rumah » Kain » Evolusi bintang dengan massa berbeda. Siklus hidup bintang - deskripsi, diagram, dan fakta menarik

Evolusi bintang dengan massa berbeda. Siklus hidup bintang - deskripsi, diagram, dan fakta menarik

Evolusi bintang dalam astronomi adalah rangkaian perubahan yang dialami sebuah bintang selama hidupnya, yaitu selama ratusan ribu, jutaan, atau miliaran 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 berisi antara 0,1 dan 1 molekul per cm3. Awan molekuler memiliki kepadatan sekitar satu juta molekul per cm 3 . Massa awan semacam itu melebihi massa Matahari sebanyak 100.000–10.000.000 kali lipat karena ukurannya: lebarnya antara 50 hingga 300 tahun cahaya.

Evolusi bintang dimulai dari awan molekul raksasa, yang juga disebut tempat lahir bintang.

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 di sekitar 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, ketidakhomogenan gaya yang bekerja pada massa awan dapat memicu proses pembentukan bintang.

ketidakhomogenan gaya yang bekerja pada massa awan dapat memicu proses pembentukan bintang.

Selama proses ini, ketidakhomogenan awan molekuler akan terkompresi di bawah pengaruh gravitasinya sendiri dan secara bertahap mengambil bentuk bola. Ketika dikompresi, energi gravitasi 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 selanjutnya dari evolusi sebuah bintang hampir seluruhnya bergantung pada massanya, dan hanya pada akhir evolusi sebuah bintang komposisi kimianya dapat berperan.

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, hingga cadangan bahan bakar di intinya habis. Ketika semua hidrogen di pusat bintang diubah menjadi helium, inti helium terbentuk, dan pembakaran hidrogen secara termonuklir berlanjut di pinggiran inti.

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.

Saat ini, belum diketahui secara pasti apa yang terjadi pada bintang terang setelah pasokan hidrogen di intinya habis. Karena usia alam semesta adalah 13,8 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.

Menurut konsep teoretis, beberapa bintang terang, yang kehilangan materinya (angin bintang), secara bertahap akan menguap, menjadi semakin kecil. Katai lainnya, katai merah, akan mendingin secara perlahan selama miliaran tahun sambil terus mengeluarkan emisi samar dalam rentang spektrum elektromagnetik inframerah dan gelombang mikro.

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.

Begitu sebuah bintang kehabisan hidrogen di intinya, ia meninggalkan deret utama.

Tanpa tekanan yang timbul selama reaksi termonuklir dan keseimbangan gravitasi internal, bintang mulai menyusut lagi, seperti yang terjadi sebelumnya selama proses pembentukannya.

Suhu dan tekanan meningkat lagi, namun, tidak seperti tahap protobintang, ke tingkat yang jauh lebih tinggi.

Keruntuhan berlanjut hingga suhu sekitar 100 juta K menjadi termal reaksi nuklir dengan partisipasi helium, di mana helium diubah menjadi unsur yang lebih berat (helium menjadi karbon, karbon menjadi oksigen, oksigen menjadi silikon, dan akhirnya silikon menjadi besi).

Keruntuhan berlanjut hingga reaksi termonuklir yang melibatkan helium dimulai pada suhu sekitar 100 juta K

Bintang tersebut menjadi raksasa merah, dan fase pembakaran helium berlangsung sekitar beberapa juta tahun.

Apa yang terjadi selanjutnya juga bergantung pada massa bintangnya.

Di bintang-bintang ukuran rata-rata reaksi pembakaran termonuklir helium dapat menyebabkan pelepasan lapisan luar bintang secara eksplosif dengan pembentukan nebula planet. Inti bintang, tempat reaksi termonuklir berhenti, mendingin dan berubah menjadi katai putih helium, biasanya memiliki massa hingga 0,5-0,6 massa matahari dan diameter seukuran diameter Bumi.

Untuk bintang masif dan supermasif (dengan massa lima massa matahari atau lebih), proses yang terjadi di intinya seiring dengan meningkatnya kompresi gravitasi menyebabkan ledakan. supernova dengan pelepasan energi yang sangat besar. Ledakan tersebut disertai dengan pelepasan sejumlah besar materi bintang ke ruang antarbintang. Zat ini selanjutnya ikut serta dalam pembentukan bintang, planet, atau satelit baru. Berkat supernova, Alam Semesta secara keseluruhan, dan setiap galaksi pada khususnya, berevolusi secara kimiawi. Inti bintang yang tersisa setelah ledakan mungkin akan berevolusi menjadi bintang neutron (pulsar) jika massa tahap akhir bintang melebihi batas Chandrasekhar (1,44 massa Matahari), atau sebagai lubang hitam jika massa bintang melebihi batas Oppenheimer–Volkoff (perkiraan nilai 2,5-3 massa Matahari).

Proses evolusi bintang di Alam Semesta berlangsung terus-menerus dan bersiklus - bintang-bintang tua memudar dan bintang-bintang baru muncul menggantikannya.

Menurut konsep ilmiah modern, unsur-unsur yang diperlukan untuk munculnya planet dan kehidupan di Bumi terbentuk dari materi bintang. Meskipun tidak ada sudut pandang yang diterima secara umum tentang bagaimana kehidupan muncul.

Mempelajari evolusi bintang tidak mungkin dilakukan hanya dengan mengamati satu bintang - banyak perubahan pada bintang terjadi terlalu lambat untuk diperhatikan bahkan setelah berabad-abad. Oleh karena itu, para ilmuwan mempelajari banyak bintang, yang masing-masing berada pada tahap tertentu dalam siklus hidupnya. Selama beberapa dekade terakhir, pemodelan struktur bintang menggunakan teknologi komputer telah tersebar luas di bidang astrofisika.

