaksi. Dapat diasumsikan bahwa katai merah adalah tipe populasi utama galaksi.
Raksasa merah (super raksasa).
Pembakaran hidrogen yang cepat di wilayah pusat bintang masif menyebabkan munculnya inti helium. Ketika fraksi massa hidrogen berada beberapa persen di dalam inti, reaksi karbon yang mengubah hidrogen menjadi helium hampir berhenti sepenuhnya. Inti berkontraksi, menyebabkan suhunya meningkat. Akibat pemanasan yang disebabkan oleh kompresi gravitasi inti helium, hidrogen “menyala” dan pelepasan energi dimulai pada lapisan tipis yang terletak di antara inti dan cangkang bintang yang diperluas. Cangkangnya mengembang, jari-jari bintang bertambah, suhu efektif berkurang, meningkat. "meninggalkan" deret utama dan berpindah ke tahap evolusi berikutnya - ke tahap raksasa merah atau, jika massa bintang M > 10 × M ⊙ , ke tahap super raksasa merah.
Dengan meningkatnya suhu dan kepadatan, helium mulai “terbakar” di inti. Pada T ~ 2 × 10 8 K dan r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 reaksi termonuklir dimulai, yang disebut reaksi terner A -proses: dari tiga A -partikel (inti helium 4 Dia ) terbentuk satu inti karbon 12 C yang stabil. Pada massa inti bintang M< 1,4 × M ⊙ тройной a -proses ini mengarah pada pelepasan energi eksplosif - kilatan helium, yang dapat diulangi beberapa kali pada bintang tertentu.
Di wilayah tengah bintang masif dalam tahap raksasa atau super raksasa, peningkatan suhu menyebabkan pembentukan inti karbon, karbon-oksigen, dan oksigen secara berurutan. Setelah karbon terbakar, terjadi reaksi yang menghasilkan pembentukan unsur kimia yang lebih berat, kemungkinan inti besi. Evolusi lebih lanjut dari bintang masif dapat menyebabkan pelepasan cangkang, ledakan bintang sebagai nova, atau dengan pembentukan objek selanjutnya yang merupakan tahap akhir evolusi bintang: katai putih, bintang neutron atau sebuah lubang hitam.
Tahap akhir evolusi adalah tahap evolusi semua bintang normal setelah bintang-bintang tersebut kehabisan bahan bakar termonuklirnya; penghentian reaksi termonuklir sebagai sumber energi bintang; transisi sebuah bintang, bergantung pada massanya, ke tahap katai putih, atau lubang hitam.
Katai putih adalah tahap terakhir evolusi dari semua bintang normal bermassa M< 3 5 × M ⊙ setelah bahan bakar termonuklirnya habis. Setelah melewati tahap raksasa merah (atau subraksasa), ia melepaskan cangkangnya dan memperlihatkan intinya, yang saat mendingin, menjadi katai putih. Radius kecil (R bk ~ 10 -2 × R ⊙ ) dan warna putih atau putih-biru (T bk ~ 10 4 K) menentukan nama golongan benda astronomi ini. Massa katai putih selalu kurang dari 1,4×M⊙ - terbukti bahwa katai putih dengan massa besar tidak mungkin ada. Dengan massa yang sebanding dengan massa Matahari, dan dimensi yang sebanding dengan dimensinya planet-planet besar tata surya, katai putih memiliki kepadatan rata-rata yang sangat besar: ρ bk ~ 10 6 g/cm 3 , artinya, materi katai putih berbobot 1 cm 3 berbobot satu ton! Percepatan gravitasi di permukaan g bk ~ 10 8 cm/s 2 (bandingkan dengan percepatan di permukaan bumi - g ≈980 cm/detik 2). Dengan beban gravitasi di bagian dalam bintang, keadaan keseimbangan katai putih dipertahankan oleh tekanan gas yang mengalami degenerasi (terutama gas elektron yang mengalami degenerasi, karena kontribusi komponen ionnya kecil). Mari kita ingat bahwa gas yang tidak memiliki distribusi partikel kecepatan Maxwellian disebut mengalami degenerasi. Dalam gas seperti itu, pada nilai suhu dan kepadatan tertentu, jumlah partikel (elektron) yang memiliki kecepatan dalam rentang v = 0 hingga v = v max akan sama. v max ditentukan oleh kepadatan dan suhu gas. Dengan katai putih bermassa M bk > 1,4 × M ⊙ kecepatan maksimum elektron dalam gas sebanding dengan kecepatan cahaya, gas yang mengalami degenerasi menjadi relativistik dan tekanannya tidak lagi mampu menahan kompresi gravitasi. Jari-jari katai cenderung nol - ia “runtuh” menjadi satu titik.
Atmosfer katai putih yang tipis dan panas terdiri dari hidrogen, dan hampir tidak ada unsur lain yang terdeteksi di atmosfer; atau dari helium, sedangkan hidrogen di atmosfer ratusan ribu kali lebih sedikit dibandingkan di atmosfer bintang normal. Menurut jenis spektrumnya, katai putih termasuk dalam kelas spektral O, B, A, F. Untuk “membedakan” katai putih dengan bintang normal, huruf D ditempatkan di depan sebutan (DOVII, DBVII, dst. D adalah huruf pertama masuk kata bahasa Inggris Merosot – merosot). Sumber radiasi katai putih adalah cadangan energi panas, yaitu katai putih diterima, menjadi inti dari bintang induk. Banyak katai putih yang mewarisi medan magnet yang kuat dari orang tuanya, yang intensitasnya H ~ 10 8 E. Jumlah katai putih diyakini sekitar 10%. jumlah total bintang-bintang di Galaksi.
Pada Gambar. 15 menunjukkan foto Sirius - bintang paling terang di langit (α Canis Majoris; m ay = -1 m 0,46; kelas A1V). Piringan yang terlihat pada gambar merupakan akibat dari iradiasi fotografis dan difraksi cahaya pada lensa teleskop, yaitu piringan bintang itu sendiri tidak terpecahkan dalam foto. Sinar yang datang dari piringan fotografi Sirius merupakan jejak distorsi gelombang depan fluks bercahaya pada elemen optik teleskop. Sirius terletak pada jarak 2,64 dari Matahari, cahaya dari Sirius membutuhkan waktu 8,6 tahun untuk mencapai Bumi - sehingga merupakan salah satu bintang yang paling dekat dengan Matahari. Sirius 2,2 kali lebih besar dari Matahari; itu M ay = +1 m .43, yaitu tetangga kita memancarkan energi 23 kali lebih banyak daripada Matahari.
Gambar 15.Keunikan foto tersebut terletak pada kenyataan bahwa, bersama dengan gambar Sirius, dimungkinkan untuk memperoleh gambar satelitnya - satelit tersebut “bersinar” dengan titik terang di sebelah kiri Sirius. Sirius - secara teleskopik: Sirius sendiri ditandai dengan huruf A, dan satelitnya dengan huruf B. Magnitudo nyata Sirius adalah B m ay = +8 m .43, artinya hampir 10.000 kali lebih lemah dari Sirius A. Massa Sirius B hampir sama persis dengan massa Matahari, jari-jarinya sekitar 0,01 jari-jari Matahari, permukaannya suhunya sekitar 12000K, tetapi Sirius B mengeluarkan emisi 400 kali lebih kecil dari matahari. Sirius B adalah katai putih yang khas. Selain itu, ini adalah katai putih pertama, yang ditemukan oleh Alfven Clarke pada tahun 1862 selama pengamatan visual melalui teleskop.
Sirius A dan Sirius B mengorbit pada ruang bersama dengan jangka waktu 50 tahun; jarak antara komponen A dan B hanya 20 AU.
Menurut pernyataan yang tepat dari V.M.Lipunov, “mereka “matang” di dalam bintang masif (dengan massa lebih dari 10×M⊙ )". Inti bintang berevolusi menjadi bintang neutron, punya 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; setelah sumber reaksi termonuklir mengering dan induknya mengeluarkan sebagian besar materinya dalam ledakan, inti-inti ini akan menjadi objek independen di dunia bintang, yang memiliki karakteristik yang sangat spesifik. Kompresi inti bintang induk berhenti pada kepadatan yang sebanding dengan kepadatan inti (ρ n. jam ~ 10 14 10 15 gram/cm 3). Dengan massa dan kepadatan sebesar itu, jari-jari kelahirannya hanya 10 dan terdiri dari tiga lapisan. Lapisan luar (atau kerak luar) dibentuk oleh kisi kristal inti atom besi ( Fe ) dengan kemungkinan sedikit campuran inti atom logam lain; Ketebalan kerak luarnya hanya sekitar 600 m dengan radius 10 km. Di bawah kulit kayu bagian luar terdapat kulit kayu bagian dalam lainnya kulit kayu yang keras besi ( , terdiri dari atom besi (≈ ), tetapi atom-atom ini diperkaya secara berlebihan dengan neutron. Ketebalan kulit kayu ini 2 km. Korteks bagian dalam
berbatasan dengan inti neutron cair, proses fisik yang ditentukan oleh sifat luar biasa dari cairan neutron - superfluiditas dan, dengan adanya elektron dan proton bebas, superkonduktivitas. Ada kemungkinan bahwa di bagian paling tengah zat tersebut mungkin mengandung meson dan hiperon. Mereka berputar cepat pada suatu sumbu - dari satu hingga ratusan putaran per detik. Rotasi seperti itu dengan adanya medan magnet ( H ~ 10 13 10 15 Oe) sering kali menyebabkan efek denyut radiasi bintang yang diamati dalam rentang yang berbeda gelombang elektromagnetik
. Kami melihat salah satu pulsar ini di dalam Nebula Kepiting. Jumlah keseluruhan kecepatan putarannya tidak lagi mencukupi untuk mengeluarkan partikel, sehingga tidak bisa menjadi pulsar radio. Namun, masih bagus dan ditangkap medan magnet
bintang neutron di sekitarnya tidak dapat jatuh, artinya tidak terjadi pertambahan materi. Kecepatan rotasinya menurun sedemikian rupa sehingga kini tidak ada yang dapat menghentikan materi agar tidak jatuh ke bintang neutron tersebut. Plasma, jatuh, bergerak sepanjang garis medan magnet dan menghantam permukaan padat di daerah kutub, memanas hingga puluhan juta derajat. Materi yang dipanaskan hingga suhu tinggi bersinar dalam rentang sinar-X. Wilayah di mana materi yang jatuh berinteraksi dengan permukaan bintang sangatlah kecil, hanya sekitar 100 meter. Karena rotasi bintang, titik panas ini secara berkala menghilang dari pandangan, yang dianggap oleh pengamat sebagai denyutan. Benda-benda seperti itu disebut pulsar sinar-X.
