> Siklus hidup sebuah bintang
Keterangan hidup dan mati bintang: tahapan perkembangan dengan foto, awan molekul, protobintang, T Tauri, deret utama, raksasa merah, katai putih.
Segala sesuatu di dunia ini terus berkembang. Setiap siklus dimulai dengan kelahiran, pertumbuhan dan berakhir dengan kematian. Tentu saja, bintang memiliki siklus ini dengan cara yang istimewa. Setidaknya mari kita ingat bahwa kerangka waktunya lebih besar dan diukur dalam jutaan dan miliaran tahun. Selain itu, kematian mereka membawa akibat tertentu. Seperti apa bentuknya siklus hidup bintang?
Siklus hidup pertama sebuah bintang: Awan molekul
Mari kita mulai dengan kelahiran seorang bintang. Bayangkan awan besar gas molekuler dingin yang diam-diam ada di alam semesta tanpa perubahan apa pun. Namun tiba-tiba sebuah supernova meledak tidak jauh darinya atau bertabrakan dengan awan lain. Karena dorongan seperti itu, proses penghancuran diaktifkan. Itu dibagi menjadi bagian-bagian kecil, yang masing-masing ditarik ke dalam dirinya sendiri. Seperti yang sudah Anda pahami, semua grup ini bersiap untuk menjadi bintang. Gravitasi memanaskan suhu, dan momentum yang tersimpan mempertahankan proses rotasi. Diagram di bawah dengan jelas menunjukkan siklus bintang (kehidupan, tahapan perkembangan, pilihan transformasi, dan kematian benda langit dengan foto).
Siklus hidup kedua sebuah bintang: Protobintang
Materi mengembun lebih padat, memanas, dan ditolak oleh keruntuhan gravitasi. Objek seperti itu disebut protobintang, yang di sekelilingnya terbentuk piringan materi. Bagian tersebut tertarik pada suatu benda sehingga massanya bertambah. Puing-puing yang tersisa akan berkelompok dan menciptakan sistem planet. Perkembangan bintang selanjutnya semuanya bergantung pada massa.
Siklus hidup ketiga sebuah bintang: T Taurus
Ketika materi menabrak sebuah bintang, sejumlah besar energi dilepaskan. Panggung bintang baru diberi nama sesuai prototipenya - T Tauri. Ini adalah bintang variabel yang terletak 600 tahun cahaya (dekat).
Ia dapat mencapai kecerahan luar biasa karena materialnya terurai dan melepaskan energi. Namun bagian tengahnya tidak memiliki suhu yang cukup untuk mendukung fusi nuklir. Fase ini berlangsung 100 juta tahun.
Siklus hidup keempat sebuah bintang:Urutan utama
Pada saat tertentu, suhu benda langit naik ke tingkat yang diperlukan, mengaktifkan fusi nuklir. Semua bintang mengalami ini. Hidrogen berubah menjadi helium, melepaskan panas dan energi yang sangat besar.
Energi tersebut dilepaskan dalam bentuk sinar gamma, namun karena gerak bintang yang lambat, energi tersebut jatuh dengan panjang gelombang yang sama. Cahaya terdorong keluar dan berkonflik dengan gravitasi. Kita dapat berasumsi bahwa keseimbangan ideal tercipta di sini.
Berapa lama dia akan berada di urutan utama? Anda harus mulai dari massa bintang. Katai merah (setengah massa Matahari) dapat membakar pasokan bahan bakarnya selama ratusan miliar (triliun) tahun. Rata-rata bintang (seperti ) hidup 10-15 miliar. Namun yang terbesar berusia miliaran atau jutaan tahun. Lihat seperti apa evolusi dan kematian bintang-bintang dari kelas yang berbeda pada diagram.
Siklus hidup kelima sebuah bintang: Raksasa merah
Selama proses peleburan, hidrogen habis dan helium terakumulasi. Ketika tidak ada hidrogen yang tersisa sama sekali, semua reaksi nuklir berhenti, dan bintang mulai menyusut akibat gravitasi. Cangkang hidrogen di sekitar inti memanas dan terbakar, menyebabkan objek tersebut membesar 1.000 hingga 10.000 kali lebih besar. Pada saat tertentu, Matahari kita akan mengulangi nasib ini, naik ke orbit Bumi.
Suhu dan tekanan mencapai maksimum dan helium melebur menjadi karbon. Pada titik ini bintang menyusut dan tidak lagi menjadi raksasa merah. Dengan massa yang lebih besar, benda tersebut akan membakar unsur berat lainnya.
Siklus hidup keenam sebuah bintang: katai putih
Bintang bermassa matahari tidak memiliki tekanan gravitasi yang cukup untuk memadukan karbon. Oleh karena itu, kematian terjadi seiring dengan berakhirnya helium. Lapisan luarnya terlontar dan katai putih muncul. Awalnya panas, tapi setelah ratusan miliar tahun, suhunya menjadi dingin.