YouTube ensiklopedis

1 / 5

✪ Bintang dan evolusi bintang (diceritakan oleh astrofisikawan Sergei Popov)

✪ Bintang dan evolusi bintang (diceritakan oleh Sergey Popov dan Ilgonis Vilks)

✪ Evolusi bintang. Evolusi raksasa biru dalam 3 menit

✪ Surdin V.G. Evolusi Bintang Bagian 1

✪ S. A. Lamzin - “Evolusi Bintang”

Subtitle

Fusi termonuklir di bagian dalam bintang

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 meliputi 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. Pada diagram Hertzsprung-Russell, bintang-bintang tersebut membentuk jalur hampir vertikal yang disebut jalur Hayashi. 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.

Belum diketahui secara pasti ciri-ciri apa yang dimiliki bintang bermassa lebih rendah pada saat memasuki deret utama, karena waktu yang dihabiskan bintang-bintang tersebut dalam kategori muda melebihi usia Alam Semesta [ ] . Semua gagasan tentang evolusi bintang-bintang ini hanya didasarkan pada perhitungan numerik dan pemodelan matematika.

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 muda bermassa menengah (dari 2 hingga 8 massa matahari) [ ] berevolusi secara kualitatif dengan cara yang persis sama dengan adik-adiknya, dengan pengecualian bahwa mereka tidak memiliki zona konvektif hingga deret utama.

Objek jenis ini diasosiasikan dengan apa yang disebut. Ae\Be Herbig bintang 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 Taurus, sehingga secara efektif memanaskan dan membubarkan sisa-sisa awan protobintang.

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 hadir dalam berbagai warna dan ukuran. Berdasarkan jenis spektralnya, mereka berkisar dari biru panas hingga merah dingin, dan berdasarkan massa - dari 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. Secara alami, 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.

“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. Jadi bintang tersebut menjadi raksasa merah, 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 tersebut termasuk katai merah, seperti Proxima Centauri, yang waktu tinggalnya di deret utama berkisar antara 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

Setelah mencapai bintang berukuran sedang (dari 0,4 hingga 3,4 massa matahari) [ ] 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 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 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”), OH -bintang IR atau Bintang mirip dunia, bergantung pada bintangnya spesifikasi yang tepat. 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 sumbernya, kondisi ideal untuk mengaktifkan maser kosmik.

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.

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 energinya dan, secara bertahap mendingin, menjadi katai hitam yang 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 berlangsung, suhu dan kepadatan meningkat, dan rangkaian reaksi termonuklir baru dimulai. Dalam reaksi tersebut, 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.

Apa yang terjadi selanjutnya masih belum sepenuhnya jelas, namun, bagaimanapun juga, proses yang terjadi dalam hitungan detik menyebabkan ledakan supernova dengan kekuatan yang luar biasa.

Semburan neutrino yang kuat dan medan magnet yang berputar mendorong keluar sebagian besar materi bintang yang terakumulasi. [ ] - yang disebut elemen tempat duduk, termasuk elemen besi dan pemantik api. Materi yang meledak 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, namun ini bukan satu-satunya cara yang mungkin pembentukannya, yang misalnya ditunjukkan oleh bintang teknesium.

gelombang ledakan Dan jet neutrino membawa materi menjauh bintang 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, 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 bintang setelah melalui fase ledakan supernova menjadi bintang neutron. Jika sebuah bintang memiliki massa yang cukup besar, maka keruntuhan bintang tersebut akan terus berlanjut, dan neutron sendiri akan mulai turun 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,

Evolusi Bintang dengan Massa Berbeda

Para astronom tidak dapat mengamati kehidupan satu bintang dari awal hingga akhir, karena bahkan bintang yang berumur paling pendek pun ada yang berumur jutaan tahun - umur yang lebih panjang dari seluruh umat manusia. Perubahan ciri fisik dan komposisi kimia bintang dari waktu ke waktu, mis. evolusi bintang, para astronom mempelajarinya dengan membandingkan karakteristik banyak bintang yang terletak di atasnya tahapan yang berbeda evolusi.

Pola fisik yang menghubungkan karakteristik bintang yang diamati tercermin dalam diagram warna-luminositas - diagram Hertzsprung - Russell, di mana bintang-bintang membentuk kelompok terpisah - barisan: barisan utama bintang, barisan bintang super raksasa, raksasa terang dan redup, subraksasa, subkurcaci dan katai putih.

Hampir sepanjang masa hidupnya, bintang mana pun berada pada deret utama diagram warna-luminositas. Semua tahapan lain dalam evolusi bintang sebelum pembentukan sisa padat memakan waktu tidak lebih dari 10% dari waktu tersebut. Inilah sebabnya mengapa sebagian besar bintang yang diamati di Galaksi kita adalah katai merah berukuran sedang dengan massa Matahari atau kurang. Deret utama berisi sekitar 90% dari seluruh bintang yang diamati.

Umur sebuah bintang dan apa jadinya pada akhirnya jalan hidup, sepenuhnya ditentukan oleh massanya. Bintang dengan massa lebih besar dari Matahari hidup jauh lebih sedikit dibandingkan Matahari, dan masa hidup bintang paling masif hanya jutaan tahun. Bagi sebagian besar bintang, masa hidup adalah sekitar 15 miliar tahun. Setelah bintang kehabisan sumber energinya, ia mulai mendingin dan berkontraksi. Produk akhir bintang evolusi adalah benda masif kompak yang kepadatannya berkali-kali lipat lebih besar daripada bintang biasa.

