Apa yang menentukan tahap akhir evolusi bintang. Siklus hidup bintang

Bintang, seperti halnya manusia, bisa lahir baru, muda, tua. Setiap saat, beberapa bintang mati dan yang lainnya terbentuk. Biasanya yang termuda dari mereka mirip dengan Matahari. Mereka sedang dalam proses pembentukan dan sebenarnya adalah protobintang. Para astronom menyebut mereka bintang T-Tauri setelah prototipe mereka. Menurut sifatnya - misalnya, luminositas - protobintang bervariasi, karena keberadaannya belum memasuki fase stabil. Di sekitar banyak dari mereka ada sejumlah besar materi. Arus angin yang kuat berasal dari bintang tipe-T.

Protobintang: awal dari siklus hidup

Jika materi jatuh di permukaan protobintang, ia dengan cepat terbakar dan berubah menjadi panas. Akibatnya, suhu protobintang terus meningkat. Ketika naik sedemikian rupa sehingga reaksi nuklir dimulai di pusat bintang, protobintang memperoleh status yang biasa. Dengan dimulainya reaksi nuklir, sebuah bintang memperoleh sumber energi yang konstan, yang mendukung aktivitas vitalnya untuk waktu yang lama. Berapa lama siklus hidup bintang di alam semesta akan tergantung pada ukuran aslinya. Namun, diyakini bahwa bintang-bintang dengan diameter Matahari memiliki energi yang cukup untuk hidup dengan nyaman selama sekitar 10 miliar tahun. Meskipun demikian, juga terjadi bahwa bintang yang lebih masif hidup hanya beberapa juta tahun. Hal ini disebabkan oleh fakta bahwa mereka membakar bahan bakar mereka lebih cepat.

Bintang ukuran normal

Masing-masing bintang adalah gumpalan gas panas. Di kedalamannya, proses pembangkitan energi nuklir terus berlangsung. Namun, tidak semua bintang seperti Matahari. Salah satu perbedaan utama adalah warna. Bintang tidak hanya berwarna kuning, tetapi juga kebiruan, kemerahan.

Kecerahan dan luminositas

Mereka juga berbeda dalam karakteristik seperti kilau dan kecerahan. Seberapa terang bintang yang diamati dari permukaan bumi ternyata tidak hanya bergantung pada luminositasnya, tetapi juga pada jaraknya dari planet kita. Mengingat jaraknya ke Bumi, bintang dapat memiliki kecerahan yang sangat berbeda. Indikator ini berkisar dari sepersepuluh ribu kecerahan Matahari hingga kecerahan yang sebanding dengan lebih dari satu juta Matahari.

Sebagian besar bintang berada di ujung bawah spektrum ini, menjadi redup. Dalam banyak hal, Matahari adalah bintang rata-rata yang khas. Namun, dibandingkan dengan yang lain, ia memiliki kecerahan yang jauh lebih tinggi. Sejumlah besar bintang redup dapat diamati bahkan dengan mata telanjang. Alasan bintang-bintang berbeda dalam kecerahan adalah karena massanya. Warna, kilau dan perubahan kecerahan dari waktu ke waktu ditentukan oleh jumlah zat.

Upaya untuk menjelaskan siklus hidup bintang

Orang telah lama mencoba melacak kehidupan bintang, tetapi upaya pertama para ilmuwan agak malu-malu. Pencapaian pertama adalah penerapan hukum Lane pada hipotesis Helmholtz-Kelvin tentang kontraksi gravitasi. Ini membawa pemahaman baru ke astronomi: secara teoritis, suhu bintang harus meningkat (lajunya berbanding terbalik dengan jari-jari bintang) sampai peningkatan kepadatan memperlambat proses kompresi. Maka konsumsi energi akan lebih tinggi dari kedatangannya. 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 Lockier. Dia percaya bahwa bintang muncul dari materi meteorik. Dalam hal ini, ketentuan hipotesisnya tidak hanya didasarkan pada kesimpulan teoretis yang tersedia dalam astronomi, tetapi juga pada data analisis spektral bintang. Lockyer yakin bahwa unsur-unsur kimia yang mengambil bagian dalam evolusi benda langit terdiri dari partikel elementer - "protoelemen". Tidak seperti neutron, proton, dan elektron modern, mereka tidak memiliki karakter umum, tetapi individual. Misalnya, menurut Lockyer, hidrogen terurai menjadi apa yang disebut "protohidrogen"; besi menjadi "proto-besi". Astronom lain juga telah mencoba menggambarkan siklus hidup sebuah bintang, misalnya James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Bintang raksasa dan kerdil