PERKENALAN
BAB 1. Evolusi bintang
BAB 2.Fusi termonuklir di bagian dalam bintang dan kelahiran bintang
BAB 3. Siklus paruh baya sebuah bintang
BAB 4. Tahun-tahun berikutnya dan kematian bintang-bintang
KESIMPULAN
Literatur
PERKENALAN
Sumber ilmiah modern menunjukkan bahwa alam semesta terdiri dari 98% bintang, yang “pada gilirannya” merupakan elemen utama galaksi. Sumber informasi memberikan definisi yang berbeda-beda terhadap konsep ini, berikut beberapa di antaranya:
Bintang adalah benda langit tempat terjadinya, sedang, atau akan terjadi reaksi termonuklir. Bintang adalah bola gas (plasma) yang sangat besar dan bercahaya. Terbentuk dari lingkungan gas-debu (hidrogen dan helium) akibat kompresi gravitasi. Suhu materi di bagian dalam bintang diukur dalam jutaan kelvin, dan di permukaannya - dalam ribuan kelvin. Energi sebagian besar bintang dilepaskan sebagai akibat dari reaksi termonuklir yang mengubah hidrogen menjadi helium, yang terjadi pada suhu tinggi di wilayah internal. Bintang sering disebut sebagai benda utama Alam Semesta, karena mengandung sebagian besar materi bercahaya di alam.
Bintang adalah benda bulat besar yang terbuat dari helium dan hidrogen, serta gas lainnya. Energi bintang terkandung dalam intinya, tempat helium berinteraksi dengan hidrogen setiap detik.
Seperti segala sesuatu yang organik di alam semesta kita, bintang muncul, berkembang, berubah dan menghilang - proses ini memakan waktu miliaran tahun dan disebut proses “Evolusi Bintang”.
BAB 1. Evolusi bintang
Evolusi bintang- rangkaian perubahan yang dialami bintang selama hidupnya, yaitu selama ratusan ribu, jutaan, atau miliaran tahun saat ia memancarkan cahaya dan panas.
Sebuah bintang memulai hidupnya sebagai awan gas antarbintang yang dingin dan dijernihkan (medium gas yang dijernihkan yang mengisi seluruh ruang antar bintang), berkontraksi karena gravitasinya sendiri dan secara bertahap mengambil bentuk bola. Ketika dikompresi, energi gravitasi (interaksi fundamental universal antara semua benda material) berubah menjadi panas, dan suhu benda meningkat. Ketika suhu di pusat mencapai 15-20 juta K, reaksi termonuklir dimulai dan kompresi berhenti. Objek tersebut menjadi bintang utuh. Tahap pertama kehidupan bintang mirip dengan kehidupan matahari - tahap ini didominasi oleh reaksi siklus hidrogen. Ia tetap dalam keadaan ini hampir sepanjang hidupnya, berada di deret utama diagram Hertzsprung-Russell (Gbr. 1) (menunjukkan hubungan antara magnitudo absolut, luminositas, tipe spektral, dan suhu permukaan bintang, 1910), hingga cadangan bahan bakar di intinya. Ketika semua hidrogen di pusat bintang diubah menjadi helium, inti helium terbentuk, dan pembakaran termonuklir hidrogen berlanjut di pinggirannya. Selama periode ini, struktur bintang mulai berubah. Luminositasnya meningkat, lapisan luarnya mengembang, dan suhu permukaannya menurun - bintang menjadi raksasa merah, yang membentuk cabang pada diagram Hertzsprung-Russell. Bintang menghabiskan waktu jauh lebih sedikit di cabang ini dibandingkan di deret utama. Ketika akumulasi massa inti helium menjadi signifikan, ia tidak dapat menopang beratnya sendiri dan mulai menyusut; jika bintang cukup masif, peningkatan suhu dapat menyebabkan transformasi termonuklir lebih lanjut dari helium menjadi unsur-unsur yang lebih berat (helium menjadi karbon, karbon menjadi oksigen, oksigen menjadi silikon, dan akhirnya silikon menjadi besi).
Beras. 1. Diagram Hertzsprung-Russell
Evolusi bintang kelas G menggunakan contoh Matahari
BAB 2. Fusi termonuklir di bagian dalam bintang
Pada tahun 1939, diketahui bahwa sumber energi bintang adalah fusi termonuklir yang terjadi di dalam perut bintang. Kebanyakan bintang memancarkan radiasi karena di intinya empat proton bergabung melalui serangkaian tahap peralihan menjadi satu partikel alfa. Transformasi ini dapat terjadi melalui dua cara utama, yang disebut siklus proton-proton, atau p-p, dan siklus karbon-nitrogen, atau CN. Pada bintang bermassa rendah, pelepasan energi terutama disediakan oleh siklus pertama, pada bintang berat - pada siklus kedua. Pasokan bahan bakar nuklir di sebuah bintang terbatas dan terus-menerus dihabiskan untuk radiasi. Proses fusi termonuklir yang melepaskan energi dan mengubah komposisi materi bintang, dikombinasikan dengan gravitasi yang cenderung memampatkan bintang dan juga melepaskan energi, serta radiasi dari permukaan yang membawa energi yang dilepaskan adalah kekuatan pendorong utama evolusi bintang.
Kelahiran Bintang
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 ketidakhomogenan medan gravitasi, gangguan dapat 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. Faktor penting lainnya adalah ledakan supernova di dekatnya, yang 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, ketidakhomogenan gaya yang bekerja pada massa awan dapat memulai 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. Hasilnya, gradien tekanan menyeimbangkan gaya gravitasi, dan inti hidrostatik terbentuk, dengan massa sekitar 1% massa awan. Momen ini tidak terlihat. Evolusi lebih lanjut dari protobintang adalah pertambahan materi yang terus jatuh ke “permukaan” inti, yang karenanya bertambah besar ukurannya. 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.