Bintang dengan massa berbeda berakhir di salah satu dari tiga keadaan: katai putih, bintang neutron, atau lubang hitam. Jika massa bintang kecil, maka gaya gravitasi relatif lemah dan kompresi bintang (keruntuhan gravitasi) terhenti. Ia bertransisi ke keadaan katai putih yang stabil. Jika massa melebihi nilai kritis, kompresi dilanjutkan. Pada kepadatan yang sangat tinggi, elektron bergabung dengan proton membentuk neutron. Segera, hampir seluruh bintang hanya terdiri dari neutron dan memiliki kepadatan yang sangat besar sehingga massa bintang yang sangat besar terkonsentrasi dalam bola yang sangat kecil dengan radius beberapa kilometer dan kompresi berhenti - sebuah bintang neutron terbentuk. Jika massa bintang begitu besar sehingga pembentukan bintang neutron pun tidak dapat menghentikan keruntuhan gravitasi, maka tahap akhir evolusi bintang tersebut adalah lubang hitam.

Alam Semesta merupakan makrokosmos yang terus berubah, dimana setiap benda, zat, atau materi berada dalam keadaan transformasi dan perubahan. Proses-proses ini berlangsung selama miliaran tahun. Dibandingkan dengan durasi kehidupan manusia periode waktu yang tidak dapat dipahami ini sangatlah besar. Dalam skala kosmik, perubahan ini hanya terjadi sebentar saja. Bintang-bintang yang sekarang kita lihat di langit malam sama saja dengan ribuan tahun yang lalu, ketika mereka dapat dilihat firaun mesir Namun nyatanya selama ini perubahan ciri fisik benda langit tidak berhenti sedetik pun. Bintang lahir, hidup, dan tentunya menua - evolusi bintang berjalan seperti biasa.

Posisi konstelasi bintang Biduk berbeda periode sejarah dalam selang waktu 100.000 tahun yang lalu - zaman kita dan setelah 100 ribu tahun

Interpretasi evolusi bintang dari sudut pandang orang kebanyakan

Bagi kebanyakan orang, luar angkasa tampak seperti dunia yang tenang dan sunyi. Faktanya, Alam Semesta adalah laboratorium fisik raksasa tempat terjadinya transformasi besar-besaran, yang mana komposisi kimianya berubah, karakter fisik dan struktur bintang. Kehidupan sebuah bintang berlangsung selama ia bersinar dan mengeluarkan panas. Namun, keadaan cemerlang seperti itu tidak bertahan selamanya. Kelahiran cerah diikuti oleh periode kematangan bintang, yang pasti berakhir dengan penuaan benda langit dan kematiannya.

Pembentukan protobintang dari awan gas dan debu 5-7 miliar tahun lalu

Semua informasi kita tentang bintang saat ini sesuai dengan kerangka sains. Termodinamika memberi kita penjelasan tentang proses kesetimbangan hidrostatik dan termal di mana materi bintang berada. Fisika nuklir dan kuantum memungkinkan kita memahami proses kompleks fusi nuklir yang memungkinkan sebuah bintang ada, memancarkan panas, dan memberikan cahaya ke ruang sekitarnya. Saat lahirnya sebuah bintang, kesetimbangan hidrostatik dan termal terbentuk, didukung oleh sumber energinya sendiri. Di akhir karir gemilangnya, keseimbangan ini terganggu. Serangkaian proses yang tidak dapat diubah dimulai, yang akibatnya adalah kehancuran atau keruntuhan bintang - suatu proses besar kematian benda langit secara instan dan cemerlang.

Ledakan supernova adalah akhir yang cerah dari kehidupan bintang yang lahir di tahun-tahun awal alam semesta.

Perubahan ciri fisik bintang disebabkan oleh massanya. Laju evolusi suatu benda dipengaruhi oleh komposisi kimianya dan, sampai batas tertentu, oleh parameter astrofisika yang ada - kecepatan dan keadaan rotasi Medan gaya. Tidaklah mungkin untuk berbicara secara pasti tentang bagaimana segala sesuatu sebenarnya terjadi karena lamanya proses yang dijelaskan. Laju evolusi dan tahapan transformasi bergantung pada waktu kelahiran bintang dan lokasinya di Alam Semesta pada saat kelahirannya.

Evolusi bintang dari sudut pandang ilmiah

Bintang mana pun lahir dari gumpalan gas antarbintang yang dingin, yang, di bawah pengaruh gaya gravitasi eksternal dan internal, dikompresi hingga menjadi bola gas. Proses kompresi zat gas tidak berhenti sejenak, disertai dengan pelepasan energi panas yang sangat besar. Suhu formasi baru meningkat hingga fusi termonuklir dimulai. Mulai saat ini, kompresi materi bintang berhenti, dan keseimbangan tercapai antara keadaan hidrostatik dan termal benda tersebut. Alam Semesta telah diisi ulang dengan bintang baru yang utuh.

Bahan bakar utama bintang adalah atom hidrogen sebagai hasil reaksi termonuklir yang diluncurkan.

Dalam evolusi bintang, sumber energi panasnya sangatlah penting. Energi radiasi dan panas yang keluar ke luar angkasa dari permukaan bintang diisi kembali dengan mendinginkan lapisan dalam benda langit. Reaksi termonuklir yang terus-menerus terjadi dan kompresi gravitasi di perut bintang menggantikan kerugian tersebut. Selama terdapat cukup bahan bakar nuklir di perut bintang, bintang akan bersinar terang dan mengeluarkan panas. Segera setelah proses fusi termonuklir melambat atau berhenti sama sekali, mekanisme kompresi internal bintang diaktifkan untuk menjaga keseimbangan termal dan termodinamika. Pada tahap ini, objek sudah mengeluarkan energi panas, yang hanya terlihat dalam rentang inframerah.

