Bintang jatuh evolusi. Siklus hidup bintang - deskripsi, diagram, dan fakta menarik

Meskipun bintang-bintang tampak abadi dalam skala waktu manusia, mereka, seperti segala sesuatu di alam, lahir, hidup, dan mati. Menurut hipotesis awan gas-debu yang diterima secara umum, sebuah bintang lahir sebagai hasil kompresi gravitasi awan gas-debu antarbintang. Saat awan menebal, awan tersebut pertama kali terbentuk protobintang, suhu di pusatnya terus meningkat hingga mencapai batas yang diperlukan agar kecepatan gerak termal partikel melebihi ambang batas setelah proton mampu mengatasi gaya makroskopis tolakan elektrostatik timbal balik ( cm. Hukum Coulomb) dan masuk ke dalam reaksi fusi termonuklir ( cm. Peluruhan dan fusi nuklir).

Sebagai hasil dari reaksi fusi termonuklir multi-tahap, empat proton akhirnya membentuk inti helium (2 proton + 2 neutron) dan berbagai macam partikel elementer dilepaskan. Pada keadaan akhir, massa total partikel yang terbentuk adalah lebih sedikit massa empat proton awal, yang berarti energi bebas dilepaskan selama reaksi ( cm. Teori relativitas). Oleh karena itu, inti bagian dalam bintang yang baru lahir dengan cepat memanas hingga mencapai suhu yang sangat tinggi, dan kelebihan energinya mulai mengalir ke permukaannya yang tidak terlalu panas – dan keluar. Pada saat yang sama, tekanan di pusat bintang mulai meningkat ( cm. Persamaan keadaan gas ideal). Jadi, dengan “membakar” hidrogen dalam proses reaksi termonuklir, bintang tidak membiarkan gaya tarik gravitasi memampatkan dirinya ke keadaan super padat, melawan keruntuhan gravitasi dengan tekanan termal internal yang terus diperbarui, sehingga menghasilkan kestabilan. keseimbangan energi. Bintang yang aktif membakar hidrogen dikatakan berada dalam "fase primer" siklus hidup atau evolusinya ( cm. Diagram Hertzsprung-Russell). Perubahan suatu unsur kimia menjadi unsur lain di dalam bintang disebut fusi nuklir atau nukleosintesis.

Secara khusus, Matahari telah berada pada tahap aktif pembakaran hidrogen dalam proses nukleosintesis aktif selama sekitar 5 miliar tahun, dan cadangan hidrogen di inti untuk kelanjutannya akan cukup bagi bintang kita selama 5,5 miliar tahun berikutnya. Semakin masif suatu bintang, semakin besar pula pasokan bahan bakar hidrogen yang dimilikinya, namun untuk melawan gaya keruntuhan gravitasi, ia harus membakar hidrogen dengan intensitas yang melebihi laju pertumbuhan cadangan hidrogen seiring bertambahnya massa bintang. Jadi, semakin masif sebuah bintang, semakin pendek masa hidupnya, yang ditentukan oleh menipisnya cadangan hidrogen, dan bintang-bintang terbesar akan terbakar dalam “beberapa” puluhan juta tahun. Sebaliknya, bintang terkecil dapat hidup dengan nyaman selama ratusan miliar tahun. Jadi, dalam skala ini, Matahari kita termasuk dalam “kelas menengah yang kuat”.

Namun, cepat atau lambat, bintang mana pun akan menggunakan semua hidrogen yang sesuai untuk pembakaran dalam tungku termonuklirnya. Apa selanjutnya? Itu juga tergantung pada massa bintangnya. Matahari (dan semua bintang yang massanya tidak melebihi delapan kali lipat) mengakhiri hidup saya dengan cara yang sangat dangkal. Ketika cadangan hidrogen di perut bintang menipis, gaya kompresi gravitasi, yang telah dengan sabar menunggu saat ini sejak kelahiran bintang, mulai mengambil alih - dan di bawah pengaruhnya. bintang mulai menyusut dan menjadi lebih padat. Proses ini memiliki efek ganda: Suhu di lapisan sekitar inti bintang naik ke tingkat di mana hidrogen yang terkandung di dalamnya akhirnya mengalami fusi termonuklir untuk membentuk helium. Pada saat yang sama, suhu di dalam inti itu sendiri, yang sekarang hampir seluruhnya terdiri dari helium, meningkat sedemikian rupa sehingga helium itu sendiri—sejenis “abu” dari reaksi nukleosintesis primer yang memudar—memasuki reaksi fusi termonuklir baru: dari tiga inti helium, satu inti karbon terbentuk. Proses reaksi fusi termonuklir sekunder, yang dipicu oleh produk reaksi primer, merupakan salah satu momen penting dalam siklus hidup bintang.