Halo para pembaca yang budiman! Saya ingin berbicara tentang langit malam yang indah. Kenapa kalau malam? Anda bertanya. Karena bintang-bintang terlihat jelas di atasnya, titik-titik kecil bercahaya indah dengan latar belakang hitam-biru langit kita. Namun nyatanya mereka tidak kecil, melainkan sangat besar, dan karena jaraknya yang jauh mereka tampak begitu kecil.
Adakah di antara Anda yang membayangkan bagaimana bintang dilahirkan, bagaimana mereka menjalani hidupnya, bagaimana rasanya secara umum? Saya sarankan Anda membaca artikel ini sekarang dan membayangkan evolusi bintang selama ini. Saya telah menyiapkan beberapa video untuk contoh visual 😉
Langit dipenuhi banyak bintang, di antaranya tersebar awan besar debu dan gas, terutama hidrogen. Bintang-bintang dilahirkan tepatnya di nebula, atau wilayah antarbintang.
Sebuah bintang hidup sangat lama (hingga puluhan miliar tahun) sehingga para astronom tidak dapat melacak kehidupan salah satu bintang tersebut dari awal hingga akhir. Namun mereka memiliki kesempatan untuk mengamati berbagai tahap perkembangan bintang.
Para ilmuwan menggabungkan data yang diperoleh dan mampu mengikuti tahapan kehidupan bintang-bintang pada umumnya: momen kelahiran sebuah bintang di awan antarbintang, masa mudanya, usia paruh baya, usia tua, dan terkadang kematian yang sangat spektakuler.
Kelahiran seorang bintang.
Pembentukan bintang dimulai dengan pemadatan materi di dalam nebula. Secara bertahap, pemadatan yang dihasilkan berkurang ukurannya, menyusut karena pengaruh gravitasi. Selama kompresi ini, atau runtuh, energi dilepaskan yang memanaskan debu dan gas dan menyebabkannya bersinar.
Ada yang disebut protobintang. Suhu dan kepadatan materi di pusat atau intinya adalah maksimum. Ketika suhu mencapai sekitar 10.000.000°C, reaksi termonuklir mulai terjadi di dalam gas.
Inti atom hidrogen mulai bergabung dan berubah menjadi inti atom helium. Fusi ini melepaskan sejumlah besar energi. Energi ini, melalui proses konveksi, dipindahkan ke lapisan permukaan, kemudian dalam bentuk cahaya dan panas, dipancarkan ke luar angkasa. Beginilah cara protobintang berubah menjadi bintang sungguhan.
Radiasi yang berasal dari inti memanaskan lingkungan gas, menciptakan tekanan yang diarahkan ke luar, sehingga mencegah keruntuhan gravitasi bintang.
Hasilnya adalah ia menemukan keseimbangan, yaitu memiliki dimensi konstan, suhu permukaan konstan, dan jumlah energi yang dilepaskan juga konstan.
Para astronom menyebut bintang berada pada tahap perkembangan ini bintang deret utama, dengan demikian menunjukkan tempatnya pada diagram Hertzsprung-Russell. Diagram ini mengungkapkan hubungan antara suhu dan luminositas bintang.
Protobintang, yang bermassa kecil, tidak pernah mencapai suhu yang diperlukan untuk memulai reaksi termonuklir. Bintang-bintang ini, akibat kompresi, berubah menjadi redup katai merah , atau bahkan lebih redup katai coklat . Bintang katai coklat pertama baru ditemukan pada tahun 1987.
Raksasa dan kurcaci.
Diameter Matahari kira-kira 1.400.000 km, suhu permukaannya sekitar 6.000°C, dan memancarkan cahaya kekuningan. Ia telah menjadi bagian dari deret utama bintang selama 5 miliar tahun.
“Bahan bakar” hidrogen pada bintang semacam itu akan habis dalam waktu sekitar 10 miliar tahun, dan sebagian besar helium akan tetap berada di intinya. Ketika tidak ada lagi yang tersisa untuk “terbakar”, intensitas radiasi yang diarahkan dari inti tidak lagi cukup untuk menyeimbangkan keruntuhan gravitasi inti.
Namun energi yang dilepaskan dalam hal ini cukup untuk memanaskan materi di sekitarnya. Sintesis inti hidrogen dimulai di cangkang ini dan lebih banyak energi dilepaskan.
Bintang itu mulai bersinar lebih terang, tetapi sekarang dengan cahaya kemerahan, dan pada saat yang sama ia juga mengembang, ukurannya bertambah puluhan kali lipat. Sekarang menjadi bintang disebut raksasa merah.
Inti raksasa merah berkontraksi dan suhu meningkat hingga 100.000.000°C atau lebih. Di sini terjadi reaksi fusi inti helium, mengubahnya menjadi karbon. Berkat energi yang dilepaskan, bintang tersebut masih bersinar selama sekitar 100 juta tahun.
Setelah helium habis dan reaksinya berhenti, seluruh bintang secara bertahap, di bawah pengaruh gravitasi, menyusut hingga hampir seukuran . Energi yang dilepaskan dalam hal ini cukup bagi bintang untuk melakukan aktivitasnya (sekarang katai putih) terus bersinar terang selama beberapa waktu.