Bintang yang lebih besar adalah yang terpanas dan paling terang. Mereka biasanya berwarna putih atau kebiruan. Terlepas dari kenyataan bahwa mereka berukuran raksasa, bahan bakar di dalamnya terbakar begitu cepat sehingga mereka kehilangannya hanya dalam beberapa juta tahun.

Bintang kecil, berbeda dengan bintang raksasa, biasanya tidak begitu terang. Mereka memiliki warna merah, hidup cukup lama - selama miliaran tahun. Tetapi di antara bintang-bintang terang di langit, ada juga yang merah dan oranye. Contohnya adalah bintang Aldebaran - yang disebut "mata banteng", yang terletak di konstelasi Taurus; dan juga di konstelasi Scorpio. Mengapa bintang keren ini mampu bersaing dalam kecerahan dengan bintang panas seperti Sirius?

Ini disebabkan oleh fakta bahwa mereka pernah berkembang sangat kuat, dan diameternya mulai melampaui bintang merah besar (raksasa super). Area yang sangat luas memungkinkan bintang-bintang ini memancarkan energi yang lebih besar daripada Matahari. Ini terlepas dari kenyataan bahwa suhu mereka 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 kurang dari sepersepuluh ukuran Matahari. Bintang seperti itu disebut katai. Setiap benda langit dapat melalui jenis siklus hidup bintang ini - satu dan bintang yang sama pada interval hidupnya yang berbeda dapat menjadi raksasa merah dan kerdil.

Sebagai aturan, tokoh-tokoh seperti Matahari mempertahankan keberadaannya karena hidrogen di dalamnya. Itu berubah menjadi helium di dalam inti nuklir bintang. Matahari memiliki sejumlah besar bahan bakar, tetapi bahkan tidak terbatas - selama lima miliar tahun terakhir, setengah dari pasokannya telah habis.

Kehidupan bintang-bintang. Siklus hidup bintang

Setelah cadangan hidrogen di dalam bintang habis, perubahan besar terjadi. Hidrogen yang tersisa mulai terbakar bukan di dalam intinya, tetapi di permukaan. Dalam hal ini, umur bintang semakin menyusut. Siklus bintang, setidaknya sebagian besar, di segmen ini masuk ke tahap raksasa merah. Ukuran bintang menjadi lebih besar, sementara suhunya, sebaliknya, lebih rendah. Ini adalah bagaimana sebagian besar raksasa merah muncul, serta raksasa super. Proses ini adalah bagian dari urutan umum perubahan yang terjadi pada bintang, yang oleh para ilmuwan disebut evolusi bintang. Siklus hidup bintang mencakup semua tahapannya: pada akhirnya, semua bintang menua dan mati, dan durasi keberadaannya secara langsung ditentukan oleh jumlah bahan bakar. Bintang besar mengakhiri hidup mereka dalam ledakan besar yang spektakuler. Yang lebih sederhana, sebaliknya, mati, secara bertahap menyusut ke ukuran katai putih. Kemudian mereka memudar begitu saja.

Berapa lama rata-rata bintang hidup? Siklus hidup bintang dapat berlangsung dari kurang dari 1,5 juta tahun hingga 1 miliar tahun atau lebih. Semua ini, seperti yang telah dikatakan, tergantung pada komposisi dan ukurannya. Bintang seperti Matahari hidup dari 10 hingga 16 miliar tahun. Bintang yang sangat terang seperti Sirius memiliki rentang hidup yang relatif pendek - hanya beberapa ratus juta tahun. Siklus hidup bintang meliputi tahap-tahap berikut. Awan molekuler ini - keruntuhan gravitasi awan - kelahiran supernova - evolusi protobintang - akhir dari fase protostellar. Kemudian tahap-tahap berikut: awal tahap bintang muda - pertengahan kehidupan - kedewasaan - tahap raksasa merah - nebula planet - tahap katai putih. Dua fase terakhir adalah karakteristik bintang kecil.