Georotator. Kecepatan rotasi bintang neutron tersebut rendah dan tidak mencegah akresi. Namun dimensi magnetosfer sedemikian rupa sehingga plasma terhenti oleh medan magnet sebelum ditangkap oleh gravitasi.
Jika ia merupakan komponen sistem biner dekat, maka materi “dipompa” dari bintang normal (komponen kedua) ke bintang neutron. Massa mungkin melebihi kritis (M > 3×M⊙ ), maka stabilitas gravitasi bintang dilanggar, tidak ada yang dapat menahan kompresi gravitasi, dan “berjalan” di bawah radius gravitasinya
r g = 2 × G × M/c 2 , (40)
berubah menjadi “lubang hitam”. Dalam rumus rg yang diberikan: M adalah massa bintang, c adalah kecepatan cahaya, G adalah konstanta gravitasi.
Lubang hitam adalah sebuah benda yang medan gravitasinya begitu kuat sehingga baik partikel, foton, maupun benda material apa pun tidak dapat mencapai kecepatan kosmik kedua dan melarikan diri ke luar angkasa.
Lubang hitam adalah benda tunggal dalam artian sifat alirannya proses fisik di dalamnya belum dapat diakses oleh deskripsi teoritis. Keberadaan lubang hitam mengikuti pertimbangan teoritis; pada kenyataannya, lubang hitam dapat ditemukan di wilayah pusat gugus bola, quasar, galaksi raksasa, termasuk di pusat galaksi kita.
Seperti benda apa pun di alam, bintang juga tidak bisa tetap tidak berubah. Mereka lahir, berkembang dan akhirnya “mati”. Evolusi bintang memakan waktu miliaran tahun, namun terdapat perdebatan mengenai waktu pembentukannya. Sebelumnya, para astronom percaya bahwa proses “kelahiran” mereka berasal dari debu bintang membutuhkan waktu jutaan tahun, namun belum lama ini, foto-foto wilayah langit dari Nebula Orion Besar diperoleh. Selama beberapa tahun, jumlahnya kecil
Foto-foto tahun 1947 memperlihatkan sekelompok kecil objek mirip bintang di lokasi ini. Pada tahun 1954, beberapa di antaranya telah menjadi lonjong, dan lima tahun kemudian benda-benda tersebut pecah menjadi beberapa bagian. Jadi, untuk pertama kalinya, proses kelahiran bintang terjadi di depan mata para astronom.
Mari kita lihat secara detail struktur dan evolusi bintang, tempat kehidupan mereka yang tak ada habisnya, menurut standar manusia, dimulai dan diakhiri.
Secara tradisional, para ilmuwan berasumsi bahwa bintang terbentuk sebagai hasil kondensasi awan gas dan debu. Di bawah pengaruh gaya gravitasi, bola gas buram, berstruktur padat, terbentuk dari awan yang dihasilkan. Tekanan internalnya tidak dapat menyeimbangkan gaya gravitasi yang menekannya. Lambat laun, bola berkontraksi sedemikian rupa sehingga suhu bagian dalam bintang meningkat, dan tekanan gas panas di dalam bola menjadi seimbang. kekuatan eksternal. Setelah itu, kompresi berhenti. Durasi proses ini bergantung pada massa bintang dan biasanya berkisar antara dua hingga beberapa ratus juta tahun.
Struktur bintang menyiratkan suhu yang sangat tinggi di intinya, yang berkontribusi terhadap proses termonuklir yang berkelanjutan (hidrogen yang membentuknya berubah menjadi helium). Proses inilah yang menyebabkan radiasi intens dari bintang. Waktu selama mereka mengonsumsi pasokan hidrogen yang tersedia ditentukan oleh massanya. Durasi radiasi juga bergantung pada hal ini.
Ketika cadangan hidrogen habis, evolusi bintang mendekati tahap pembentukannya. Setelah pelepasan energi berhenti, gaya gravitasi mulai menekan inti. Pada saat yang sama, ukuran bintang bertambah secara signifikan. Luminositas juga meningkat seiring dengan berlanjutnya proses, tetapi hanya pada lapisan tipis di batas inti.
Proses ini disertai dengan peningkatan suhu inti helium yang berkontraksi dan transformasi inti helium menjadi inti karbon.
Matahari kita diperkirakan akan menjadi raksasa merah dalam delapan miliar tahun. Jari-jarinya akan meningkat beberapa puluh kali lipat, dan luminositasnya akan meningkat ratusan kali lipat dibandingkan level saat ini.
Umur sebuah bintang, sebagaimana telah disebutkan, bergantung pada massanya. Benda-benda bermassa lebih kecil dari Matahari “menghabiskan” cadangannya dengan sangat hemat, sehingga bisa bersinar selama puluhan miliar tahun.
Evolusi bintang berakhir dengan pembentukannya. Hal ini terjadi pada bintang yang massanya mendekati massa Matahari, yaitu. tidak melebihi 1,2 itu.
Bintang-bintang raksasa cenderung cepat menghabiskan pasokan bahan bakar nuklirnya. Hal ini disertai dengan hilangnya massa secara signifikan, khususnya karena terlepasnya kulit terluar. Akibatnya, hanya bagian tengah yang mendingin secara bertahap yang tersisa reaksi nuklir berhenti sepenuhnya. Seiring waktu, bintang-bintang tersebut berhenti memancarkan cahaya dan menjadi tidak terlihat.
Namun terkadang evolusi normal dan struktur bintang terganggu. Paling sering ini menyangkut benda-benda besar yang telah menghabiskan semua jenis bahan bakar termonuklir. Kemudian mereka dapat diubah menjadi neutron, atau Dan semakin banyak ilmuwan mempelajari objek-objek ini, semakin banyak pertanyaan baru yang muncul.
Evolusi bintang dalam astronomi adalah rangkaian perubahan yang dialami sebuah bintang selama hidupnya, yaitu selama jutaan atau milyaran tahun saat ia memancarkan cahaya dan panas. Dalam kurun waktu yang sangat lama, perubahan yang terjadi cukup signifikan.
Evolusi bintang dimulai dari awan molekul raksasa, yang juga disebut tempat lahir bintang. Sebagian besar ruang "kosong" di galaksi sebenarnya mengandung antara 0,1 dan 1 molekul per cm³. Awan molekuler memiliki kepadatan sekitar satu juta molekul per cm³. Massa awan semacam itu melebihi massa Matahari sebanyak 100.000-10.000.000 kali lipat karena ukurannya: lebarnya antara 50 hingga 300 tahun cahaya.
Meskipun awan berputar bebas di sekitar pusat galaksi asalnya, tidak terjadi apa-apa. Namun karena heterogenitasnya medan gravitasi gangguan mungkin timbul di dalamnya, yang menyebabkan konsentrasi massa lokal. Gangguan seperti ini menyebabkan keruntuhan gravitasi pada awan. Salah satu skenario yang menyebabkan hal ini adalah tabrakan dua awan. Peristiwa lain yang menyebabkan keruntuhan adalah lewatnya awan melalui lengan padat galaksi spiral. Juga faktor kritis mungkin ada ledakan di dekatnya supernova, gelombang kejutnya akan bertabrakan dengan awan molekul dengan kecepatan luar biasa. Ada kemungkinan juga bahwa galaksi-galaksi bertabrakan, yang dapat menyebabkan ledakan pembentukan bintang karena awan gas di setiap galaksi terkompresi akibat tabrakan tersebut. Secara umum, setiap ketidakteraturan gaya yang bekerja pada massa awan dapat memicu proses pembentukan bintang. 
Karena ketidakhomogenan yang muncul, tekanan gas molekuler tidak dapat lagi mencegah kompresi lebih lanjut, dan gas mulai berkumpul di sekitar pusat bintang masa depan di bawah pengaruh gaya tarik gravitasi. Setengah dari energi gravitasi yang dilepaskan digunakan untuk memanaskan awan, dan setengahnya lagi digunakan untuk radiasi cahaya. Di awan, tekanan dan kepadatan meningkat ke arah pusat, dan keruntuhan bagian tengah terjadi lebih cepat daripada bagian pinggirannya. Ketika kompresi berlangsung, jalur bebas rata-rata foton berkurang dan awan menjadi semakin tidak transparan terhadap radiasinya sendiri. Hal ini menyebabkan peningkatan suhu yang lebih cepat dan peningkatan tekanan yang lebih cepat. Akhirnya, gradien tekanan menyeimbangkan gaya gravitasi, dan inti hidrostatik terbentuk, dengan massa sekitar 1% massa awan. Momen ini tidak terlihat - bola tersebut buram dalam jangkauan optik. Evolusi lebih lanjut dari protobintang adalah pertambahan materi yang terus jatuh ke “permukaan” inti, yang karenanya bertambah besar ukurannya. Akhirnya, massa materi yang bergerak bebas di awan habis dan bintang menjadi terlihat dalam jangkauan optik. Momen ini dianggap sebagai akhir fase protobintang dan awal fase bintang muda.
Menurut hukum kekekalan momentum, seiring dengan mengecilnya ukuran awan, kecepatan rotasinya meningkat, dan pada saat tertentu materi berhenti berputar sebagai satu benda dan terbagi menjadi lapisan-lapisan yang terus runtuh secara independen satu sama lain. Jumlah dan massa lapisan ini bergantung pada massa awal dan kecepatan rotasi awan molekul. Tergantung pada parameter ini, berbagai sistem benda langit: gugus bintang, bintang ganda, bintang dengan planet.
Bintang muda - fase bintang muda.
Proses pembentukan bintang dapat digambarkan secara terpadu, namun tahapan evolusi bintang selanjutnya hampir seluruhnya bergantung pada massanya, dan hanya pada akhir evolusi bintang komposisi kimianya dapat berperan.