Tingkat kompresi materi pada katai putih sangat tinggi sehingga memiliki kepadatan yang sangat tinggi - berat satu sendok makan bisa mencapai seribu ton. Beginilah evolusi bintang seukuran Matahari kita terjadi.
Video yang menunjukkan evolusi Matahari kita menjadi katai putih
Bintang dengan massa lima kali massa Matahari memiliki siklus hidup yang jauh lebih pendek dan evolusinya agak berbeda. Bintang seperti itu jauh lebih terang, dan suhu permukaannya 25.000 ° C atau lebih; masa tinggalnya di deret utama hanya sekitar 100 juta tahun.
Saat bintang seperti itu memasuki panggung raksasa merah , suhu di intinya melebihi 600.000.000°C. Ia mengalami reaksi fusi inti karbon, yang diubah menjadi unsur yang lebih berat, termasuk besi.
Bintang, di bawah pengaruh energi yang dilepaskan, mengembang hingga ratusan kali lebih besar dari ukuran aslinya. Seorang bintang pada tahap ini disebut super raksasa .
Proses produksi energi di inti tiba-tiba berhenti dan menyusut dalam hitungan detik. Dengan semua ini, sejumlah besar energi dilepaskan dan gelombang kejut yang dahsyat terbentuk.
Energi ini mengalir melalui seluruh bintang dan mengeluarkan sebagian besar energi tersebut dengan kekuatan ledakan ke luar angkasa, menyebabkan fenomena yang dikenal sebagai ledakan supernova .
Untuk lebih memvisualisasikan segala sesuatu yang telah ditulis, mari kita lihat diagram siklus evolusi bintang
Pada bulan Februari 1987, suar serupa diamati di galaksi tetangga, Awan Magellan Besar. Supernova ini bersinar lebih terang dari satu triliun Matahari dalam waktu singkat.
Inti dari makhluk super raksasa memampatkan dan membentuk benda angkasa dengan diameter hanya 10-20 km, dan kepadatannya sangat tinggi sehingga satu sendok teh zatnya dapat berbobot 100 juta ton!!! Benda langit seperti itu terdiri dari neutron dandisebut bintang neutron .
Bintang neutron yang baru terbentuk memiliki kecepatan rotasi yang tinggi dan daya magnet yang sangat kuat.
Hal ini menciptakan medan elektromagnetik kuat yang memancarkan gelombang radio dan jenis radiasi lainnya. Mereka menyebar dari kutub magnet bintang dalam bentuk sinar.
Sinar-sinar ini, akibat perputaran bintang pada porosnya, seolah-olah memindai luar angkasa. Ketika mereka melewati teleskop radio kita, kita menganggapnya sebagai kilatan pendek, atau pulsa. Itu sebabnya disebut bintang seperti itu pulsar.
Pulsar ditemukan berkat gelombang radio yang dipancarkannya. Kini diketahui bahwa banyak dari mereka memancarkan cahaya dan sinar-x.
Pulsar cahaya pertama ditemukan di Nebula Kepiting. Denyut nadinya diulang 30 kali per detik.
Denyut pulsar lain lebih sering diulang: PIR (sumber radio berdenyut) 1937+21 berkedip 642 kali per detik. Bahkan sulit membayangkannya!
Bintang yang memiliki massa terbesar, puluhan kali massa Matahari, juga berkobar seperti supernova. Namun karena massanya yang sangat besar, keruntuhannya jauh lebih dahsyat.
Kompresi destruktif tidak berhenti bahkan pada tahap pembentukan bintang neutron, sehingga menciptakan wilayah di mana materi biasa tidak ada lagi.
Hanya ada satu gravitasi yang tersisa, yang begitu kuat sehingga tidak ada apa pun, bahkan cahaya sekalipun, yang dapat lepas dari pengaruhnya. Daerah ini disebut lubang hitam.Ya, evolusi bintang besar memang menakutkan dan sangat berbahaya.
Dalam video ini kita akan membahas tentang bagaimana supernova berubah menjadi pulsar dan menjadi lubang hitam.
Saya tidak tahu tentang Anda, para pembaca yang budiman, tetapi secara pribadi, saya sangat menyukai dan tertarik dengan luar angkasa dan segala sesuatu yang berhubungan dengannya, begitu misterius dan indah, menakjubkan! Evolusi bintang telah memberi tahu kita banyak hal tentang masa depan kita dan semuanya.
Fusi termonuklir di bagian dalam bintang
Pada saat ini, untuk bintang dengan massa lebih besar dari 0,8 massa matahari, inti menjadi transparan terhadap radiasi, dan transfer energi radiasi di dalam inti terjadi, sedangkan cangkang di bagian atas tetap konvektif. Tidak ada yang tahu pasti bagaimana bintang bermassa lebih rendah bisa sampai di deret utama, karena waktu yang dihabiskan bintang-bintang ini dalam kategori muda melebihi usia Alam Semesta. Semua gagasan kami tentang evolusi bintang-bintang ini didasarkan pada perhitungan numerik.