Berdasarkan proses yang dijelaskan, kita dapat menyimpulkan bahwa evolusi bintang mewakili perubahan yang konsisten dalam sumber energi bintang. Dalam astrofisika modern, proses transformasi bintang dapat diatur menurut tiga skala:

garis waktu nuklir;
periode termal kehidupan bintang;
segmen dinamis (final) dari kehidupan seorang termasyhur.

Dalam setiap kasus, proses yang menentukan usia bintang, karakteristik fisiknya, dan jenis kematian suatu objek dipertimbangkan. Garis waktu nuklir menarik selama objek tersebut ditenagai oleh sumber panasnya sendiri dan memancarkan energi yang merupakan produk reaksi nuklir. Durasi tahap ini diperkirakan dengan menentukan jumlah hidrogen yang akan diubah menjadi helium selama fusi termonuklir. Semakin besar massa bintang, semakin besar intensitas reaksi nuklir dan, karenanya, semakin tinggi luminositas benda tersebut.

Ukuran dan massa berbagai bintang, mulai dari bintang super raksasa hingga katai merah

Skala waktu termal menentukan tahap evolusi di mana sebuah bintang mengeluarkan seluruh energi panasnya. Proses ini dimulai dari saat cadangan hidrogen terakhir habis dan reaksi nuklir berhenti. Untuk menjaga keseimbangan objek, proses kompresi dimulai. Materi bintang jatuh menuju pusat. Dalam hal ini, energi kinetik diubah menjadi energi panas, yang digunakan untuk menjaga keseimbangan suhu yang diperlukan di dalam bintang. Sebagian energinya lepas ke luar angkasa.

Mengingat fakta bahwa luminositas bintang ditentukan oleh massanya, pada saat suatu benda dikompresi, kecerahannya di ruang angkasa tidak berubah.

Sebuah bintang sedang menuju deret utama

Pembentukan bintang terjadi menurut skala waktu yang dinamis. Gas bintang jatuh bebas ke dalam menuju pusat, meningkatkan kepadatan dan tekanan di perut objek masa depan. Semakin tinggi massa jenis di pusat bola gas, semakin tinggi suhu di dalam benda tersebut. Mulai saat ini, panas menjadi energi utama benda langit. Semakin besar kepadatan dan semakin tinggi suhu, semakin besar pula tekanan di kedalaman bintang masa depan. Jatuh bebas molekul dan atom berhenti, dan proses kompresi gas bintang terhenti. Keadaan suatu benda seperti ini biasa disebut protobintang. Objeknya adalah 90% molekul hidrogen. Ketika suhu mencapai 1800K, hidrogen masuk ke keadaan atom. Selama proses peluruhan, energi dikonsumsi, dan kenaikan suhu melambat.

Alam semesta 75% terdiri dari molekul hidrogen, yang selama pembentukan protobintang berubah menjadi atom hidrogen - bahan bakar nuklir sebuah bintang

Dalam keadaan ini, tekanan di dalam bola gas berkurang sehingga memberikan kebebasan terhadap gaya kompresi. Urutan ini diulang setiap kali semua hidrogen terionisasi terlebih dahulu, dan kemudian helium terionisasi. Pada suhu 10⁵ K, gas terionisasi sempurna, kompresi bintang berhenti, dan keseimbangan hidrostatik benda pun timbul. Evolusi bintang selanjutnya akan terjadi sesuai dengan skala waktu termal, jauh lebih lambat dan lebih konsisten.

Jari-jari protobintang telah berkurang dari 100 AU sejak awal pembentukannya. sampai dengan ¼ a.u. Benda tersebut berada di tengah awan gas. Akibat pertambahan partikel dari daerah terluar awan gas bintang, massa bintang akan terus bertambah. Akibatnya, suhu di dalam benda akan meningkat, mengiringi proses konveksi - perpindahan energi dari lapisan dalam bintang ke tepi luarnya. Selanjutnya, dengan meningkatnya suhu di bagian dalam benda langit, konveksi digantikan oleh transfer radiasi, bergerak menuju permukaan bintang. Pada saat ini, luminositas benda meningkat pesat, dan suhu lapisan permukaan bola bintang juga meningkat.

Proses konveksi dan transfer radiasi pada bintang yang baru terbentuk sebelum terjadinya reaksi fusi termonuklir

Misalnya, untuk bintang dengan massa yang sama dengan massa Matahari kita, kompresi awan protobintang terjadi hanya dalam beberapa ratus tahun. Adapun tahap akhir pembentukan suatu benda, kondensasi materi bintang telah berlangsung selama jutaan tahun. Matahari bergerak menuju deret utama dengan cukup cepat, dan perjalanan ini akan memakan waktu ratusan juta atau miliaran tahun. Dengan kata lain, semakin besar massa bintang, semakin lama pula waktu yang dibutuhkan untuk pembentukan bintang utuh. Sebuah bintang dengan massa 15M akan bergerak di sepanjang jalur menuju deret utama lebih lama - sekitar 60 ribu tahun.

Fase deret utama

Meskipun beberapa reaksi fusi termonuklir dimulai pada suhu yang lebih rendah, fase utama pembakaran hidrogen dimulai pada suhu 4 juta derajat. Mulai saat ini fase deret utama dimulai. ikut bermain bentuk baru reproduksi energi bintang - nuklir. Energi kinetik yang dilepaskan selama kompresi suatu benda memudar ke latar belakang. Keseimbangan tercapai memastikan umur panjang dan tenang bagi bintang yang berada di fase awal deret utama.