Bintang muda bermassa rendah
Bintang muda bermassa rendah (hingga tiga massa matahari), yang mendekati deret utama, sepenuhnya konvektif - proses konveksi menutupi seluruh tubuh bintang. Ini pada dasarnya adalah protobintang, yang pusatnya baru saja memulai reaksi nuklir, dan semua radiasi terjadi terutama karena kompresi gravitasi. Sampai kesetimbangan hidrostatik tercapai, luminositas bintang menurun pada suhu efektif yang konstan. Saat kompresinya melambat, bintang muda tersebut mendekati deret utama. Objek jenis ini diasosiasikan dengan bintang T Tauri.
Pada saat ini, untuk bintang dengan massa lebih besar dari 0,8 massa matahari, inti menjadi transparan terhadap radiasi, dan transfer energi radiasi dalam inti menjadi dominan, karena konveksi semakin terhambat akibat meningkatnya pemadatan materi bintang. Di lapisan luar tubuh bintang, terjadi transfer energi konvektif.
Saat bintang berkontraksi, tekanan gas elektron yang mengalami degenerasi mulai meningkat dan ketika radius tertentu dari bintang tercapai, kompresi berhenti, yang menyebabkan terhentinya peningkatan suhu lebih lanjut di inti bintang yang disebabkan oleh kompresi, dan kemudian penurunannya. Untuk bintang yang lebih kecil dari 0,0767 massa Matahari, hal ini tidak terjadi: energi yang dilepaskan selama reaksi nuklir tidak pernah cukup untuk menyeimbangkan tekanan internal dan kompresi gravitasi. “Bintang bawah” tersebut memancarkan lebih banyak energi daripada yang dihasilkan selama reaksi termonuklir, dan diklasifikasikan sebagai katai coklat. Nasib mereka adalah kompresi konstan sampai tekanan gas yang mengalami degenerasi menghentikannya, dan kemudian pendinginan bertahap dengan penghentian semua reaksi termonuklir yang telah dimulai.
Bintang bermassa menengah muda
Bintang-bintang muda bermassa menengah (2 hingga 8 massa matahari) berevolusi secara kualitatif dengan cara yang persis sama seperti saudara-saudaranya yang lebih kecil, hanya saja mereka tidak memiliki zona konvektif hingga deret utama. Objek jenis ini diasosiasikan dengan apa yang disebut. Bintang Herbig Ae\Be dengan variabel tak beraturan kelas spektral B-F0. Mereka juga memamerkan disk dan jet bipolar. Laju keluarnya materi dari permukaan, luminositas, dan suhu efektif jauh lebih tinggi dibandingkan T Tauri, sehingga secara efektif memanaskan dan membubarkan sisa-sisa awan protobintang.
Bintang muda dengan massa lebih besar dari 8 massa matahari
Bintang muda dengan massa lebih besar dari 8 massa matahari. Bintang dengan massa seperti itu sudah memiliki ciri-ciri bintang normal, karena mereka telah melalui semua tahap peralihan dan mampu mencapai laju reaksi nuklir yang mengkompensasi energi yang hilang akibat radiasi selama akumulasi massa untuk mencapai keseimbangan hidrostatik inti. Bagi bintang-bintang ini, aliran massa dan luminositasnya begitu besar sehingga tidak hanya menghentikan keruntuhan gravitasi di wilayah terluar awan molekuler yang belum menjadi bagian dari bintang, namun sebaliknya, membubarkannya. Dengan demikian, massa bintang yang dihasilkan jauh lebih kecil dibandingkan massa awan protobintang. Kemungkinan besar, hal ini menjelaskan tidak adanya bintang di galaksi kita yang massanya lebih besar dari sekitar 300 massa matahari.
Siklus paruh baya sebuah bintang
Bintang tersedia dalam berbagai warna dan ukuran. Tipe spektralnya berkisar dari biru panas hingga merah dingin, dan massanya berkisar antara 0,0767 hingga sekitar 300 massa matahari, menurut perkiraan terbaru. Luminositas dan warna bintang bergantung pada suhu permukaannya, yang selanjutnya ditentukan oleh massanya. Semua bintang baru “mengambil tempatnya” di deret utama berdasarkan komposisi kimia dan massanya.
Katai merah kecil dan dingin perlahan-lahan membakar cadangan hidrogennya dan tetap berada di deret utama selama puluhan miliar tahun, sementara bintang super raksasa meninggalkan deret utama dalam waktu beberapa puluh juta (dan ada juga yang hanya beberapa juta) tahun setelah pembentukannya.
Bintang berukuran sedang seperti Matahari tetap berada di deret utama selama rata-rata 10 miliar tahun. Matahari diyakini masih berada di tengah-tengah siklus hidupnya. Begitu sebuah bintang kehabisan hidrogen di intinya, ia meninggalkan deret utama.
Kematangan bintang
Setelah waktu tertentu - dari satu juta hingga puluhan miliar tahun (tergantung pada massa awal) - bintang menghabiskan sumber daya hidrogen di intinya. Pada bintang besar dan panas, hal ini terjadi jauh lebih cepat dibandingkan pada bintang kecil dan lebih dingin. Menipisnya pasokan hidrogen menyebabkan terhentinya reaksi termonuklir.
Tanpa tekanan yang timbul selama reaksi ini dan keseimbangan gravitasi internal dalam tubuh bintang, bintang mulai berkontraksi kembali, seperti yang terjadi sebelumnya pada saat pembentukannya. Suhu dan tekanan meningkat lagi, namun tidak seperti tahap protobintang, kenaikannya jauh lebih tinggi tingkat tinggi. Keruntuhan berlanjut hingga reaksi termonuklir yang melibatkan helium dimulai pada suhu sekitar 100 juta K.
“Pembakaran” materi termonuklir, yang dilanjutkan pada tingkat yang baru, menyebabkan perluasan bintang yang mengerikan. Bintang "membengkak", menjadi sangat "longgar", dan ukurannya bertambah sekitar 100 kali lipat. Beginilah proses pembentukan bintang, dan fase pembakaran helium berlangsung sekitar beberapa juta tahun. Hampir semua raksasa merah adalah bintang variabel.
Tahap akhir evolusi bintang
Bintang tua dengan massa rendah
Saat ini, belum diketahui secara pasti apa yang terjadi pada bintang terang setelah pasokan hidrogen di intinya habis. Karena usia Alam Semesta adalah 13,7 miliar tahun, yang tidak cukup untuk menghabiskan pasokan bahan bakar hidrogen di bintang-bintang tersebut, teori-teori modern didasarkan pada simulasi komputer dari proses yang terjadi di bintang-bintang tersebut.
Beberapa bintang hanya dapat mensintesis helium di zona aktif tertentu sehingga menyebabkan ketidakstabilan dan angin bintang yang kuat. Dalam hal ini, pembentukan nebula planet tidak terjadi, dan bintang hanya menguap, menjadi lebih kecil dari katai coklat.
Sebuah bintang dengan massa kurang dari 0,5 matahari tidak mampu mengubah helium bahkan setelah reaksi yang melibatkan hidrogen berhenti di intinya - massa bintang tersebut terlalu kecil untuk menyediakan fase kompresi gravitasi baru hingga tingkat yang cukup untuk “menyala” helium Bintang-bintang ini termasuk katai merah seperti Proxima Centauri, yang memiliki masa hidup deret utama puluhan miliar hingga puluhan triliun tahun. Setelah penghentian reaksi termonuklir di intinya, mereka, secara bertahap mendingin, akan terus mengeluarkan emisi lemah dalam rentang spektrum elektromagnetik inframerah dan gelombang mikro.
Bintang berukuran sedang
Saat bintang mencapai ukuran rata-rata(dari 0,4 hingga 3,4 massa matahari) dari fase raksasa merah, hidrogen habis di intinya, dan reaksi sintesis karbon dari helium dimulai. Proses ini terjadi pada suhu yang lebih tinggi sehingga aliran energi dari inti meningkat dan akibatnya lapisan luar bintang mulai mengembang. Awal dari sintesis karbon menandai panggung baru dalam kehidupan seorang bintang dan berlanjut selama beberapa waktu. Untuk bintang yang ukurannya mirip Matahari, proses ini bisa memakan waktu sekitar satu miliar tahun.
Perubahan jumlah energi yang dipancarkan menyebabkan bintang mengalami periode ketidakstabilan, termasuk perubahan ukuran, suhu permukaan, dan pelepasan energi. Keluaran energi bergeser ke arah radiasi frekuensi rendah. Semua ini disertai dengan meningkatnya hilangnya massa akibat angin bintang yang kuat dan denyut yang intens. Bintang-bintang dalam fase ini disebut "bintang tipe akhir" (juga "bintang pensiunan"), bintang OH-IR, atau bintang mirip Mira, bergantung pada karakteristik pastinya. Gas yang dikeluarkan relatif kaya akan unsur berat yang dihasilkan di bagian dalam bintang, seperti oksigen dan karbon. Gas tersebut membentuk cangkang yang mengembang dan mendingin saat menjauh dari bintang, memungkinkan terbentuknya partikel dan molekul debu. Dengan radiasi infra merah yang kuat dari bintang sumber, kondisi ideal untuk aktivasi maser kosmik terbentuk di cangkang tersebut.
Reaksi pembakaran termonuklir helium sangat sensitif terhadap suhu. Terkadang hal ini menyebabkan ketidakstabilan yang besar. Pulsasi yang kuat muncul, yang sebagai hasilnya memberikan percepatan yang cukup pada lapisan luar untuk terlempar dan berubah menjadi nebula planet. Di tengah nebula semacam itu, inti bintang yang telanjang tetap ada, di mana reaksi termonuklir berhenti, dan saat mendingin, ia berubah menjadi katai putih helium, biasanya memiliki massa dan diameter hingga 0,5-0,6 massa matahari. berdasarkan urutan diameter bumi.