Saat bintang berkontraksi, tekanan gas elektron yang mengalami degenerasi mulai meningkat, dan pada radius tertentu dari bintang, tekanan ini menghentikan kenaikan suhu pusat, dan kemudian mulai menurunkannya. Dan bagi bintang yang lebih kecil dari 0,08, hal ini berakibat fatal: energi yang dilepaskan selama reaksi nuklir tidak akan pernah cukup untuk menutupi biaya radiasi. Sub-bintang seperti itu disebut katai coklat, dan nasibnya adalah kompresi konstan hingga tekanan gas yang mengalami degenerasi menghentikannya, dan kemudian pendinginan bertahap dengan penghentian semua reaksi nuklir.
Bintang bermassa menengah muda
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.
Objek jenis ini diasosiasikan dengan apa yang disebut. Bintang Ae\Be Herbit dengan variabel tak beraturan tipe spektral B-F5. Mereka juga memiliki jet disk bipolar. Kecepatan aliran keluar, luminositas dan suhu efektif jauh lebih tinggi dibandingkan τ Taurus, sehingga mereka secara efektif memanaskan dan membubarkan sisa-sisa awan protobintang.
Bintang muda dengan massa lebih besar dari 8 massa matahari
Faktanya, ini sudah menjadi bintang biasa. Sementara massa inti hidrostatik terakumulasi, bintang berhasil melewati semua tahap peralihan dan memanaskan reaksi nuklir sedemikian rupa sehingga mengkompensasi kerugian akibat radiasi. Bagi bintang-bintang ini, aliran massa dan luminositasnya begitu besar sehingga tidak hanya menghentikan keruntuhan wilayah terluar yang tersisa, namun juga mendorongnya mundur. Dengan demikian, massa bintang yang dihasilkan jauh lebih kecil dibandingkan massa awan protobintang. Kemungkinan besar, hal ini menjelaskan tidak adanya bintang yang lebih besar dari 100-200 massa matahari di galaksi kita.
Siklus paruh baya sebuah bintang
Di antara bintang-bintang yang terbentuk terdapat berbagai macam warna dan ukuran. Tipe spektralnya berkisar dari biru panas hingga merah dingin, dan massanya - dari 0,08 hingga lebih dari 200 massa matahari. Luminositas dan warna suatu bintang bergantung pada suhu permukaannya, yang selanjutnya ditentukan oleh massanya. Semua bintang baru “mengambil tempatnya” di deret utama berdasarkan komposisi kimia dan massanya. Kita tidak berbicara tentang pergerakan fisik bintang - hanya tentang posisinya pada diagram yang ditunjukkan, bergantung pada parameter bintang. Artinya, sebenarnya kita hanya berbicara tentang mengubah parameter bintang.
Apa yang terjadi selanjutnya bergantung pada massa bintangnya.
Tahun-tahun berikutnya dan kematian bintang-bintang
Bintang tua dengan massa rendah
Hingga saat ini, belum diketahui secara pasti apa yang terjadi pada bintang terang setelah pasokan hidrogennya habis. Karena usia alam semesta adalah 13,7 miliar tahun, yang tidak cukup untuk menghabiskan pasokan bahan bakar hidrogen, teori-teori modern didasarkan pada simulasi komputer dari proses yang terjadi pada bintang-bintang tersebut.
Beberapa bintang hanya dapat melakukan fusi helium di wilayah aktif tertentu, sehingga menyebabkan ketidakstabilan dan angin matahari yang kuat. Dalam hal ini, pembentukan nebula planet tidak terjadi, dan bintang hanya menguap, menjadi lebih kecil dari katai coklat.
Tapi bintang dengan massa kurang dari 0,5 matahari tidak akan pernah mampu mensintesis helium bahkan setelah reaksi yang melibatkan hidrogen berhenti di intinya. Selubung bintang mereka tidak cukup besar untuk mengatasi tekanan yang dihasilkan oleh inti. Bintang-bintang ini termasuk katai merah (seperti Proxima Centauri), yang telah berada di deret utama selama ratusan miliar tahun. Setelah penghentian reaksi termonuklir di intinya, secara bertahap mendingin, mereka akan terus mengeluarkan emisi lemah dalam rentang spektrum elektromagnetik inframerah dan gelombang mikro.
Bintang berukuran sedang
Ketika sebuah bintang berukuran rata-rata (0,4 hingga 3,4 massa matahari) mencapai fase raksasa merah, lapisan luarnya terus mengembang, inti berkontraksi, dan reaksi sintesis karbon dari helium dimulai. Penggabungan melepaskan banyak energi, memberikan penangguhan hukuman sementara pada bintang. 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 keluaran energi. Keluaran energi bergeser ke arah radiasi frekuensi rendah. Semua ini disertai dengan meningkatnya hilangnya massa akibat angin matahari yang kuat dan denyut yang intens. Bintang pada fase ini disebut bintang tipe akhir, OH -bintang IR atau bintang mirip Mira, bergantung pada karakteristik pastinya. Gas yang dikeluarkan relatif kaya akan unsur-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 pusat, kondisi ideal untuk aktivasi maser terbentuk di cangkang tersebut.