Fisi dan peluruhan atom hidrogen selama reaksi termonuklir yang terjadi di bagian dalam bintang

Mulai saat ini, pengamatan kehidupan sebuah bintang jelas terkait dengan fase deret utama, yang merupakan bagian penting dari evolusi benda langit. Pada tahap inilah satu-satunya sumber energi bintang adalah hasil pembakaran hidrogen. Benda tersebut berada dalam keadaan setimbang. Sebagai konsumsi bahan bakar nuklir hanya komposisi kimia benda yang berubah. Masa tinggal Matahari dalam fase deret utama akan berlangsung sekitar 10 miliar tahun. Ini adalah waktu yang dibutuhkan bintang asal kita untuk menghabiskan seluruh pasokan hidrogennya. Sedangkan untuk bintang masif, evolusinya terjadi lebih cepat. Dengan memancarkan lebih banyak energi, sebuah bintang masif hanya bertahan dalam fase deret utama selama 10-20 juta tahun.

Bintang yang kurang masif akan terbakar lebih lama di langit malam. Dengan demikian, bintang bermassa 0,25 M akan tetap berada dalam fase deret utama selama puluhan miliar tahun.

Diagram Hertzsprung – Russell menilai hubungan antara spektrum bintang dan luminositasnya. Poin pada diagram - lokasi bintang terkenal. Panah menunjukkan perpindahan bintang dari deret utama ke fase katai raksasa dan katai putih.

Untuk membayangkan evolusi bintang, lihat saja diagram yang mencirikan jalur benda langit pada deret utama. Bagian atas Grafiknya terlihat kurang jenuh objek karena di sinilah bintang-bintang masif terkonsentrasi. Lokasi ini dijelaskan oleh siklus hidup mereka yang pendek. Dari bintang-bintang yang dikenal saat ini, beberapa di antaranya memiliki massa 70M. Benda yang massanya melebihi batas atas 100M tidak mungkin terbentuk sama sekali.

Benda-benda langit yang massanya kurang dari 0,08 M tidak mempunyai kemampuan untuk mengatasi massa kritis yang diperlukan untuk permulaan fusi termonuklir dan tetap dingin sepanjang hidupnya. Protobintang terkecil akan runtuh dan membentuk katai mirip planet.

Katai coklat mirip planet dibandingkan dengan bintang normal (Matahari kita) dan planet Jupiter

Di bagian bawah urutannya terdapat objek terkonsentrasi yang didominasi oleh bintang-bintang dengan massa sama dengan massa Matahari kita dan sedikit lebih besar. Batas khayal antara bagian atas dan bawah deret utama adalah benda yang massanya – 1,5M.

Tahap selanjutnya dari evolusi bintang

Setiap opsi untuk perkembangan keadaan bintang ditentukan oleh massanya dan lamanya waktu terjadinya transformasi materi bintang. Namun, Alam Semesta adalah mekanisme yang memiliki banyak segi dan kompleks, sehingga evolusi bintang dapat mengambil jalur lain.

Saat melakukan perjalanan sepanjang deret utama, bintang dengan massa kira-kira sama dengan massa Matahari memiliki tiga pilihan rute utama:

jalani hidupmu dengan tenang dan istirahatlah dengan damai di alam semesta yang luas;
memasuki fase raksasa merah dan menua secara perlahan;
menjadi katai putih, meledak sebagai supernova, dan menjadi bintang neutron.

Kemungkinan varian evolusi protobintang bergantung pada waktu, komposisi kimia benda, dan massanya

Setelah deret utama muncullah fase raksasa. Pada saat ini, cadangan hidrogen di perut bintang telah benar-benar habis, wilayah pusat objek adalah inti helium, dan reaksi termonuklir bergeser ke permukaan objek. Di bawah pengaruh fusi termonuklir, cangkangnya mengembang, tetapi massa inti helium bertambah. Bintang biasa berubah menjadi raksasa merah.

Fase raksasa dan ciri-cirinya

Pada bintang bermassa rendah, kepadatan inti menjadi sangat besar, mengubah materi bintang menjadi gas relativistik yang mengalami degenerasi. Jika massa bintang sedikit lebih dari 0,26 M, peningkatan tekanan dan suhu menyebabkan dimulainya sintesis helium, yang meliputi seluruh wilayah pusat objek. Mulai saat ini, suhu bintang meningkat dengan cepat. Fitur utama Prosesnya adalah gas yang mengalami degenerasi tidak mempunyai kemampuan untuk memuai. Di bawah pengaruh suhu tinggi hanya laju fisi helium yang meningkat, yang disertai dengan reaksi eksplosif. Pada saat-saat seperti itu kita dapat mengamati kilatan helium. Kecerahan objek meningkat ratusan kali lipat, namun penderitaan bintang terus berlanjut. Bintang bertransisi ke keadaan baru, di mana semua proses termodinamika terjadi di inti helium dan di kulit terluarnya.

Struktur bintang deret utama tipe matahari dan raksasa merah dengan inti helium isotermal dan zona nukleosintesis berlapis

Kondisi ini bersifat sementara dan tidak stabil. Materi bintang terus tercampur, dan sebagian besarnya terlempar ke ruang sekitarnya, membentuk nebula planet. Inti panas tetap berada di pusatnya, yang disebut katai putih.

Untuk bintang bermassa besar, proses yang disebutkan di atas tidak terlalu berbahaya. Pembakaran helium digantikan oleh reaksi fisi nuklir karbon dan silikon. Pada akhirnya inti bintang akan berubah menjadi besi bintang. Fase raksasa ditentukan oleh massa bintang. Semakin besar massa suatu benda maka semakin rendah suhu di pusatnya. Ini jelas tidak cukup untuk memicu reaksi fisi nuklir karbon dan unsur lainnya.