Segera setelah helium menyala, karbon dan oksigen “menyala”; masing-masing peristiwa ini menyebabkan restrukturisasi serius pada tubuh bintang dan pergerakan cepatnya di sepanjang diagram Hertzsprung-Russell. Ukuran atmosfer bintang semakin bertambah, dan ia mulai kehilangan gas dengan cepat dalam bentuk aliran angin bintang yang tersebar. Nasib bagian tengah bintang bergantung sepenuhnya pada massa awalnya - inti bintang dapat mengakhiri evolusinya sebagai:
- (bintang bermassa rendah)
- sebagai bintang neutron (pulsar), jika massa bintang pada tahap evolusi selanjutnya melebihi batas Chandrasekhar
- seperti lubang hitam jika massa bintang melebihi batas Oppenheimer – Volkova
Dalam dua situasi terakhir, evolusi bintang berakhir dengan peristiwa bencana - ledakan supernova.
Sebagian besar bintang, termasuk Matahari, menyelesaikan evolusinya dengan berkontraksi hingga tekanan elektron yang mengalami degenerasi menyeimbangkan gravitasi. Dalam keadaan ini, ketika ukuran bintang mengecil seratus kali lipat, dan kepadatannya menjadi satu juta kali lebih tinggi daripada kepadatan air, bintang tersebut disebut katai putih. Ia kehilangan sumber energi dan, secara bertahap mendingin, menjadi tidak terlihat.
Pada bintang yang lebih masif dari Matahari, tekanan elektron yang mengalami degenerasi tidak dapat menghentikan kompresi lebih lanjut pada inti, dan elektron mulai “ditekan” menjadi inti atom, yang mengubah proton menjadi neutron, yang di antaranya tidak terdapat gaya tolak menolak elektrostatis. Neutronisasi materi ini mengarah pada fakta bahwa ukuran bintang, yang sekarang merupakan satu inti atom yang sangat besar, diukur dalam beberapa kilometer, dan kepadatannya 100 juta kali lebih tinggi daripada kepadatan air. Objek seperti ini disebut bintang neutron; kesetimbangannya dipertahankan oleh tekanan materi neutron yang mengalami degenerasi.
Bintang supermasif
Setelah sebuah bintang dengan massa lebih besar dari lima massa matahari memasuki tahap superraksasa merah, intinya mulai menyusut karena pengaruh gravitasi. Ketika kompresi meningkat, suhu dan kepadatan meningkat, dan urutan baru reaksi termonuklir. Dalam reaksi seperti itu, unsur-unsur yang semakin berat disintesis: helium, karbon, oksigen, silikon, dan besi, yang untuk sementara menahan keruntuhan inti.
Akibatnya, seiring dengan terbentuknya unsur-unsur yang semakin berat dalam Tabel Periodik, besi-56 disintesis dari silikon. Pada tahap ini, fusi termonuklir eksotermik lebih lanjut menjadi tidak mungkin, karena inti besi-56 memiliki cacat massa maksimum dan pembentukan inti yang lebih berat dengan pelepasan energi tidak mungkin dilakukan. Oleh karena itu, ketika inti besi suatu bintang mencapai ukuran tertentu, tekanan di dalamnya tidak lagi mampu menahan berat lapisan di atasnya bintang, dan keruntuhan inti segera terjadi dengan neutronisasi materinya.
Semburan neutrino yang kuat dan medan magnet yang berputar mendorong keluar sebagian besar materi yang dikumpulkan oleh bintang - yang disebut unsur penyemaian, termasuk besi dan unsur ringan. Materi hamburan dibombardir oleh neutron yang keluar dari inti bintang, menangkapnya dan dengan demikian menciptakan sekumpulan unsur yang lebih berat dari besi, termasuk unsur radioaktif, hingga uranium (dan mungkin bahkan kalifornium). Jadi, ledakan supernova menjelaskan keberadaan unsur-unsur yang lebih berat daripada besi dalam materi antarbintang, tetapi ini bukan satu-satunya cara pembentukannya, yang misalnya ditunjukkan oleh bintang teknetium.
Gelombang ledakan dan pancaran neutrino membawa materi menjauh dari bintang yang sekarat ke ruang antarbintang. Selanjutnya, saat mendingin dan bergerak melintasi ruang angkasa, material supernova ini dapat bertabrakan dengan “penyelamatan” kosmik lainnya dan, mungkin, berpartisipasi dalam pembentukan bintang, planet, atau satelit baru.
Proses-proses yang terjadi pada masa terbentuknya supernova masih terus dipelajari, dan hingga saat ini belum ada kejelasan mengenai masalah tersebut. Yang juga dipertanyakan adalah apa yang sebenarnya tersisa dari bintang aslinya. Namun, ada dua pilihan yang sedang dipertimbangkan: bintang neutron dan lubang hitam.
Bintang neutron
Diketahui bahwa dalam beberapa supernova, gravitasi yang kuat di kedalaman supergiant memaksa elektron diserap oleh inti atom, tempat elektron tersebut bergabung dengan proton untuk membentuk neutron. Proses ini disebut neutronisasi. Gaya elektromagnetik yang memisahkan inti di dekatnya menghilang. Inti bintang sekarang berupa bola padat yang terdiri dari inti atom dan neutron individu. 
Bintang-bintang seperti itu, yang dikenal sebagai bintang neutron, berukuran sangat kecil - tidak lebih dari ukuran kota besar - dan memiliki kepadatan yang sangat tinggi. Periode orbitnya menjadi sangat pendek seiring dengan mengecilnya ukuran bintang (karena kekekalan momentum sudut). Beberapa bintang neutron berputar 600 kali per detik. Untuk beberapa di antaranya, sudut antara vektor radiasi dan sumbu rotasi mungkin sedemikian rupa sehingga Bumi jatuh ke dalam kerucut yang dibentuk oleh radiasi ini; dalam hal ini, dimungkinkan untuk mendeteksi pulsa radiasi yang berulang pada interval waktu tertentu, sama dengan periodenya sirkulasi bintang. Bintang neutron semacam itu disebut “pulsar” dan menjadi bintang neutron pertama yang ditemukan.
Lubang hitam
Tidak semua bintang yang telah melalui fase ledakan supernova menjadi bintang neutron. Jika suatu bintang mempunyai massa yang cukup besar, maka keruntuhan bintang tersebut akan terus berlanjut, dan neutron-neutron itu sendiri akan mulai jatuh ke dalam hingga jari-jarinya menjadi. kurang dari radius Schwarzschild. Setelah itu, bintang tersebut menjadi lubang hitam.
Keberadaan lubang hitam telah diprediksi teori umum relativitas. Menurut teori ini, materi dan informasi tidak dapat meninggalkan lubang hitam dalam kondisi apapun. Namun demikian, efek kuantum, mungkin menghindarinya, misalnya dalam bentuk radiasi Hawking. Masih ada sejumlah pertanyaan terbuka. Khususnya, hingga saat ini, pertanyaan utama yang masih belum terjawab: “Apakah ada lubang hitam?” Lagi pula, untuk mengatakan dengan pasti bahwa suatu objek adalah lubang hitam, kita perlu mengamati cakrawala peristiwanya. Hal ini tidak mungkin dilakukan hanya berdasarkan definisi cakrawala, namun dengan menggunakan interferometri radio garis dasar yang sangat panjang, metrik di dekat suatu objek dapat ditentukan berdasarkan pergerakan gas di sana, dan juga untuk mendeteksi variabilitas skala milidetik yang cepat untuk massa bintang. lubang hitam. Sifat-sifat ini, yang diamati pada suatu objek, harus secara meyakinkan membuktikan bahwa objek yang diamati adalah lubang hitam.
Saat ini, lubang hitam hanya dapat diakses melalui observasi tidak langsung. Jadi, dengan mengamati luminositas inti galaksi aktif, seseorang dapat memperkirakan massa benda tempat terjadinya akresi. Selain itu, massa suatu benda dapat diperkirakan dari kurva rotasi galaksi atau dari frekuensi rotasi bintang yang dekat dengan objek tersebut, dengan menggunakan teorema virial. Pilihan lainnya adalah dengan mengamati profil garis emisi gas dari wilayah pusat galaksi aktif, yang memungkinkan untuk mengetahui kecepatan rotasinya yang mencapai puluhan ribu kilometer per detik dalam blazar. Bagi banyak galaksi, massa pusatnya terlalu besar untuk objek apa pun selain objek supermasif. lubang hitam. Terdapat objek dengan pertambahan materi yang jelas, tetapi tidak ada radiasi spesifik yang disebabkan oleh gelombang kejut yang teramati. Dari sini kita dapat menyimpulkan bahwa pertambahan tidak berhenti permukaan keras bintang, tetapi hanya masuk ke daerah dengan pergeseran merah gravitasi yang sangat besar, di mana, menurut ide-ide modern dan menurut data (2009), tidak mungkin ada objek diam selain lubang hitam.
Evolusi bintang adalah perubahan karakteristik fisik, struktur internal, dan komposisi kimia bintang dari waktu ke waktu. Teori modern evolusi bintang dapat menjelaskannya kemajuan umum perkembangan bintang sesuai dengan data pengamatan astronomi. Jalannya evolusi bintang bergantung pada massa dan komposisi kimia awalnya. Bintang generasi pertama terbentuk dari materi, yang komposisinya ditentukan oleh kondisi kosmologis (sekitar 70% hidrogen, 30% helium, sedikit campuran deuterium dan litium). Selama evolusi bintang generasi pertama, elemen berat, yang terlempar ke ruang antarbintang sebagai akibat keluarnya materi dari bintang atau selama ledakan bintang. Bintang generasi berikutnya terbentuk dari materi yang mengandung 3–4% unsur berat.
Kelahiran bintang merupakan terbentuknya suatu benda yang radiasinya didukung oleh sumber energinya sendiri. Proses pembentukan bintang berlangsung terus menerus dan berlanjut hingga saat ini.
Untuk menjelaskan struktur megaworld, hal terpenting adalah interaksi gravitasi. Dalam nebula gas dan debu, di bawah pengaruh gaya gravitasi, ketidakhomogenan yang tidak stabil terbentuk, yang menyebabkan materi difus terpecah menjadi serangkaian kondensasi. Jika kondensasi tersebut bertahan cukup lama, lama kelamaan mereka akan berubah menjadi bintang. Penting untuk dicatat bahwa proses kelahirannya bukanlah sebuah bintang individual, melainkan asosiasi bintang. Terbentuk badan gas saling tarik menarik, namun belum tentu menyatu menjadi satu tubuh besar. Mereka biasanya mulai berputar relatif satu sama lain, dan kekuatan sentrifugal Gerakan ini melawan kekuatan tarik-menarik yang mengarah pada konsentrasi lebih lanjut.