Reaksi pembakaran helium sangat sensitif terhadap suhu. Terkadang hal ini menyebabkan ketidakstabilan yang besar. Terjadi denyut yang hebat, yang pada akhirnya memberikan energi kinetik yang cukup ke lapisan luar untuk dikeluarkan dan menjadi nebula planet. Di tengah nebula, inti bintang tetap ada, yang ketika mendingin, berubah menjadi katai putih helium, biasanya memiliki massa hingga 0,5-0,6 matahari dan diameternya kira-kira sama dengan diameter bumi. .
katai putih
Sebagian besar bintang, termasuk Matahari, mengakhiri 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 gelap dan tidak terlihat.
Pada bintang yang lebih masif dari Matahari, tekanan elektron yang mengalami degenerasi tidak dapat menahan kompresi inti, dan hal ini berlanjut hingga sebagian besar partikel diubah menjadi neutron, yang dikemas begitu rapat sehingga ukuran bintang diukur dalam kilometer dan berjumlah 100. juta kali lebih padat dari air. Objek seperti ini disebut bintang neutron; kesetimbangannya dipertahankan oleh tekanan materi neutron yang mengalami degenerasi.
Bintang supermasif
Setelah lapisan luar bintang dengan massa lebih besar dari lima massa matahari tersebar membentuk superraksasa merah, inti mulai terkompresi akibat gaya gravitasi. Ketika kompresi meningkat, suhu dan kepadatan meningkat, dan rangkaian reaksi termonuklir baru dimulai. Dalam reaksi seperti itu, unsur-unsur berat disintesis, yang untuk sementara menahan keruntuhan inti.
Pada akhirnya, seiring terbentuknya unsur-unsur yang lebih berat dalam tabel periodik, besi-56 disintesis dari silikon. Hingga saat ini, sintesis unsur melepaskan energi dalam jumlah besar, namun inti besi -56lah yang memiliki cacat massa maksimum dan pembentukan inti yang lebih berat tidak menguntungkan. Oleh karena itu, ketika inti besi suatu bintang mencapai nilai tertentu, tekanan di dalamnya tidak lagi mampu menahan gaya gravitasi yang sangat besar, dan keruntuhan inti segera terjadi dengan neutronisasi materinya.
Apa yang terjadi selanjutnya tidak sepenuhnya jelas. Namun apapun itu, hal itu menyebabkan ledakan supernova dengan kekuatan luar biasa dalam hitungan detik.
Semburan neutrino yang menyertainya memicu gelombang kejut. Semburan neutrino yang kuat dan medan magnet yang berputar mendorong keluar sebagian besar materi bintang yang terakumulasi – yang disebut unsur benih, termasuk besi dan unsur ringan. Materi yang meledak dibombardir oleh neutron yang dipancarkan dari inti, menangkapnya dan dengan demikian menciptakan sekumpulan unsur yang lebih berat dari besi, termasuk unsur radioaktif, hingga uranium (dan mungkin bahkan kalifornium). Dengan demikian, ledakan supernova menjelaskan keberadaan unsur-unsur yang lebih berat daripada besi dalam materi antarbintang.
Gelombang ledakan dan pancaran neutrino membawa material menjauh dari bintang yang sekarat ke ruang antarbintang. Selanjutnya, saat bergerak melintasi ruang angkasa, material supernova ini mungkin bertabrakan dengan puing-puing luar angkasa lainnya, dan mungkin ikut serta 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. Juga dipertanyakan apa yang sebenarnya tersisa dari bintang aslinya. Namun, ada dua opsi yang sedang dipertimbangkan:
Bintang neutron
Diketahui bahwa pada beberapa supernova, gravitasi yang kuat di kedalaman super raksasa menyebabkan elektron jatuh ke dalam inti atom, tempat elektron tersebut berfusi dengan proton untuk membentuk neutron. 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 menghasilkan 600 putaran per detik. Ketika sumbu yang menghubungkan kutub magnet utara dan selatan bintang yang berputar cepat ini mengarah ke Bumi, gelombang radiasi dapat dideteksi berulang pada interval yang sama dengan periode orbit bintang tersebut. Bintang neutron semacam itu disebut “pulsar”, dan menjadi bintang neutron pertama yang ditemukan.
Lubang hitam
Tidak semua 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 lebih kecil dari jari-jari Schwarzschild. Setelah itu, bintang tersebut menjadi lubang hitam.
Keberadaan lubang hitam telah diprediksi oleh teori relativitas umum. Menurut relativitas umum, materi dan informasi tidak dapat meninggalkan lubang hitam dalam kondisi apapun. Namun, mekanika kuantum memungkinkan pengecualian terhadap aturan ini.
Masih ada sejumlah pertanyaan terbuka. Yang paling utama di antara mereka adalah: “Apakah ada lubang hitam?” Lagi pula, untuk mengatakan dengan pasti bahwa suatu objek adalah lubang hitam, kita perlu mengamati cakrawala peristiwanya. Semua upaya untuk melakukan ini berakhir dengan kegagalan. Namun masih ada harapan, karena beberapa objek tidak dapat dijelaskan tanpa melibatkan akresi, dan akresi pada suatu objek tanpa permukaan padat, namun hal ini tidak membuktikan keberadaan lubang hitam.
Pertanyaan juga terbuka: mungkinkah sebuah bintang runtuh langsung ke dalam lubang hitam, melewati supernova? Apakah ada supernova yang nantinya akan menjadi lubang hitam? Apa sebenarnya pengaruh massa awal bintang terhadap pembentukan benda di akhir siklus hidupnya?