Selama pembakaran sekunder helium di inti bintang, begitu banyak energi yang dilepaskan sehingga bintang mulai mengembang. Secara khusus, cangkang Matahari pada tahap kehidupan ini akan meluas melampaui orbit Venus. Dalam hal ini, energi total radiasi bintang tetap kira-kira pada tingkat yang sama seperti selama fase utama kehidupannya, namun karena energi ini sekarang dipancarkan melalui area permukaan yang jauh lebih besar, lapisan luar bintang mendingin hingga mencapai bagian merah dari spektrum. Bintang itu berubah menjadi raksasa merah.

Untuk bintang kelas surya, setelah bahan bakar yang menggerakkan reaksi nukleosintesis sekunder habis, tahap keruntuhan gravitasi dimulai lagi—kali ini yang terakhir. Suhu di dalam inti tidak lagi mampu naik ke tingkat yang diperlukan untuk memulai reaksi termonuklir tingkat berikutnya. Oleh karena itu, bintang berkontraksi hingga gaya tarik gravitasi diseimbangkan oleh penghalang gaya berikutnya. Perannya dimainkan oleh degenerasi tekanan gas elektron(cm. batas Chandrasekhar). Elektron, yang hingga tahap ini memainkan peran tambahan yang menganggur dalam evolusi bintang, tidak berpartisipasi dalam reaksi fusi nuklir dan bergerak bebas antar inti dalam proses fusi, pada tahap kompresi tertentu mendapati dirinya kehilangan “ruang hidup”. dan mulai “melawan” kompresi gravitasi bintang lebih lanjut. Keadaan bintang menjadi stabil dan berubah menjadi merosot katai putih, yang akan memancarkan sisa panas ke luar angkasa hingga benar-benar dingin.

Bintang-bintang yang lebih besar dari Matahari menghadapi akhir yang jauh lebih spektakuler. Setelah pembakaran helium, massanya selama kompresi ternyata cukup untuk memanaskan inti dan cangkang hingga suhu yang diperlukan untuk memulai reaksi nukleosintesis berikutnya - karbon, kemudian silikon, magnesium - dan seterusnya, seiring bertambahnya massa inti. Terlebih lagi, dengan dimulainya setiap reaksi baru di inti bintang, reaksi sebelumnya berlanjut di cangkangnya. Faktanya, semua unsur kimia, termasuk besi, yang menyusun Alam Semesta, terbentuk justru sebagai hasil nukleosintesis di kedalaman bintang jenis ini yang sekarat. Namun besi adalah batasnya; ia tidak dapat berfungsi sebagai bahan bakar untuk reaksi fusi atau peluruhan nuklir pada suhu atau tekanan berapa pun, karena peluruhannya dan penambahan nukleon tambahan ke dalamnya memerlukan masuknya energi eksternal. Akibatnya, sebuah bintang masif secara bertahap mengakumulasi inti besi di dalamnya, yang tidak dapat berfungsi sebagai bahan bakar untuk reaksi nuklir lebih lanjut.

Ketika suhu dan tekanan di dalam inti mencapai tingkat tertentu, elektron mulai berinteraksi dengan proton inti besi, menghasilkan pembentukan neutron. Dan dalam waktu yang sangat singkat - beberapa ahli teori percaya bahwa ini membutuhkan waktu beberapa detik - elektron yang bebas sepanjang evolusi bintang sebelumnya benar-benar larut dalam proton inti besi, seluruh substansi inti bintang berubah menjadi a sekumpulan neutron padat dan mulai terkompresi dengan cepat dalam keruntuhan gravitasi, karena tekanan penangkal gas elektron yang mengalami degenerasi turun menjadi nol. Kulit terluar bintang, tempat semua dukungannya tersingkir, runtuh ke arah pusat. Energi tumbukan kulit terluar yang runtuh dengan inti neutron begitu tinggi sehingga memantul dengan kecepatan luar biasa dan menyebar ke segala arah dari inti - dan bintang tersebut benar-benar meledak dalam kilatan yang menyilaukan. supernova bintang. Dalam hitungan detik, ledakan supernova dapat melepaskan lebih banyak energi ke luar angkasa dibandingkan energi yang dikumpulkan seluruh bintang di galaksi dalam waktu yang sama.