Bintang muda adalah bintang yang masih dalam tahap kompresi gravitasi awal. Suhu di pusat bintang-bintang tersebut belum cukup untuk terjadinya reaksi termonuklir. Cahaya bintang hanya terjadi karena konversi energi gravitasi menjadi panas. Kompresi gravitasi adalah tahap pertama dalam evolusi bintang. Hal ini menyebabkan pemanasan zona pusat bintang hingga suhu di mana reaksi termonuklir dimulai (10 – 15 juta K) – transformasi hidrogen menjadi helium.
Energi luar biasa besar yang dipancarkan bintang dihasilkan dari proses nuklir yang terjadi di dalam bintang. Energi yang dihasilkan di dalam bintang memungkinkannya memancarkan cahaya dan panas selama jutaan dan miliaran tahun. Untuk pertama kalinya, asumsi bahwa sumber energi bintang adalah reaksi termonuklir sintesis helium dari hidrogen dikemukakan pada tahun 1920 oleh ahli astrofisika Inggris A.S. Di bagian dalam bintang, terdapat dua jenis reaksi termonuklir yang melibatkan hidrogen, yang disebut siklus hidrogen (proton-proton) dan karbon (karbon-nitrogen). Dalam kasus pertama, hanya hidrogen yang diperlukan agar reaksi dapat terjadi; dalam kasus kedua, keberadaan karbon juga diperlukan, yang berfungsi sebagai katalis. Bahan awal Proton digunakan, dari mana inti helium terbentuk sebagai hasil fusi nuklir.
Karena transformasi empat proton menjadi inti helium menghasilkan dua neutrino, 1,8∙10 38 neutrino dihasilkan setiap detik di kedalaman Matahari. Neutrino berinteraksi lemah dengan materi dan memiliki daya tembus yang besar. Setelah melewati materi matahari yang sangat tebal, neutrino menyimpan semua informasi yang mereka terima dalam reaksi termonuklir di kedalaman Matahari. Kerapatan fluks neutrino matahari yang jatuh di permukaan bumi adalah 6,6∙10 10 neutrino per 1 cm 2 per 1 s. Mengukur aliran neutrino yang jatuh di Bumi memungkinkan untuk menilai proses yang terjadi di dalam Matahari.
Jadi, sumber energi bagi sebagian besar bintang adalah reaksi termonuklir hidrogen zona tengah bintang. Akibat reaksi termonuklir, terjadi aliran energi keluar dalam bentuk radiasi pada rentang frekuensi yang luas (panjang gelombang). Interaksi antara radiasi dan materi menghasilkan keadaan keseimbangan yang stabil: tekanan radiasi yang keluar diseimbangkan dengan tekanan gravitasi. Kompresi lebih lanjut dari bintang berhenti sementara jumlah yang cukup energi. Keadaan ini cukup stabil, dan ukuran bintang tetap konstan. Hidrogen adalah komponen utama materi kosmik dan jenis bahan bakar nuklir terpenting. Cadangan hidrogen bintang ini bertahan selama miliaran tahun. Hal ini menjelaskan mengapa bintang sangat stabil waktu yang lama. Sampai semua hidrogen di zona pusat terbakar, sifat-sifat bintang hanya sedikit berubah.
Bidang pembakaran hidrogen di zona tengah bintang membentuk inti helium. Reaksi hidrogen terus terjadi, namun hanya pada lapisan tipis dekat permukaan inti. Reaksi nuklir berpindah ke pinggiran bintang. Struktur bintang pada tahap ini digambarkan oleh model dengan sumber energi berlapis. Inti yang terbakar mulai menyusut, dan kulit terluar mulai mengembang. Cangkangnya membengkak hingga ukuran kolosal, suhu luar menjadi rendah. Bintang memasuki tahap raksasa merah. Mulai saat ini, kehidupan sang bintang mulai menurun. Raksasa merah berbeda suhu rendah dan ukuran besar (dari 10 hingga 1000 R c). Kepadatan rata-rata zat di dalamnya tidak mencapai 0,001 g/cm 3 . Luminositasnya ratusan kali lebih tinggi daripada luminositas Matahari, namun suhunya jauh lebih rendah (sekitar 3000 - 4000 K).
Dipercayai bahwa Matahari kita, ketika bertransisi ke tahap raksasa merah, dapat membesar sedemikian rupa sehingga memenuhi orbit Merkurius. Benar, Matahari akan menjadi raksasa merah dalam 8 miliar tahun.
Raksasa merah dicirikan oleh suhu luar yang rendah, tetapi suhu dalam yang sangat tinggi. Seiring peningkatannya, inti yang semakin berat dimasukkan dalam reaksi termonuklir. Pada suhu 150 juta K, reaksi helium dimulai, yang tidak hanya merupakan sumber energi, tetapi juga sintesis unsur-unsur kimia yang lebih berat dilakukan. Setelah pembentukan karbon di inti helium bintang, reaksi berikut mungkin terjadi:
Perlu dicatat bahwa sintesis inti yang lebih berat berikutnya membutuhkan lebih banyak lagi energi tinggi. Pada saat magnesium terbentuk, seluruh helium di inti bintang telah habis, dan agar reaksi nuklir lebih lanjut dapat terjadi, bintang harus berkontraksi kembali dan suhunya meningkat. Namun, hal ini tidak mungkin dilakukan untuk semua bintang, hanya untuk bintang besar yang massanya melebihi massa Matahari lebih dari 1,4 kali (yang disebut batas Chandrasekhar). Pada bintang bermassa lebih rendah, reaksi berakhir pada tahap pembentukan magnesium. Pada bintang yang massanya melebihi batas Chandrasekhar, akibat kompresi gravitasi, suhunya naik hingga 2 miliar derajat, reaksi berlanjut, membentuk unsur yang lebih berat - hingga besi. Unsur yang lebih berat dari besi terbentuk ketika bintang meledak.
Akibat peningkatan tekanan, denyut, dan proses lainnya, raksasa merah terus menerus kehilangan materi, yang terlempar ke ruang antarbintang dalam bentuk angin bintang. Ketika sumber energi termonuklir internal benar-benar habis, nasib selanjutnya sebuah bintang bergantung pada massanya.
Dengan massa kurang dari 1,4 massa matahari, bintang tersebut masuk ke dalam keadaan stabil dengan kepadatan yang sangat tinggi (ratusan ton per 1 cm 3). Bintang seperti ini disebut katai putih. Dalam proses mengubah raksasa merah menjadi katai putih, suatu ras dapat melepaskan lapisan luarnya seperti cangkang cahaya, sehingga intinya terlihat. Cangkang gas bersinar terang di bawah pengaruh radiasi kuat dari bintang. Beginilah cara nebula planet terbentuk. Pada kepadatan materi yang tinggi di dalam katai putih cangkang elektronik atom dihancurkan, dan materi bintang adalah plasma inti elektron, dan komponen elektroniknya mengalami degenerasi gas elektron. Katai putih berada dalam keadaan setimbang karena persamaan gaya antara gravitasi (faktor kompresi) dan tekanan gas yang mengalami degenerasi di dalam perut bintang (faktor ekspansi). Katai putih bisa ada selama miliaran tahun.
Cadangan termal bintang secara bertahap habis, bintang mendingin secara perlahan, yang disertai dengan pelepasan selubung bintang ke ruang antarbintang. Bintang berangsur-angsur berubah warna dari putih menjadi kuning, lalu menjadi merah, akhirnya berhenti memancarkan cahaya, menjadi benda kecil tak bernyawa, mati. bintang dingin, yang dimensinya lebih kecil dari ukuran Bumi, dan massanya sebanding dengan massa Matahari. Kepadatan bintang seperti itu miliaran kali lipat kepadatan lebih banyak air. Bintang seperti ini disebut katai hitam. Beginilah cara sebagian besar bintang mengakhiri keberadaannya.
Ketika massa bintang lebih dari 1,4 massa matahari, keadaan stasioner bintang tersebut adalah tanpa sumber internal energi menjadi mustahil, karena tekanan di dalam bintang tidak dapat menyeimbangkan gaya gravitasi. Keruntuhan gravitasi dimulai - kompresi materi menuju pusat bintang di bawah pengaruh gaya gravitasi.
Jika tolakan partikel dan penyebab lain menghentikan keruntuhan, maka terjadi ledakan dahsyat ─ ledakan supernova dengan pelepasan sebagian besar materi ke ruang sekitarnya dan pembentukan nebula gas. Nama tersebut diusulkan oleh F. Zwicky pada tahun 1934. Ledakan supernova adalah salah satu tahap peralihan dalam evolusi bintang sebelum berubah menjadi katai putih, bintang neutron, atau lubang hitam. Pada saat terjadi ledakan, energi yang dilepaskan sebesar 10 43 ─ 10 44 J dengan daya radiasi 10 34 W. Dalam hal ini, kecerahan bintang meningkat puluhan magnitudo dalam beberapa hari. Luminositas supernova bisa melebihi luminositas seluruh galaksi tempat ia meledak.
Nebula gas yang terbentuk selama ledakan supernova sebagian terdiri dari unsur-unsur yang dikeluarkan oleh ledakan tersebut. lapisan atas bintang, dan sebagian dari materi antarbintang, dipadatkan dan dipanaskan oleh produk hamburan ledakan. Nebula gas paling terkenal adalah Nebula Kepiting di konstelasi Taurus - sisa supernova tahun 1054. Sisa-sisa supernova muda mengembang dengan kecepatan 10-20 ribu km/s. Tabrakan cangkang yang mengembang dengan gas antarbintang yang tidak bergerak menghasilkan gelombang kejut yang memanaskan gas hingga jutaan Kelvin dan menjadi sumber radiasi sinar-X. Perambatan gelombang kejut dalam gas menyebabkan munculnya partikel bermuatan cepat ( sinar kosmik), yang bergerak dalam medan magnet antarbintang yang dikompresi dan diperkuat oleh gelombang yang sama, memancarkan jangkauan radio.