Sifat nebula planet

Jadi, kami meninjau secara singkat siklus hidup bintang. Tapi apa itu Transformasi dari raksasa merah besar menjadi katai putih, terkadang bintang-bintang melepaskan lapisan luarnya, dan kemudian inti bintang menjadi terbuka. Cangkang gas mulai bersinar di bawah pengaruh energi yang dipancarkan oleh bintang. Tahap ini mendapatkan namanya karena fakta bahwa gelembung gas bercahaya di cangkang ini sering menyerupai cakram di sekitar planet. Tetapi pada kenyataannya, mereka tidak ada hubungannya dengan planet-planet. Siklus hidup bintang untuk anak-anak mungkin tidak mencakup semua detail ilmiah. Seseorang hanya dapat menggambarkan fase utama evolusi benda langit.

Gugus bintang

Para astronom suka menjelajah Ada hipotesis bahwa semua tokoh dilahirkan dalam kelompok, dan tidak sendiri-sendiri. Karena bintang-bintang yang termasuk dalam gugus yang sama memiliki sifat yang serupa, perbedaan di antara mereka adalah benar, dan bukan karena jarak ke Bumi. Perubahan apa pun yang disebabkan oleh bintang-bintang ini, mereka berasal pada waktu yang sama dan dalam kondisi yang sama. Terutama banyak pengetahuan yang dapat diperoleh dengan mempelajari ketergantungan sifat-sifatnya pada massa. Lagi pula, usia bintang-bintang di gugus dan jaraknya dari Bumi kira-kira sama, jadi mereka hanya berbeda dalam indikator ini. Cluster akan menarik tidak hanya bagi para astronom profesional - setiap amatir akan dengan senang hati mengambil foto yang indah, mengagumi pemandangan mereka yang sangat indah di planetarium.

Dibentuk oleh kondensasi medium antarbintang. Melalui pengamatan, dimungkinkan untuk menentukan bahwa bintang-bintang muncul pada waktu yang berbeda dan muncul hingga hari ini.

Masalah utama dalam evolusi bintang adalah pertanyaan tentang asal usul energi mereka, berkat itu mereka bersinar dan memancarkan sejumlah besar energi. Sebelumnya, banyak teori yang dikemukakan yang dirancang untuk mengidentifikasi sumber energi pada bintang. Diyakini bahwa sumber energi bintang yang berkelanjutan adalah kompresi terus menerus. Sumber ini, tentu saja, bagus, tetapi tidak dapat mempertahankan radiasi yang memadai untuk waktu yang lama. Di pertengahan abad ke-20, jawaban atas pertanyaan ini ditemukan. Sumber radiasi adalah reaksi fusi termonuklir. Sebagai hasil dari reaksi ini, hidrogen berubah menjadi helium, dan energi yang dilepaskan melewati bagian dalam bintang, berubah dan menyebar ke luar angkasa (perlu dicatat bahwa semakin tinggi suhu, semakin cepat reaksi ini berlangsung; itulah sebabnya panas bintang masif meninggalkan deret utama lebih cepat).

Sekarang bayangkan munculnya bintang ...

Awan medium gas-debu antarbintang mulai mengembun. Bola gas yang agak padat terbentuk dari awan ini. Tekanan di dalam bola belum mampu mengimbangi gaya gravitasi, sehingga akan menyusut (mungkin saat ini terbentuk gumpalan dengan massa yang lebih kecil di sekitar bintang, yang akhirnya berubah menjadi planet). Saat dikompresi, suhunya naik. Dengan demikian, bintang secara bertahap menetap di deret utama. Kemudian tekanan gas di dalam bintang menyeimbangkan daya tarik dan protobintang berubah menjadi bintang.

Tahap awal evolusi bintang sangat kecil dan bintang saat ini terbenam dalam nebula, sehingga protobintang sangat sulit dideteksi.

Transformasi hidrogen menjadi helium hanya terjadi di daerah pusat bintang. Di lapisan luar, kandungan hidrogen praktis tidak berubah. Karena jumlah hidrogen terbatas, cepat atau lambat ia akan terbakar. Pelepasan energi di pusat bintang berhenti dan inti bintang mulai menyusut, dan selubung membengkak. Selanjutnya, jika bintang kurang dari 1,2 kali massa matahari, ia melepaskan lapisan luarnya (pembentukan nebula planet).