Nasib katai putih - bintang neutron atau lubang hitam

Saat berada dalam kondisi katai putih, objek tersebut berada dalam kondisi yang sangat tidak stabil. Reaksi nuklir yang terhenti menyebabkan penurunan tekanan, inti mengalami keruntuhan. Energi dilepaskan di pada kasus ini, dihabiskan untuk peluruhan besi menjadi atom helium, yang selanjutnya membusuk menjadi proton dan neutron. Proses yang berjalan berkembang dengan pesat. Runtuhnya sebuah bintang menjadi ciri segmen skala dinamis dan membutuhkan waktu sepersekian detik. Pembakaran residu bahan bakar nuklir terjadi secara eksplosif, melepaskan sejumlah besar energi dalam hitungan detik. Ini cukup untuk meledakkan lapisan atas benda tersebut. Tahap terakhir dari katai putih adalah ledakan supernova.

Inti bintang mulai runtuh (kiri). Keruntuhan tersebut membentuk bintang neutron dan menimbulkan aliran energi ke lapisan terluar bintang (tengah). Energi dilepaskan ketika lapisan luar sebuah bintang terlepas selama ledakan supernova (kanan).

Inti superpadat yang tersisa akan menjadi sekelompok proton dan elektron, yang saling bertabrakan membentuk neutron. Alam Semesta telah diisi ulang dengan objek baru - bintang neutron. Karena kepadatannya yang tinggi, inti mengalami degenerasi dan proses keruntuhan inti terhenti. Jika massa bintang cukup besar, keruntuhan dapat berlanjut hingga sisa materi bintang akhirnya jatuh ke tengah objek sehingga membentuk lubang hitam.

Menjelaskan bagian terakhir dari evolusi bintang

Untuk bintang dengan keseimbangan normal, proses evolusi yang dijelaskan tidak mungkin terjadi. Namun keberadaan katai putih dan bintang neutron membuktikan adanya proses kompresi materi bintang secara nyata. Sedikitnya jumlah objek semacam itu di Alam Semesta menunjukkan kefanaan keberadaannya. Tahap akhir evolusi bintang dapat direpresentasikan sebagai rantai berurutan dari dua jenis:

bintang normal - raksasa merah - pelepasan lapisan luar - katai putih;
bintang masif – superraksasa merah – ledakan supernova – bintang neutron atau lubang hitam – ketiadaan.

Diagram evolusi bintang. Pilihan kelanjutan kehidupan bintang di luar deret utama.

Agak sulit menjelaskan proses yang sedang berlangsung dari sudut pandang ilmiah. Para ilmuwan nuklir sepakat bahwa dalam kasus tahap akhir evolusi bintang, kita berhadapan dengan kelelahan materi. Akibat pengaruh mekanik dan termodinamika yang berkepanjangan, materi mengubah sifat fisiknya. Kelelahan materi bintang, yang terkuras akibat reaksi nuklir jangka panjang, dapat menjelaskan munculnya gas elektron yang mengalami degenerasi, yang kemudian diikuti dengan neutronisasi dan pemusnahannya. Jika semua proses di atas terjadi dari awal hingga akhir, materi bintang tidak lagi menjadi substansi fisik - bintang menghilang di ruang angkasa, tanpa meninggalkan apa pun.

Gelembung antarbintang serta awan gas dan debu, yang merupakan tempat lahirnya bintang, tidak dapat diisi ulang hanya dengan bintang yang menghilang dan meledak. Alam semesta dan galaksi berada dalam keadaan setimbang. Kehilangan massa terjadi terus-menerus, kepadatan ruang antarbintang berkurang di satu bagian luar angkasa. Akibatnya, di bagian lain Alam Semesta, tercipta kondisi untuk pembentukan bintang-bintang baru. Dengan kata lain, skema ini berhasil: jika sejumlah materi hilang di satu tempat, di tempat lain di Alam Semesta, jumlah materi yang sama muncul dalam bentuk yang berbeda.

Akhirnya

Dengan mempelajari evolusi bintang, kita sampai pada kesimpulan bahwa Alam Semesta adalah solusi raksasa yang dijernihkan di mana sebagian materi diubah menjadi molekul hidrogen, yang merupakan bahan pembangun bintang. Bagian lainnya larut dalam ruang, menghilang dari lingkup sensasi material. Lubang hitam dalam pengertian ini adalah tempat peralihan semua materi menjadi antimateri. Cukup sulit untuk memahami sepenuhnya makna dari apa yang terjadi, apalagi jika ketika mempelajari evolusi bintang, Anda hanya mengandalkan hukum nuklir, fisika kuantum, dan termodinamika. Teori probabilitas relatif harus dimasukkan dalam studi masalah ini, yang memungkinkan terjadinya kelengkungan ruang, memungkinkan transformasi satu energi menjadi energi lain, satu keadaan menjadi keadaan lain.

Pada awal abad ke-20, Hertzsprung dan Russell memplot berbagai bintang pada “Magnitudo Absolut” - diagram “kelas spektral”, dan ternyata sebagian besar dikelompokkan sepanjang kurva sempit. Belakangan, diagram ini (sekarang disebut diagram Hertzsprung-Russell) ternyata menjadi kunci untuk memahami dan mempelajari proses yang terjadi di dalam sebuah bintang.

Diagram memungkinkan (walaupun tidak terlalu akurat) untuk menemukan nilai absolut berdasarkan kelas spektral. Khusus untuk spektral kelas O-F. Untuk kelas selanjutnya, hal ini diperumit oleh kebutuhan untuk memilih antara raksasa dan kurcaci. Namun, perbedaan tertentu dalam intensitas beberapa garis memungkinkan kita untuk membuat pilihan ini dengan percaya diri.

Sebagian besar bintang (sekitar 90%) terletak pada diagram di sepanjang jalur sempit panjang yang disebut urutan utama. Membentang dari sudut kiri atas (dari bintang super raksasa biru) ke sudut kanan bawah (hingga katai merah). Bintang deret utama termasuk Matahari, yang luminositasnya dianggap satu kesatuan.