Para astronom mencatat ledakan supernova pada tahun 1054, 1572, 1604. Pada tahun 1885, supernova diamati di nebula Andromeda. Kecemerlangannya melebihi kecemerlangan seluruh Galaksi dan ternyata 4 miliar kali lebih kuat dari kecemerlangan Matahari.
Pada tahun 1980, lebih dari 500 ledakan supernova telah ditemukan, namun tidak ada satu pun ledakan supernova yang teramati di Galaksi kita. Ahli astrofisika telah menghitung bahwa di Galaksi kita, supernova meledak dengan jangka waktu 10 juta tahun di sekitar Matahari. Rata-rata ledakan supernova terjadi di Metagalaxy setiap 30 tahun sekali.
Dosis radiasi kosmik di Bumi bisa melebihi tingkat normal sebanyak 7000 kali lipat. Hal ini akan menyebabkan mutasi serius pada organisme hidup di planet kita. Beberapa ilmuwan menjelaskan kematian mendadak dinosaurus seperti ini.
Sebagian massa supernova yang meledak mungkin tetap berbentuk benda super padat - bintang neutron atau lubang hitam. Massa bintang neutron adalah (1,4 – 3) M s, diameternya sekitar 10 km. Massa jenis bintang neutron sangat tinggi, lebih tinggi dari massa jenis inti atom ─ 10 15 g/cm 3 . Dengan meningkatnya kompresi dan tekanan, reaksi penyerapan elektron oleh proton menjadi mungkin 
Akibatnya, seluruh materi bintang akan terdiri dari neutron. Neutronisasi sebuah bintang disertai dengan ledakan radiasi neutrino yang kuat. Selama ledakan supernova SN1987A, durasi ledakan neutrino adalah 10 detik, dan energi yang dibawa oleh semua neutrino mencapai 3∙10 46 J. Suhu bintang neutron mencapai 1 miliar K. Bintang neutron mendingin dengan sangat cepat, luminositasnya melemah. Namun mereka memancarkan gelombang radio secara intens dalam kerucut sempit searah sumbu magnet. Bintang yang sumbu magnetnya tidak berimpit dengan sumbu rotasinya dicirikan oleh pancaran radio berupa pulsa yang berulang. Itu sebabnya bintang neutron disebut pulsar. Pulsar pertama ditemukan pada tahun 1967. Frekuensi denyut radiasi, ditentukan oleh kecepatan putaran pulsar, berkisar antara 2 hingga 200 Hz, yang menunjukkan ukurannya yang kecil. Misalnya pulsar di Nebula Kepiting memiliki periode emisi pulsa 0,03 detik. Ratusan bintang neutron saat ini diketahui. Sebuah bintang neutron mungkin muncul sebagai akibat dari apa yang disebut “keruntuhan diam-diam”. Jika katai putih memasuki sistem biner bintang-bintang yang letaknya berdekatan, maka fenomena akresi terjadi ketika materi dari bintang tetangga mengalir ke katai putih. Massa katai putih bertambah dan pada titik tertentu melebihi batas Chandrasekhar. Katai putih berubah menjadi bintang neutron.
Jika massa akhir katai putih melebihi 3 massa matahari, maka keadaan neutron yang mengalami degenerasi tidak stabil dan kontraksi gravitasi terus berlanjut hingga terbentuknya suatu benda yang disebut lubang hitam. Istilah “lubang hitam” diperkenalkan oleh J. Wheeler pada tahun 1968. Namun gagasan tentang benda semacam itu muncul beberapa abad sebelumnya, setelah ditemukannya hukum gravitasi universal oleh I. Newton pada tahun 1687. Pada tahun 1783, J. Mitchell mengemukakan bahwa bintang gelap pasti ada di alam, yang medan gravitasinya begitu kuat sehingga cahaya tidak dapat lepas darinya. Pada tahun 1798, gagasan yang sama diungkapkan oleh P. Laplace. Pada tahun 1916, fisikawan Schwarzschild, ketika memecahkan persamaan Einstein, sampai pada kesimpulan tentang kemungkinan adanya benda dengan sifat yang tidak biasa, yang kemudian disebut lubang hitam. Lubang hitam adalah wilayah ruang yang medan gravitasinya begitu kuat hingga satu detik kecepatan melarikan diri untuk benda yang terletak di daerah ini harus melebihi kecepatan cahaya, yaitu. Tidak ada yang bisa terbang keluar dari lubang hitam - baik partikel maupun radiasi. Sesuai dengan teori relativitas umum, ukuran karakteristik lubang hitam ditentukan oleh jari-jari gravitasi: R g =2GM/c 2, dengan M adalah massa benda, c adalah kecepatan cahaya dalam ruang hampa, G adalah konstanta gravitasi. Jari-jari gravitasi bumi 9 mm, matahari 3 km. Batas wilayah di mana cahaya tidak dapat lolos disebut cakrawala peristiwa lubang hitam. Lubang hitam yang berotasi memiliki radius cakrawala peristiwa yang lebih kecil. radius gravitasi. Yang menarik adalah kemungkinan lubang hitam menangkap benda-benda yang datang dari jarak tak terhingga.
Teori tersebut mengakui adanya lubang hitam bermassa 3–50 massa matahari, terbentuk pada tahap akhir evolusi bintang masif bermassa lebih dari 3 massa matahari, lubang hitam supermasif di inti galaksi berbobot jutaan dan miliaran massa matahari, lubang hitam primer (peninggalan) terbentuk pada tahap awal evolusi Alam Semesta. Peninggalan lubang hitam dengan berat lebih dari 10 15 g (massa gunung tengah di Bumi) karena mekanisme penguapan kuantum lubang hitam yang dikemukakan oleh S.W.
Para astronom mendeteksi lubang hitam dengan kuat radiasi sinar-X. Contoh bintang jenis ini adalah sumber sinar-X kuat Cygnus X-1, yang massanya melebihi 10 M s. Lubang hitam sering kali muncul pada biner sinar-X sistem bintang Oh. Lusinan lubang hitam bermassa bintang telah ditemukan dalam sistem tersebut (m lubang hitam = 4-15 M s). Berdasarkan efek pelensaan gravitasi, beberapa lubang hitam tunggal bermassa bintang telah ditemukan (m lubang hitam = 6-8 M s). Jika ketat bintang ganda fenomena akresi diamati - aliran plasma dari permukaan bintang biasa di bawah pengaruh gaya gravitasi ke lubang hitam. Materi yang mengalir ke dalam lubang hitam mempunyai momentum sudut. Oleh karena itu, plasma membentuk piringan berputar di sekitar lubang hitam. Suhu gas dalam piringan berputar ini bisa mencapai 10 juta derajat. Pada suhu ini gas memancarkan sinar-X. Dari radiasi ini dimungkinkan untuk menentukan keberadaannya tempat ini lubang hitam.
Yang menarik adalah lubang hitam supermasif di inti galaksi. Berdasarkan studi citra sinar-X pusat Galaksi kita yang diperoleh dengan menggunakan satelit CHANDRA, telah diketahui keberadaan lubang hitam supermasif yang massanya 4 juta kali massa Matahari. Sebagai hasil penelitian terbaru, para astronom Amerika telah menemukan lubang hitam superberat unik yang terletak di pusat galaksi yang sangat jauh, yang massanya 10 miliar kali massa Matahari. Untuk mencapai ukuran dan kepadatan yang luar biasa besarnya, lubang hitam harus terbentuk selama miliaran tahun, terus-menerus menarik dan menyerap materi. Para ilmuwan memperkirakan usianya 12,7 miliar tahun, mis. itu mulai terbentuk sekitar satu miliar tahun setelahnya ledakan besar. Hingga saat ini, lebih dari 250 lubang hitam supermasif telah ditemukan di inti galaksi (m lubang hitam = (10 6 – 10 9) M s).
Terkait erat dengan evolusi bintang adalah pertanyaan tentang asal usul unsur kimia. Jika hidrogen dan helium adalah unsur yang tersisa dari tahap awal evolusi Alam Semesta yang mengembang, maka unsur kimia yang lebih berat hanya dapat terbentuk di kedalaman bintang melalui reaksi termonuklir. Di dalam bintang, reaksi termonuklir dapat menghasilkan hingga 30 unsur kimia (termasuk besi).
Berdasarkan keadaan fisiknya, bintang dibedakan menjadi normal dan merosot. Yang pertama sebagian besar terdiri dari materi berdensitas rendah; reaksi fusi termonuklir terjadi di kedalamannya. Bintang-bintang yang mengalami degenerasi termasuk bintang katai putih dan bintang neutron; mereka mewakili tahap akhir evolusi bintang. Reaksi fusi di dalamnya telah berakhir, dan keseimbangan dipertahankan oleh efek mekanika kuantum dari fermion yang mengalami degenerasi: elektron pada katai putih dan neutron pada bintang neutron. Katai putih, bintang neutron, dan lubang hitam bersatu nama umum"sisa-sisa kompak".
Pada akhir evolusi, bergantung pada massanya, bintang akan meledak atau secara lebih diam-diam membuang materi yang telah diperkaya dengan unsur kimia berat. Dalam hal ini, unsur-unsur sisa tabel periodik terbentuk. Dari diperkaya dengan unsur berat medium antarbintang generasi bintang berikutnya terbentuk. Misalnya, Matahari merupakan bintang generasi kedua, terbentuk dari materi yang sudah ada di dalam perut bintang dan diperkaya dengan unsur-unsur berat. Oleh karena itu, usia bintang dapat dinilai berdasarkan komposisi kimianya, yang ditentukan melalui analisis spektral.
Masing-masing dari kita pernah melihat langit berbintang setidaknya sekali dalam hidup kita. Seseorang melihat keindahan ini, mengalami perasaan romantis, yang lain mencoba memahami dari mana semua keindahan ini berasal. Kehidupan di luar angkasa, tidak seperti kehidupan di planet kita, mengalir dengan kecepatan berbeda. Waktu di luar angkasa hidup dalam kategorinya sendiri; jarak dan ukuran di Alam Semesta sangatlah besar. Kita jarang memikirkan fakta bahwa evolusi galaksi dan bintang terus terjadi di depan mata kita. Setiap benda di ruang angkasa yang luas merupakan hasil proses fisik tertentu. Galaksi, bintang, dan bahkan planet memiliki fase perkembangan utama.