Setelah ledakan supernova dan perluasan cangkang bintang dengan massa sekitar 10-30 massa matahari, keruntuhan gravitasi yang sedang berlangsung mengarah pada pembentukan bintang neutron, yang materinya dikompresi hingga mulai terasa. tekanan neutron yang merosot - dengan kata lain, sekarang neutron (seperti halnya elektron sebelumnya) mulai menolak kompresi lebih lanjut, sehingga memerlukan untuk diriku sendiri ruang hidup. Hal ini biasanya terjadi ketika bintang mencapai ukuran diameter sekitar 15 km. Hasilnya adalah bintang neutron yang berputar cepat, memancarkan gelombang elektromagnetik pada frekuensi rotasinya; bintang seperti itu disebut pulsar. Terakhir, jika massa inti bintang melebihi 30 massa matahari, tidak ada yang dapat menghentikan keruntuhan gravitasinya lebih lanjut, dan ledakan supernova akan mengakibatkan

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 sekitar mereka. 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 di dalamnya 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. Selama periode ini, siklus bintang, setidaknya sebagian besar, memasuki tahap raksasa merah. 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 secara singkat melihat 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 hanya berbeda 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.

Kelahiran bintang-bintang dan seluruh galaksi terjadi secara permanen, begitu pula kematiannya. Hilangnya satu bintang mengimbangi kemunculan bintang lainnya, jadi bagi kita tampaknya benda-benda penerang yang sama selalu ada di langit.

Bintang lahir karena proses kompresi awan antarbintang, yang dipengaruhi oleh penurunan tekanan gas yang kuat. Bergantung pada massa gas terkompresi, jumlah bintang yang dilahirkan berubah: jika kecil, maka satu bintang akan lahir, jika besar, maka seluruh gugus dapat terbentuk.

Tahapan munculnya bintang

Di sini perlu dibedakan dua tahap utama - kompresi cepat protobintang dan kompresi lambat. Dalam kasus pertama, ciri yang membedakannya adalah gravitasi: materi protobintang hampir jatuh bebas menuju pusatnya. Pada tahap ini, suhu gas tetap tidak berubah, durasinya sekitar 100 ribu tahun, dan selama ini ukuran protobintang berkurang secara signifikan.

Dan jika pada tahap pertama kelebihan panas terus-menerus hilang, maka protobintang menjadi lebih padat. Pembuangan panas tidak lagi terjadi dengan kecepatan tinggi; gas terus memampatkan dan memanas dengan cepat. Kompresi lambat protobintang berlangsung lebih lama lagi - lebih dari sepuluh juta tahun. Ketika suhu sangat tinggi (lebih dari satu juta derajat) tercapai, reaksi termonuklir berdampak buruk, menyebabkan terhentinya kompresi. Setelah itu terbentuklah bintang baru dari protobintang.

Siklus hidup sebuah bintang

Bintang itu seperti organisme hidup: mereka lahir, mencapai puncak perkembangannya, dan kemudian mati. Perubahan besar dimulai ketika bagian tengah bintang kehabisan hidrogen. Ia mulai terbakar di dalam cangkangnya, secara bertahap memperbesar ukurannya, dan bintang tersebut dapat berubah menjadi raksasa merah atau bahkan raksasa super.

Semua bintang memiliki siklus hidup yang sangat berbeda, semuanya bergantung pada massanya. Mereka yang lebih berat hidup lebih lama dan akhirnya meledak. Matahari kita bukanlah bintang masif, jadi benda langit jenis ini menghadapi akhir yang berbeda: perlahan-lahan memudar dan menjadi struktur padat yang disebut katai putih.

Raksasa merah

Bintang yang telah menghabiskan pasokan hidrogennya dapat memperoleh ukuran yang sangat besar. Tokoh-tokoh seperti itu disebut raksasa merah. Ciri yang membedakannya, selain ukurannya, adalah atmosfernya yang luas dan suhu permukaannya yang sangat rendah. Penelitian menunjukkan bahwa tidak semua bintang melewati tahap perkembangan ini. Hanya bintang-bintang dengan massa signifikan yang bisa menjadi raksasa merah.

Perwakilan yang paling menonjol adalah Arcturus dan Antare, lapisan yang terlihat memiliki suhu yang relatif rendah, dan cangkang yang dibuang memiliki suhu yang cukup besar. Di dalam benda terjadi proses penyalaan helium yang ditandai dengan tidak adanya fluktuasi luminositas yang tajam.