Titik-titik yang berhubungan dengan raksasa dan superraksasa terletak di atas deret utama di sebelah kanan, dan titik-titik yang berhubungan dengan katai putih berada di pojok kiri bawah, di bawah deret utama.

Sekarang menjadi jelas bahwa bintang deret utama adalah bintang biasa, mirip dengan Matahari, di mana hidrogen dibakar dalam reaksi termonuklir. Deret utama adalah barisan bintang-bintang yang massanya berbeda-beda. Bintang-bintang terbesar berdasarkan massa terletak di bagian atas deret utama dan merupakan raksasa biru. Bintang terkecil berdasarkan massanya adalah bintang katai. Mereka terletak di bagian bawah deret utama. Subdwarf terletak sejajar dengan deret utama, tetapi sedikit di bawahnya. Mereka berbeda dari bintang deret utama dalam kandungan logamnya yang lebih rendah.

Bintang menghabiskan sebagian besar hidupnya di deret utama. Selama periode ini, warna, suhu, luminositas, dan parameter lainnya hampir tidak berubah. Namun sebelum bintang mencapai keadaan stabil ini, saat masih dalam keadaan protobintang, ia memiliki warna merah dan, untuk waktu yang singkat, luminositasnya lebih besar daripada di deret utama.

Bintang bermassa besar (super raksasa) mengeluarkan energinya dalam jumlah besar, dan evolusi bintang semacam itu hanya berlangsung ratusan juta tahun. Oleh karena itu, bintang super raksasa biru adalah bintang muda.

Tahapan evolusi bintang setelah deret utama juga singkat. Bintang-bintang biasa menjadi raksasa merah, dan bintang-bintang yang sangat masif menjadi superraksasa merah. Ukuran bintang bertambah dengan cepat dan luminositasnya meningkat. Fase evolusi inilah yang tercermin dalam diagram Hertzsprung-Russell.

Setiap bintang menghabiskan sekitar 90% hidupnya di deret utama. Selama periode ini, sumber energi utama bintang adalah reaksi termonuklir yang mengubah hidrogen menjadi helium di pusatnya. Setelah sumber ini habis, bintang berpindah ke wilayah raksasa, tempat ia menghabiskan sekitar 10% hidupnya. Saat ini, sumber energi utama yang dilepaskan bintang adalah konversi hidrogen menjadi helium di lapisan yang mengelilingi inti padat helium. Inilah yang disebut panggung raksasa merah.

Kelahiran Bintang

Evolusi bintang dimulai di awan molekul raksasa, juga disebut tempat lahir bintang, di mana, sebagai akibat dari ketidakstabilan gravitasi, fluktuasi kepadatan primer mulai meningkat. 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: diameter 50 hingga 300 tahun cahaya.

Selama keruntuhan, awan molekul terbagi menjadi beberapa bagian, membentuk gumpalan yang semakin kecil. Fragmen dengan massa kurang dari ~100 massa matahari mampu membentuk bintang. Dalam formasi seperti itu, gas memanas saat berkontraksi akibat pelepasan energi potensial gravitasi, dan awan menjadi protobintang, berubah menjadi objek bola yang berputar.

Bintang-bintang pada tahap awal keberadaannya biasanya tersembunyi dari pandangan di dalam awan debu dan gas yang padat. Kepompong pembentuk bintang ini sering terlihat dalam siluet di balik radiasi terang gas di sekitarnya. Formasi seperti ini disebut butiran Bok.

Sangat bagian kecil protobintang tidak mencapai suhu yang cukup untuk reaksi fusi termonuklir. Bintang-bintang seperti itu disebut “katai coklat”; massanya tidak melebihi sepersepuluh Matahari. Bintang-bintang seperti itu mati dengan cepat, perlahan-lahan mendingin selama beberapa ratus juta tahun. Pada beberapa protobintang paling masif, suhu akibat kompresi yang kuat dapat mencapai 10 juta K, sehingga memungkinkan untuk mensintesis helium dari hidrogen. Bintang seperti itu mulai bersinar. Permulaan reaksi termonuklir membentuk keseimbangan hidrostatik, mencegah inti dari keruntuhan gravitasi lebih lanjut. Selanjutnya, bintang bisa berada dalam keadaan stabil.

Tahap awal evolusi bintang

Pada diagram Hertzsprung-Russell, bintang yang muncul menempati sebuah titik di sudut kanan atas: ia memiliki luminositas tinggi dan suhu rendah. Radiasi utama terjadi pada rentang inframerah. Radiasi dari cangkang debu dingin mencapai kita. Selama proses evolusi, posisi bintang pada diagram akan berubah. Satu-satunya sumber energi pada tahap ini adalah kompresi gravitasi. Oleh karena itu, bintang bergerak cukup cepat sejajar dengan sumbu ordinat.

Suhu permukaan tidak berubah, tetapi radius dan luminositasnya menurun. Suhu di pusat bintang meningkat, mencapai nilai di mana reaksi dimulai dengan unsur-unsur ringan: litium, berilium, boron, yang cepat terbakar, tetapi berhasil memperlambat kompresi. Lintasannya berputar sejajar dengan sumbu ordinat, suhu di permukaan bintang meningkat, dan luminositasnya hampir konstan. Akhirnya, di pusat bintang, reaksi pembentukan helium dari hidrogen (pembakaran hidrogen) dimulai. Bintang memasuki deret utama.

Durasi tahap awal ditentukan oleh massa bintang. Untuk bintang seperti Matahari, usianya sekitar 1 juta tahun, untuk bintang bermassa 10 M ☉ sekitar 1000 kali lebih kecil, dan untuk bintang dengan massa 0,1 M ☉ seribu kali lebih banyak.