Planet kita dan kita semua bergantung pada bintang kita. Berapa lama Matahari akan menyenangkan kita dengan kehangatannya, memberikan kehidupan ke Tata Surya? Apa yang menanti kita di masa depan setelah jutaan dan milyaran tahun? Dalam hal ini, menarik untuk mempelajari lebih lanjut tentang tahapan evolusi objek astronomi, dari mana asal bintang, dan bagaimana kehidupan benda-benda indah di langit malam ini berakhir.
Asal usul, kelahiran dan evolusi bintang
Evolusi bintang dan planet yang menghuni galaksi Bima Sakti kita dan seluruh Alam Semesta, sebagian besar, telah dipelajari dengan baik. Di luar angkasa, hukum fisika tidak tergoyahkan dan membantu memahami asal usul benda luar angkasa. Dalam hal ini, teori Big Bang biasanya mengandalkan teori Big Bang yang kini menjadi doktrin dominan tentang proses asal usul alam semesta. Peristiwa yang mengguncang alam semesta dan menyebabkan terbentuknya alam semesta, menurut standar kosmik, berlangsung sangat cepat. Bagi kosmos, momen berlalu dari kelahiran sebuah bintang hingga kematiannya. Jarak yang sangat jauh menciptakan ilusi keteguhan Alam Semesta. Sebuah bintang yang menyala di kejauhan menyinari kita selama miliaran tahun, dan pada saat itu bintang tersebut mungkin sudah tidak ada lagi.
Teori evolusi galaksi dan bintang merupakan pengembangan dari teori Big Bang. Doktrin kelahiran bintang dan munculnya sistem bintang dibedakan berdasarkan skala kejadian dan jangka waktu, yang, tidak seperti Alam Semesta secara keseluruhan, dapat diamati. sarana modern sains.
Mempelajari siklus hidup bintang menggunakan contoh tokoh terdekat dengan kita. Matahari adalah salah satu dari ratusan triliun bintang yang ada dalam jangkauan penglihatan kita. Selain itu, jarak Bumi ke Matahari (150 juta km) menyediakan peluang unik mempelajari objek tersebut tanpa meninggalkan tata surya. Informasi yang diperoleh akan memungkinkan kita untuk memahami secara rinci bagaimana struktur bintang-bintang lain, seberapa cepat sumber panas raksasa ini habis, apa saja tahapan perkembangan sebuah bintang, dan apa yang akan menjadi akhir dari kehidupan cemerlang ini - tenang dan redup atau berkilau, mudah meledak.
Setelah Big Bang partikel kecil membentuk awan antarbintang, yang menjadi “rumah sakit bersalin” bagi triliunan bintang. Merupakan ciri khas bahwa semua bintang lahir pada waktu yang sama sebagai akibat dari kompresi dan ekspansi. Kompresi di awan gas kosmik terjadi di bawah pengaruh gravitasinya sendiri dan proses serupa di bintang-bintang baru di sekitarnya. Ekspansi tersebut disebabkan oleh tekanan internal gas antarbintang dan pengaruh medan magnet di dalam awan gas. Pada saat yang sama, awan berputar bebas di sekitar pusat massanya.
Awan gas yang terbentuk setelah ledakan terdiri dari 98% atom dan molekul hidrogen dan helium. Hanya 2% dari massa ini yang terdiri dari debu dan partikel mikroskopis padat. Sebelumnya diyakini bahwa di pusat bintang mana pun terdapat inti besi, yang dipanaskan hingga suhu satu juta derajat. Aspek inilah yang menjelaskan massa raksasa sebuah bintang.
Dalam konfrontasi kekuatan fisik gaya kompresi berlaku, karena cahaya yang dihasilkan dari pelepasan energi tidak menembus ke dalam awan gas. Cahaya, bersama dengan sebagian energi yang dilepaskan, menyebar ke luar, menciptakan suhu di bawah nol derajat dan zona tekanan rendah di dalam akumulasi gas yang padat. Berada dalam keadaan ini, gas kosmik berkontraksi dengan cepat, pengaruh gaya tarik gravitasi mengarah pada fakta bahwa partikel mulai membentuk materi bintang. Ketika akumulasi gas padat, kompresi yang intens menyebabkan pembentukan gugus bintang. Ketika ukuran awan gas kecil, kompresi menyebabkan terbentuknya bintang tunggal.
Penjelasan singkat tentang apa yang terjadi adalah bahwa bintang masa depan melewati dua tahap - kompresi cepat dan lambat hingga menjadi protobintang. Dalam bahasa yang sederhana dan mudah dipahami, kompresi cepat adalah jatuhnya materi bintang menuju pusat protobintang. Kompresi lambat terjadi dengan latar belakang terbentuknya pusat protobintang. Selama ratusan ribu tahun berikutnya, formasi baru tersebut menyusut ukurannya, dan kepadatannya meningkat jutaan kali lipat. Lambat laun protobintang menjadi buram karena kepadatan tinggi materi bintang, dan kompresi yang sedang berlangsung memicu mekanisme reaksi internal. Peningkatan tekanan dan suhu internal menyebabkan terbentuknya pusat gravitasi bintang masa depan itu sendiri.
Protobintang tetap dalam keadaan ini selama jutaan tahun, perlahan-lahan mengeluarkan panas dan secara bertahap menyusut, mengecil ukurannya. Akibatnya, kontur bintang baru muncul, dan massa jenis materinya menjadi sebanding dengan massa jenis air.
Rata-rata massa jenis bintang kita adalah 1,4 kg/cm3 - hampir sama dengan massa jenis air di Laut Mati yang asin. Di pusatnya, Matahari memiliki massa jenis 100 kg/cm3. Materi bintang tidak ada di dalamnya keadaan cair, tetapi ada dalam bentuk plasma.
Di bawah pengaruh tekanan dan suhu yang sangat besar sekitar 100 juta K, reaksi termonuklir dari siklus hidrogen dimulai. Kompresi berhenti, massa benda bertambah ketika energi gravitasi diubah menjadi pembakaran termonuklir hidrogen. Mulai saat ini, bintang baru, yang memancarkan energi, mulai kehilangan massa.
Versi pembentukan bintang yang dijelaskan di atas hanyalah diagram primitif yang menjelaskan tahap awal evolusi dan kelahiran bintang. Saat ini, proses seperti itu di galaksi kita dan di seluruh Alam Semesta praktis tidak terlihat karena semakin menipisnya material bintang. Sepanjang sejarah pengamatan Galaksi kita, hanya kemunculan bintang-bintang baru yang terisolasi yang tercatat. Dalam skala Alam Semesta, angka ini bisa meningkat ratusan hingga ribuan kali lipat.
Hampir sepanjang hidup mereka, protobintang tersembunyi dari mata manusia oleh cangkang berdebu. Radiasi dari inti hanya dapat diamati melalui inframerah, yang merupakan satu-satunya cara untuk melihat kelahiran sebuah bintang. Misalnya, di Nebula Orion pada tahun 1967, ahli astrofisika menemukan dalam jangkauan inframerah bintang baru, suhu radiasinya 700 derajat Kelvin. Belakangan, ternyata tempat lahirnya protobintang adalah sumber kompak yang tidak hanya ada di galaksi kita, tapi juga di penjuru lain alam semesta. Di samping itu radiasi infra merah Tempat lahirnya bintang-bintang baru ditandai dengan sinyal radio yang kuat.
Proses mempelajari dan evolusi bintang
Keseluruhan proses mengetahui bintang dapat dibagi menjadi beberapa tahap. Pada awalnya, Anda harus menentukan jarak ke bintang. Informasi tentang seberapa jauh jarak bintang dari kita dan berapa lama cahaya datang darinya memberikan gambaran tentang apa yang terjadi pada bintang selama ini. Setelah manusia belajar mengukur jarak ke bintang-bintang jauh, menjadi jelas bahwa bintang itu sama dengan matahari, hanya saja ukuran yang berbeda dan dengan nasib yang berbeda. Mengetahui jarak bintang, tingkat cahaya, dan jumlah energi yang dipancarkan dapat digunakan untuk menelusuri proses fusi termonuklir bintang.
Setelah menentukan jarak ke bintang, Anda dapat menggunakan analisis spektral untuk menghitung komposisi kimia bintang serta mengetahui struktur dan umurnya. Berkat munculnya spektograf, para ilmuwan mempunyai kesempatan untuk mempelajari sifat cahaya bintang. Perangkat ini dapat menentukan dan mengukur komposisi gas materi bintang yang dimiliki sebuah bintang tahapan yang berbeda keberadaannya.
Mempelajari analisis spektral energi Matahari dan bintang-bintang lainnya, para ilmuwan sampai pada kesimpulan bahwa evolusi bintang-bintang dan planet-planet mempunyai pengaruh akar yang sama. Semua benda kosmik mempunyai jenis yang sama, komposisi kimia yang serupa dan berasal dari materi yang sama yang muncul akibat Big Bang.
Materi bintang terdiri dari unsur kimia yang sama (bahkan besi) seperti planet kita. Perbedaannya hanya terletak pada jumlah unsur-unsur tertentu dan proses yang terjadi di Matahari dan di dalam permukaan padat bumi. Hal inilah yang membedakan bintang dengan objek lain di Alam Semesta. Asal usul bintang juga harus dipertimbangkan dalam konteks lain disiplin fisik— mekanika kuantum. Menurut teori ini, materi yang mendefinisikan materi bintang terdiri dari atom-atom yang terus membelah dan partikel elementer menciptakan mikrokosmosnya sendiri. Dalam hal ini, struktur, komposisi, struktur, dan evolusi bintang menjadi perhatian. Ternyata, sebagian besar massa bintang kita dan banyak bintang lainnya hanya terdiri dari dua unsur - hidrogen dan helium. Model teoretis, yang menggambarkan struktur bintang, akan memungkinkan kita memahami strukturnya dan perbedaan utama dari benda luar angkasa lainnya.