Bintang, seperti halnya manusia, bisa baru lahir, muda, tua. Setiap saat beberapa bintang mati dan yang lainnya terbentuk. Biasanya yang termuda di antara mereka mirip dengan Matahari. Mereka sedang dalam tahap pembentukan dan sebenarnya adalah protobintang. Para astronom menyebutnya bintang T-Taurus, sesuai dengan prototipenya. Dilihat dari sifatnya - misalnya luminositas - protobintang bersifat variabel, karena keberadaannya belum memasuki fase stabil. Banyak di antara mereka yang mempunyai materi dalam jumlah besar di sekelilingnya. Arus angin kencang berasal dari bintang tipe T.
Protobintang: awal siklus hidupnya
Jika materi jatuh ke permukaan protobintang, materi tersebut akan terbakar dengan cepat dan berubah menjadi panas. Akibatnya suhu protobintang terus meningkat. Ketika ia naik begitu tinggi sehingga reaksi nuklir terpicu di pusat bintang, protobintang tersebut memperoleh status seperti bintang biasa. Dengan dimulainya reaksi nuklir, bintang memiliki sumber energi konstan yang mendukung kehidupannya dalam jangka waktu yang lama. Berapa lama siklus hidup sebuah bintang di alam semesta akan bergantung pada ukuran aslinya. Namun, diyakini bahwa bintang-bintang berdiameter Matahari memiliki energi yang cukup untuk hidup nyaman selama sekitar 10 miliar tahun. Meskipun demikian, bintang yang lebih masif juga bisa hidup hanya beberapa juta tahun. Hal ini disebabkan oleh fakta bahwa mereka membakar bahan bakar lebih cepat.
Bintang berukuran normal
Masing-masing bintang merupakan gumpalan gas panas. Di kedalamannya, proses pembangkitan energi nuklir terus berlangsung. Namun tidak semua bintang seperti Matahari. Salah satu perbedaan utamanya adalah warna. Bintang tidak hanya berwarna kuning, tetapi juga berwarna kebiruan dan kemerahan.
Kecerahan dan Luminositas
Mereka juga berbeda dalam karakteristik seperti kilau dan kecerahan. Seberapa terang sebuah bintang yang diamati dari permukaan bumi tidak hanya bergantung pada luminositasnya, tetapi juga pada jaraknya dari planet kita. Mengingat jaraknya dari Bumi, bintang dapat memiliki kecerahan yang sangat berbeda. Indikator ini berkisar dari sepersepuluh ribu kecemerlangan Matahari hingga kecerahan yang sebanding dengan lebih dari satu juta Matahari.
Kebanyakan bintang berada di ujung bawah spektrum ini, karena redup. Dalam banyak hal, Matahari adalah bintang yang rata-rata dan tipikal. Namun, dibandingkan dengan yang lain, kecerahannya jauh lebih besar. Sejumlah besar bintang redup dapat diamati bahkan dengan mata telanjang. Alasan kecerahan bintang bervariasi adalah karena massanya. Warna, kilau, dan perubahan kecerahan seiring waktu ditentukan oleh jumlah zat.
Upaya untuk menjelaskan siklus hidup bintang
Orang-orang telah lama mencoba menelusuri kehidupan bintang-bintang, tetapi upaya pertama para ilmuwan agak malu-malu. Kemajuan pertama adalah penerapan hukum Lane pada hipotesis kontraksi gravitasi Helmholtz-Kelvin. Hal ini membawa pemahaman baru bagi astronomi: secara teoritis, suhu sebuah bintang akan meningkat (indikatornya berbanding terbalik dengan jari-jari bintang) hingga peningkatan kepadatan memperlambat proses kompresi. Maka konsumsi energi akan lebih tinggi dibandingkan pendapatannya. Pada saat ini, bintang akan mulai mendingin dengan cepat.
Hipotesis tentang kehidupan bintang
Salah satu hipotesis awal tentang siklus hidup bintang diajukan oleh astronom Norman Lockyer. Ia percaya bahwa bintang muncul dari materi meteorik. Selain itu, ketentuan hipotesisnya tidak hanya didasarkan pada kesimpulan teoretis yang tersedia dalam astronomi, tetapi juga pada data analisis spektral bintang. Lockyer yakin bahwa unsur kimia yang berperan dalam evolusi benda langit terdiri dari partikel elementer - “protoelemen”. Berbeda dengan neutron, proton, dan elektron modern, mereka tidak bersifat umum, melainkan bersifat individual. Misalnya, menurut Lockyer, hidrogen terurai menjadi apa yang disebut “protohidrogen”; besi menjadi “proto-besi”. Astronom lain juga mencoba menggambarkan siklus hidup sebuah bintang, misalnya James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.
Bintang raksasa dan bintang katai
Bintang yang lebih besar adalah yang terpanas dan paling terang. Biasanya berwarna putih atau kebiruan. Meskipun ukurannya sangat besar, bahan bakar di dalamnya terbakar dengan sangat cepat sehingga bahan bakar tersebut akan hilang hanya dalam beberapa juta tahun.