Tahap deret utama

Pada tahap deret utama, bintang bersinar akibat pelepasan energi dalam reaksi nuklir pengubahan hidrogen menjadi helium. Pasokan hidrogen memberikan luminositas bintang bermassa 1M ☉ selama kurang lebih 10 10 tahun. Bintang dengan massa lebih besar mengkonsumsi hidrogen lebih cepat: misalnya bintang bermassa 10 M ☉ akan mengkonsumsi hidrogen dalam waktu kurang dari 10 7 tahun (luminositas sebanding dengan pangkat empat massa).

Bintang bermassa rendah

Saat hidrogen terbakar, wilayah pusat bintang mengalami kompresi yang sangat besar.

Bintang bermassa tinggi

Setelah memasuki deret utama, evolusi bintang bermassa tinggi (>1,5 M ☉ ) ditentukan oleh kondisi pembakaran bahan bakar nuklir di bagian dalam bintang. Pada tahap deret utama, ini adalah pembakaran hidrogen, tetapi tidak seperti bintang bermassa rendah, reaksi siklus karbon-nitrogen mendominasi di inti. Dalam siklus ini, atom C dan N berperan sebagai katalis. Laju pelepasan energi dalam reaksi siklus tersebut sebanding dengan T17. Oleh karena itu, inti konvektif terbentuk di dalam inti, dikelilingi oleh zona di mana energi ditransfer melalui radiasi.

Luminositas bintang bermassa tinggi jauh lebih tinggi daripada luminositas Matahari, dan hidrogen dikonsumsi lebih cepat. Hal ini juga disebabkan oleh fakta bahwa suhu di pusat bintang-bintang tersebut juga jauh lebih tinggi.

Ketika proporsi hidrogen dalam inti konvektif menurun, laju pelepasan energi menurun. Namun karena laju pelepasan energi ditentukan oleh luminositas, inti mulai berkontraksi, dan laju pelepasan energi tetap konstan. Pada saat yang sama, bintang tersebut mengembang dan berpindah ke wilayah raksasa merah.

Tahap kematangan bintang

Bintang bermassa rendah

Pada saat hidrogen terbakar habis, inti helium kecil terbentuk di pusat bintang bermassa rendah. Di dalam inti, massa jenis materi dan suhu masing-masing mencapai nilai 10 9 kg/m 3 dan 10 8 K. Pembakaran hidrogen terjadi pada permukaan inti. Ketika suhu di inti meningkat, laju pembakaran hidrogen meningkat dan luminositas meningkat. Zona bercahaya secara bertahap menghilang. Dan karena peningkatan kecepatan aliran konvektif, lapisan terluar bintang mengembang. Ukuran dan luminositasnya meningkat - bintang berubah menjadi raksasa merah.

Bintang bermassa tinggi

Ketika hidrogen dalam bintang bermassa besar benar-benar habis, reaksi rangkap tiga helium mulai terjadi di inti dan pada saat yang sama reaksi pembentukan oksigen (3He=>C dan C+He=>O). Pada saat yang sama, hidrogen mulai terbakar di permukaan inti helium. Sumber lapisan pertama muncul.

Pasokan helium habis dengan sangat cepat, karena dalam reaksi yang dijelaskan, relatif sedikit energi yang dilepaskan dalam setiap aksi elementer. Gambaran tersebut berulang, dan dua sumber lapisan muncul di bintang, dan reaksi C+C=>Mg dimulai di inti.

Jalur evolusi ternyata sangat rumit. Dalam diagram Hertzsprung-Russell, bintang bergerak sepanjang rangkaian raksasa atau (dengan massa sangat tinggi di wilayah superraksasa) secara berkala menjadi Cepheid.

Tahap akhir evolusi bintang

Bintang tua bermassa rendah

Untuk bintang bermassa rendah, pada akhirnya kecepatan aliran konvektif pada tingkat tertentu mencapai satu detik kecepatan melarikan diri, cangkangnya terlepas, dan bintang tersebut berubah menjadi katai putih yang dikelilingi oleh nebula planet.

Kematian bintang bermassa tinggi

Pada akhir evolusinya, bintang bermassa tinggi memiliki struktur yang sangat kompleks. Setiap lapisan memiliki komposisi kimianya sendiri, reaksi nuklir terjadi di beberapa sumber lapisan, dan inti besi terbentuk di tengahnya.

Reaksi nuklir dengan besi tidak terjadi karena memerlukan pengeluaran (bukan pelepasan) energi. Oleh karena itu, inti besi berkontraksi dengan cepat, suhu dan kepadatan di dalamnya meningkat, mencapai nilai yang fantastis - suhu 10 9 K dan kepadatan 10 9 kg/m3.

Pada saat ini dua dimulai proses kritis, masuk ke inti secara bersamaan dan sangat cepat (tampaknya, dalam hitungan menit). Yang pertama adalah selama tumbukan nuklir, atom besi meluruh menjadi 14 atom helium, yang kedua adalah elektron “ditekan” menjadi proton, membentuk neutron. Kedua proses tersebut terkait dengan penyerapan energi, dan suhu di inti (juga tekanan) langsung turun. Lapisan luar bintang mulai turun menuju pusat.

Jatuhnya lapisan luar menyebabkan peningkatan suhu yang tajam di dalamnya. Hidrogen, helium, dan karbon mulai terbakar. Hal ini disertai dengan aliran yang kuat neutron yang berasal dari inti pusat. Hasilnya, menjadi kuat ledakan nuklir, membuang lapisan luar bintang yang sudah mengandung semua unsur berat, hingga kalifornium. Menurut pandangan modern, semua atom berat unsur kimia(yaitu lebih berat dari helium) terbentuk di Alam Semesta tepatnya dalam ledakan supernova. Di lokasi ledakan supernova, bergantung pada massa bintang yang meledak, baik bintang neutron atau lubang hitam.

Tampilan