Ciri utamanya adalah banyak objek di Alam Semesta yang memiliki ukuran dan bentuk tertentu, sedangkan bintang dapat berubah ukuran seiring perkembangannya. Gas panas adalah kombinasi atom-atom yang terikat secara longgar satu sama lain. Jutaan tahun setelah pembentukan bintang, lapisan permukaan materi bintang mulai mendingin. Bintang mengeluarkan sebagian besar energinya ke luar angkasa, ukurannya mengecil atau bertambah. Panas dan energi ditransfer dari bagian dalam bintang ke permukaan, mempengaruhi intensitas radiasi. Dengan kata lain, bintang yang sama masuk periode yang berbeda keberadaannya terlihat berbeda. Proses termonuklir berdasarkan reaksi siklus hidrogen berkontribusi pada transformasi atom hidrogen ringan menjadi unsur yang lebih berat - helium dan karbon. Menurut astrofisikawan dan ilmuwan nuklir, reaksi termonuklir seperti itu adalah yang paling efektif dalam hal jumlah panas yang dihasilkan.
Mengapa fusi termonuklir inti tidak berakhir dengan ledakan reaktor semacam itu? Soalnya gaya medan gravitasi di dalamnya mampu menahan materi bintang dalam volume yang stabil. Dari sini kita dapat menarik kesimpulan yang jelas: bintang mana pun ada tubuh besar, yang mempertahankan ukurannya karena keseimbangan antara gaya gravitasi dan energi reaksi termonuklir. Hasilnya sangat sempurna model alami Merupakan sumber panas yang dapat beroperasi dalam waktu lama. Bentuk kehidupan pertama di Bumi diperkirakan muncul 3 miliar tahun yang lalu. Matahari di masa lalu menghangatkan planet kita sama seperti sekarang. Akibatnya, bintang kita tidak banyak berubah, meskipun skala panas dan energi matahari yang dipancarkan sangat besar - lebih dari 3-4 juta ton setiap detik.
Tidak sulit untuk menghitung berapa berat bintang kita yang hilang selama bertahun-tahun keberadaannya. Ini akan menjadi angka yang sangat besar, namun karena massanya yang sangat besar dan kepadatannya yang tinggi, kerugian sebesar itu pada skala Alam Semesta terlihat tidak signifikan.
Tahapan evolusi bintang
Nasib bintang bergantung pada massa awal bintang dan komposisi kimianya. Meskipun cadangan utama hidrogen terkonsentrasi di inti, bintang tetap berada dalam deret utama. Begitu ada kecenderungan ukuran bintang bertambah, berarti sumber utama fusi termonuklir sudah mengering. Jalur panjang terakhir transformasi benda langit telah dimulai.
Tokoh-tokoh yang terbentuk di Alam Semesta pada awalnya dibagi menjadi tiga jenis yang paling umum:
- bintang normal (katai kuning);
- bintang kerdil;
- bintang raksasa.
Bintang bermassa rendah (katai) perlahan-lahan membakar cadangan hidrogennya dan menjalani hidup dengan cukup tenang.
Bintang-bintang seperti itu merupakan mayoritas di Alam Semesta, dan bintang kita, katai kuning, adalah salah satunya. Dengan bertambahnya usia, katai kuning menjadi raksasa merah atau super raksasa.
Berdasarkan teori asal usul bintang, proses pembentukan bintang di Alam Semesta belum berakhir. Yang paling banyak bintang terang di galaksi kita tidak hanya yang terbesar dibandingkan Matahari, tetapi juga yang termuda. Ahli astrofisika dan astronom menyebut bintang-bintang tersebut sebagai bintang super raksasa berwarna biru. Pada akhirnya, mereka akan mengalami nasib yang sama seperti triliunan bintang lainnya. Yang pertama adalah kelahiran yang cepat, kehidupan yang cemerlang dan bersemangat, setelah itu datanglah masa pembusukan yang lambat. Bintang seukuran Matahari mempunyai siklus hidup yang panjang, berada pada deret utama (di bagian tengahnya).
Dengan menggunakan data massa bintang, kita dapat mengasumsikannya jalur evolusi perkembangan. Ilustrasi yang jelas dari teori ini adalah evolusi bintang kita. Tak ada yang abadi. Sebagai hasil fusi termonuklir, hidrogen diubah menjadi helium, sehingga cadangan aslinya habis dan berkurang. Suatu hari nanti, tidak dalam waktu dekat, cadangan ini akan habis. Dilihat dari fakta bahwa Matahari kita terus bersinar selama lebih dari 5 miliar tahun, tanpa berubah ukurannya, usia dewasa bintang-bintang mungkin masih bertahan kira-kira pada periode yang sama.
Menipisnya cadangan hidrogen akan menyebabkan fakta bahwa, di bawah pengaruh gravitasi, inti matahari akan mulai menyusut dengan cepat. Kepadatan inti akan menjadi sangat tinggi, akibatnya proses termonuklir akan berpindah ke lapisan yang berdekatan dengan inti. Keadaan ini disebut keruntuhan, yang mungkin disebabkan oleh reaksi termonuklir di lapisan atas bintang. Sebagai akibat tekanan tinggi reaksi termonuklir yang melibatkan helium dipicu.
Cadangan hidrogen dan helium di bagian bintang ini akan bertahan selama jutaan tahun. Tidak akan lama lagi menipisnya cadangan hidrogen akan menyebabkan peningkatan intensitas radiasi, peningkatan ukuran cangkang dan ukuran bintang itu sendiri. Akibatnya Matahari kita akan menjadi sangat besar. Jika Anda membayangkan gambar ini puluhan miliar tahun dari sekarang, maka alih-alih piringan terang yang menyilaukan, piringan merah panas berukuran raksasa akan menggantung di langit. Raksasa merah adalah fase alami dalam evolusi sebuah bintang, keadaan transisinya ke dalam kategori bintang variabel.
Akibat transformasi tersebut, jarak Bumi ke Matahari akan semakin mengecil, sehingga Bumi akan jatuh ke dalam zona pengaruh mahkota matahari dan mulai “menggoreng” di dalamnya. Suhu di permukaan planet ini akan meningkat sepuluh kali lipat, yang akan menyebabkan hilangnya atmosfer dan penguapan air. Akibatnya, planet ini akan berubah menjadi gurun berbatu yang tak bernyawa.
Tahap akhir evolusi bintang
Setelah mencapai fase raksasa merah, bintang normal menjadi katai putih karena pengaruh proses gravitasi. Jika massa sebuah bintang kira-kira sama dengan massa Matahari kita, semua proses utama di dalamnya akan berlangsung dengan tenang, tanpa impuls atau reaksi ledakan. Katai putih akan mati dalam waktu yang lama, terbakar habis hingga ke tanah.
Dalam kasus di mana bintang awalnya memiliki massa lebih besar dari 1,4 kali Matahari, katai putih tidak akan menjadi tahap akhir. Dengan massa besar di dalam bintang, proses pemadatan materi bintang menjadi atom, tingkat molekuler. Proton berubah menjadi neutron, kepadatan bintang meningkat, dan ukurannya berkurang dengan cepat.
Bintang neutron yang diketahui ilmu pengetahuan memiliki diameter 10-15 km. Dengan ukuran sekecil itu, bintang neutron memiliki massa yang sangat besar. Satu sentimeter kubik materi bintang bisa berbobot miliaran ton.
Jika kita awalnya berurusan dengan bintang bermassa tinggi, tahap akhir evolusi mengambil bentuk lain. Nasib bintang masif adalah lubang hitam - sebuah objek dengan sifat yang belum dijelajahi dan perilaku yang tidak dapat diprediksi. Massa bintang yang sangat besar berkontribusi pada peningkatan gaya gravitasi, mendorong gaya kompresi. Proses ini tidak dapat dijeda. Kepadatan materi meningkat hingga menjadi tak terbatas, membentuk ruang tunggal (teori relativitas Einstein). Jari-jari bintang seperti itu pada akhirnya akan menjadi sama dengan nol, menjadi lubang hitam di luar angkasa. Akan ada lebih banyak lubang hitam secara signifikan jika bintang masif dan supermasif menempati sebagian besar ruang angkasa.
Perlu dicatat bahwa ketika raksasa merah berubah menjadi bintang neutron atau lubang hitam, alam semesta dapat mengalaminya fenomena unik— kelahiran benda luar angkasa baru.
Kelahiran supernova adalah yang paling mengesankan tahap akhir evolusi bintang. Hukum alam berlaku di sini: lenyapnya keberadaan satu tubuh memunculkan kehidupan baru. Periode siklus seperti kelahiran supernova terutama menyangkut bintang-bintang masif. Cadangan hidrogen yang habis menyebabkan masuknya helium dan karbon dalam proses fusi termonuklir. Akibat reaksi ini, tekanan kembali meningkat, dan inti besi terbentuk di pusat bintang. Di bawah pengaruh gaya gravitasi yang kuat, pusat massa bergeser ke bagian tengah bintang. Inti menjadi sangat berat sehingga tidak mampu menahan gravitasinya sendiri. Akibatnya, perluasan inti yang cepat dimulai, yang menyebabkan ledakan seketika. Kelahiran supernova adalah sebuah ledakan, gelombang kejut kekuatan yang mengerikan, kilatan terang di hamparan luas Alam Semesta.
Perlu dicatat bahwa Matahari kita tidak bintang masif, oleh karena itu, nasib serupa tidak mengancamnya, dan planet kita tidak perlu takut akan akhir seperti itu. Dalam kebanyakan kasus, ledakan supernova terjadi di galaksi jauh, sehingga jarang terdeteksi.
Kesimpulannya
Evolusi bintang adalah proses yang berlangsung selama puluhan miliar tahun. Gagasan kami tentang proses yang terjadi hanyalah model matematika dan fisik, sebuah teori. Waktu duniawi hanyalah sebuah momen dalam siklus waktu besar yang menjadi tempat hidup Alam Semesta kita. Kita hanya bisa mengamati apa yang terjadi miliaran tahun lalu dan membayangkan apa yang mungkin dihadapi generasi mendatang.
Jika Anda memiliki pertanyaan, tinggalkan di komentar di bawah artikel. Kami atau pengunjung kami akan dengan senang hati menjawabnya