Bintang kecil, dibandingkan bintang raksasa, biasanya tidak begitu terang. Mereka berwarna merah dan hidup cukup lama - hingga miliaran tahun. Namun di antara bintang terang di langit ada juga yang berwarna merah dan oranye. Contohnya adalah bintang Aldebaran - yang disebut "mata banteng", yang terletak di konstelasi Taurus; dan juga di konstelasi Scorpio. Mengapa bintang-bintang keren ini mampu bersaing kecerahannya dengan bintang-bintang panas seperti Sirius?
Hal ini disebabkan oleh fakta bahwa mereka pernah berkembang pesat, dan diameternya mulai melebihi bintang merah besar (super raksasa). Area yang luas memungkinkan bintang-bintang ini memancarkan energi yang jauh lebih besar daripada Matahari. Padahal suhunya jauh lebih rendah. Misalnya, diameter Betelgeuse yang terletak di konstelasi Orion beberapa ratus kali lebih besar dari diameter Matahari. Dan diameter bintang merah biasa biasanya tidak sampai sepersepuluh ukuran Matahari. Bintang seperti ini disebut katai. Setiap benda langit dapat melalui siklus hidup bintang seperti ini - bintang yang sama pada tahapan kehidupan yang berbeda dapat menjadi raksasa merah dan katai.
Biasanya, tokoh-tokoh seperti Matahari mendukung keberadaannya karena hidrogen yang terkandung di dalamnya. Itu berubah menjadi helium di dalam inti nuklir bintang. Matahari mempunyai jumlah bahan bakar yang sangat besar, namun jumlahnya tidak terbatas - selama lima miliar tahun terakhir, setengah dari persediaannya telah habis.
Seumur hidup bintang. Siklus hidup bintang
Ketika pasokan hidrogen di dalam bintang habis, perubahan besar terjadi. Hidrogen yang tersisa mulai terbakar bukan di dalam intinya, tetapi di permukaan. Pada saat yang sama, umur sebuah bintang semakin pendek. Siklus bintang, setidaknya sebagian besar, memasuki tahap raksasa merah selama periode ini. Ukuran bintang menjadi lebih besar, dan sebaliknya suhunya menurun. Inilah penampakan sebagian besar raksasa merah dan super raksasa. Proses ini merupakan bagian dari rangkaian umum perubahan yang terjadi pada bintang, yang oleh para ilmuwan disebut evolusi bintang. Siklus hidup sebuah bintang mencakup semua tahapannya: pada akhirnya, semua bintang menua dan mati, dan durasi keberadaannya ditentukan langsung oleh jumlah bahan bakarnya. Bintang-bintang besar mengakhiri hidupnya dengan ledakan besar dan spektakuler. Sebaliknya, yang lebih sederhana mati, secara bertahap menyusut menjadi seukuran katai putih. Kemudian mereka menghilang begitu saja.
Berapa lama rata-rata bintang hidup? Siklus hidup sebuah bintang dapat berlangsung kurang dari 1,5 juta tahun hingga 1 miliar tahun atau lebih. Semua ini, sebagaimana telah dikatakan, tergantung pada komposisi dan ukurannya. Bintang seperti Matahari hidup antara 10 dan 16 miliar tahun. Bintang yang sangat terang, seperti Sirius, mempunyai umur yang relatif singkat - hanya beberapa ratus juta tahun. Diagram siklus hidup bintang meliputi tahapan berikut. Ini adalah awan molekuler - keruntuhan gravitasi awan - kelahiran supernova - evolusi protobintang - akhir fase protobintang. Kemudian ikuti tahapannya: awal tahap bintang muda - tahap paruh baya - kedewasaan - tahap raksasa merah - nebula planet - tahap katai putih. Dua fase terakhir merupakan karakteristik bintang kecil.
Sifat nebula planet
Jadi, kita melihat secara singkat siklus hidup sebuah bintang. Tapi apa yang Berubah dari raksasa merah menjadi katai putih, terkadang bintang melepaskan lapisan luarnya, dan kemudian inti bintang menjadi terbuka. Cangkang gas mulai bersinar di bawah pengaruh energi yang dipancarkan bintang. Tahap ini mendapatkan namanya karena gelembung gas bercahaya di cangkang ini sering kali terlihat seperti piringan di sekitar planet. Namun kenyataannya mereka tidak ada hubungannya dengan planet. Siklus hidup bintang untuk anak-anak mungkin tidak mencakup semua rincian ilmiah. Kita hanya bisa menggambarkan fase utama evolusi benda langit.
Gugus bintang
Para astronom senang menjelajah. Ada hipotesis bahwa semua tokoh dilahirkan dalam kelompok, dan bukan secara individu. Karena bintang-bintang yang termasuk dalam gugus yang sama memiliki sifat yang serupa, perbedaan di antara keduanya adalah benar dan bukan karena jarak ke Bumi. Apapun perubahan yang terjadi pada bintang-bintang ini, mereka terjadi pada waktu yang sama dan dalam kondisi yang sama. Terutama banyak ilmu yang dapat diperoleh dengan mempelajari ketergantungan sifat-sifatnya terhadap massa. Bagaimanapun, usia bintang-bintang dalam gugus dan jaraknya dari Bumi kira-kira sama, sehingga perbedaannya hanya pada indikator ini. Gugus ini tidak hanya menarik bagi para astronom profesional - setiap amatir akan dengan senang hati mengambil foto yang indah dan mengagumi pemandangannya yang luar biasa indah di planetarium.