Katai putih

Bintang-bintang kecil dalam ukuran dan massa berubah menjadi katai putih. Kepadatannya sangat tinggi (sekitar satu juta kali lebih tinggi dari kepadatan air), itulah sebabnya materi bintang berubah menjadi keadaan yang disebut “gas yang mengalami degenerasi”. Tidak ada reaksi termonuklir yang diamati di dalam katai putih, dan hanya fakta pendinginan yang memberikan cahaya. Ukuran bintang di negara bagian ini sangat kecil. Misalnya, banyak katai putih yang ukurannya mirip dengan Bumi.

Bintang-- benda angkasa di mana reaksi termonuklir sedang terjadi, telah terjadi, atau akan terjadi. 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”.

1. Evolusi bintang

Evolusi bintang-- rangkaian perubahan yang dialami sebuah 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 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 bakarnya habis pada 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).

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. 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 cm². Awan molekuler memiliki kepadatan sekitar satu juta molekul per cm2. Massa awan semacam itu melebihi massa Matahari sebanyak 100.000-10.000.000 kali lipat karena ukurannya: diameter 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 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. Proses pembentukan bintang dapat dijelaskan secara terpadu, namun tahapan perkembangan bintang selanjutnya hampir seluruhnya bergantung pada massanya, dan hanya pada akhir evolusi bintang komposisi kimia dapat berperan.

3. Siklus paruh baya sebuah bintang

Bintang tersedia dalam berbagai warna dan ukuran. Kelas spektralnya berkisar dari biru panas hingga merah dingin, dan massanya berkisar antara 0,0767 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. Faktanya, pergerakan bintang sepanjang diagram hanya berhubungan dengan perubahan parameter bintang. Katai merah kecil dan dingin perlahan-lahan membakar cadangan hidrogennya dan tetap berada di deret utama selama ratusan miliar tahun, sementara bintang super raksasa akan meninggalkan deret utama dalam 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. Setelah waktu tertentu - dari satu juta hingga puluhan miliar tahun, bergantung pada massa awalnya - 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 dihasilkan oleh reaksi-reaksi ini untuk menyeimbangkan tarikan gravitasi bintang, bintang akan mulai berkontraksi lagi, seperti yang terjadi sebelumnya selama pembentukannya. Suhu dan tekanan naik lagi, namun, tidak seperti tahap protobintang, ke tingkat yang lebih tinggi. Keruntuhan berlanjut hingga reaksi termonuklir yang melibatkan helium dimulai pada suhu sekitar 100 juta K. Pembakaran materi termonuklir yang dilanjutkan pada tingkat baru menyebabkan perluasan bintang yang mengerikan. Bintang “melonggarkan” dan ukurannya bertambah sekitar 100 kali lipat. Dengan demikian, bintang tersebut menjadi raksasa merah, dan fase pembakaran helium berlangsung sekitar beberapa juta tahun. Hampir semua raksasa merah adalah bintang variabel. Apa yang terjadi selanjutnya bergantung pada massa bintangnya.

4. 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 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. Bintang dengan massa kurang dari 0,5 Matahari tidak mampu mengubah helium bahkan setelah reaksi yang melibatkan hidrogen di inti berhenti - massanya terlalu kecil untuk menghasilkan fase kompresi gravitasi baru hingga memicu “penyalaan” 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, 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, intinya kehabisan hidrogen dan reaksi untuk mensintesis karbon dari helium dimulai. Proses ini terjadi pada suhu yang lebih tinggi dan oleh karena itu aliran energi dari inti meningkat, yang mengarah pada fakta bahwa lapisan luar bintang mulai mengembang. Awal sintesis karbon menandai tahap baru dalam kehidupan 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 keluaran 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 pada fase ini disebut bintang tipe akhir, bintang OH-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. Pulsasi yang kuat muncul, yang pada akhirnya memberikan percepatan yang cukup pada lapisan luar untuk terlempar dan berubah menjadi nebula planet. Di tengah nebula, inti bintang yang telanjang tetap ada, di mana reaksi termonuklir berhenti, dan saat mendingin, ia berubah menjadi katai putih helium, biasanya memiliki massa hingga 0,5-0,6 matahari dan diameter sebesar 0,5-0,6 matahari. urutan diameter bumi.

katai putih

Segera setelah helium menyala, karbon dan oksigen “menyala”; masing-masing peristiwa ini menyebabkan restrukturisasi serius pada 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 sebuah bintang bergantung sepenuhnya pada massa awalnya: inti sebuah bintang dapat mengakhiri evolusinya sebagai katai putih (bintang bermassa rendah); jika massanya pada tahap evolusi selanjutnya melebihi batas Chandrasekhar - seperti bintang neutron (pulsar); jika massa melebihi batas Oppenheimer - Volkov - seperti lubang hitam. Dalam dua kasus terakhir, selesainya evolusi bintang disertai dengan peristiwa bencana - ledakan supernova. 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 menghentikan kompresi lebih lanjut pada inti, dan elektron mulai “ditekan” menjadi inti atom, yang mengarah pada transformasi proton menjadi neutron, yang di antaranya tidak terdapat tolakan elektrostatis. kekuatan. Neutronisasi materi seperti itu mengarah pada fakta bahwa ukuran bintang, yang sebenarnya sekarang mewakili satu inti atom yang sangat besar, diukur dalam beberapa kilometer, dan kepadatannya 100 juta kali lebih besar daripada kepadatan air. Benda seperti itu disebut bintang neutron.

Bintang supermasif

Setelah bintang bermassa lebih besar dari lima kali Matahari memasuki tahap superraksasa merah, intinya mulai menyusut karena pengaruh gravitasi. Ketika kompresi meningkat, suhu dan kepadatan meningkat, dan rangkaian reaksi termonuklir baru dimulai. Dalam reaksi seperti itu, unsur-unsur yang semakin berat disintesis: helium, karbon, oksigen, silikon, dan besi, yang untuk sementara menahan keruntuhan inti. Pada akhirnya, seiring terbentuknya unsur-unsur yang lebih berat dalam tabel periodik, besi-56 disintesis dari silikon. Pada tahap ini, fusi termonuklir 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 gravitasi lapisan luar bintang, dan keruntuhan inti segera terjadi bersamaan dengan neutronisasi materinya. Apa yang terjadi selanjutnya masih belum sepenuhnya jelas, tetapi, bagaimanapun juga, proses yang terjadi dalam hitungan detik menyebabkan ledakan supernova dengan kekuatan yang luar biasa. 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). Jadi, ledakan supernova menjelaskan keberadaan unsur-unsur yang lebih berat daripada besi dalam materi antarbintang, namun hal ini bukan satu-satunya cara yang mungkin untuk pembentukannya; misalnya, hal ini 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 “sampah” luar angkasa lainnya dan kemungkinan 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. 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 besar dari kota besar—dan memiliki kepadatan yang sangat tinggi. Periode orbitnya menjadi sangat pendek seiring dengan mengecilnya ukuran bintang (karena kekekalan momentum sudut). Beberapa membuat 600 putaran 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, pulsa radiasi dapat dideteksi berulang pada interval yang sama dengan periode orbit bintang. 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 radiusnya menjadi lebih kecil dari jari-jari Schwarzschild. Setelah itu, bintang tersebut menjadi lubang hitam. Keberadaan lubang hitam telah diprediksi oleh teori relativitas umum. Menurut teori ini, materi dan informasi tidak dapat meninggalkan lubang hitam dalam kondisi apapun. Namun, mekanika kuantum mungkin membuat 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, cakrawala peristiwanya perlu diamati. Hal ini tidak mungkin dilakukan hanya dengan menentukan cakrawala, tetapi dengan menggunakan interferometri radio garis dasar yang sangat panjang, metrik di dekat suatu objek dapat ditentukan, serta variabilitas milidetik dapat dicatat dengan cepat. Sifat-sifat ini, yang diamati pada suatu objek, seharusnya membuktikan keberadaan lubang hitam secara pasti.

Siklus hidup bintang

Sebuah bintang pada umumnya melepaskan energi dengan menggabungkan hidrogen menjadi helium dalam tungku nuklir pada intinya. Setelah bintang menggunakan hidrogen di pusatnya, ia mulai terbakar di dalam cangkang bintang, yang bertambah besar dan membengkak. Ukuran bintang bertambah, suhunya menurun. Proses ini memunculkan raksasa merah dan super raksasa. Umur setiap bintang ditentukan oleh massanya. Bintang masif mengakhiri siklus hidupnya dengan ledakan. Bintang-bintang seperti Matahari menyusut dan menjadi katai putih padat. Selama proses transformasi dari raksasa merah menjadi katai putih, sebuah bintang dapat melepaskan lapisan luarnya sebagai selubung gas ringan, sehingga memperlihatkan intinya.