Setelah cangkang dipisahkan dari bintang, lapisan dalam yang sangat panas terbuka, dan cangkang, sementara itu, bergerak semakin jauh. Setelah beberapa puluh ribu tahun, selubung itu akan meluruh dan hanya bintang yang sangat panas dan padat yang akan tersisa, secara bertahap mendingin, ia akan berubah menjadi katai putih. Perlahan-lahan mendingin, mereka berubah menjadi katai hitam yang tidak terlihat. Katai hitam adalah bintang yang sangat padat dan dingin, sedikit lebih besar dari Bumi, tetapi dengan massa yang sebanding dengan matahari. Proses pendinginan katai putih membutuhkan waktu beberapa ratus juta tahun.

Jika massa bintang adalah 1,2 hingga 2,5 massa matahari, maka bintang seperti itu akan meledak. Ledakan ini disebut supernova... Sebuah ledakan bintang meningkatkan luminositasnya ratusan juta kali dalam beberapa detik. Wabah seperti itu sangat jarang terjadi. Di Galaksi kita, ledakan supernova terjadi kira-kira sekali setiap seratus tahun. Setelah ledakan seperti itu, sebuah nebula tetap, yang memiliki emisi radio besar, dan juga menyebar dengan sangat cepat, dan yang disebut bintang neutron (lebih lanjut tentang ini nanti). Selain pancaran radio yang sangat besar, nebula semacam itu masih akan menjadi sumber radiasi sinar-X, tetapi radiasi ini diserap oleh atmosfer bumi, sehingga hanya dapat diamati dari luar angkasa.

Ada beberapa hipotesis tentang penyebab ledakan bintang (supernova), tetapi belum ada teori yang diterima secara umum. Ada anggapan bahwa ini disebabkan jatuhnya lapisan dalam bintang yang terlalu cepat ke arah pusat. Bintang dengan cepat dikompresi ke ukuran yang sangat kecil sekitar 10 km, dan kerapatannya dalam keadaan ini adalah 10 17 kg / m 3, yang mendekati kerapatan inti atom. Bintang ini terdiri dari neutron (sementara elektron, seolah-olah, ditekan menjadi proton), itulah sebabnya ia disebut "NEUTRON"... Suhu awalnya sekitar satu miliar kelvin, tetapi di masa depan akan cepat dingin.

Karena ukurannya yang kecil dan pendinginan yang cepat, bintang ini dianggap mustahil untuk diamati dalam waktu lama. Namun setelah beberapa saat, pulsar ditemukan. Pulsar ini ternyata adalah bintang neutron. Mereka dinamai demikian karena radiasi jangka pendek dari pulsa radio. Itu. bintang "berkedip" seolah-olah. Penemuan ini dilakukan secara tidak sengaja dan belum lama berselang, yaitu pada tahun 1967. Impuls periodik ini disebabkan oleh fakta bahwa selama rotasi yang sangat cepat, kerucut sumbu magnet terus-menerus berkedip melewati pandangan kita, yang membentuk sudut dengan sumbu rotasi.

Pulsar hanya dapat dideteksi untuk kita di bawah kondisi orientasi sumbu magnet, dan ini sekitar 5% dari jumlah totalnya. Beberapa pulsar tidak terletak di nebula radio, karena nebula menyebar relatif cepat. Setelah seratus ribu tahun, nebula ini tidak lagi terlihat, dan usia pulsar diperkirakan dalam puluhan juta tahun.

Jika massa sebuah bintang melebihi 2,5 massa matahari, maka pada akhir keberadaannya ia akan runtuh ke dalam dirinya sendiri dan dihancurkan oleh beratnya sendiri. Dalam hitungan detik, itu akan berubah menjadi titik. Fenomena ini disebut "keruntuhan gravitasi", dan objek ini juga disebut "lubang hitam".

Dari semua hal di atas, dapat dilihat bahwa tahap akhir evolusi sebuah bintang bergantung pada massanya, tetapi juga perlu memperhitungkan hilangnya massa dan rotasi yang tak terhindarkan ini.

> Siklus hidup bintang

Keterangan hidup dan mati bintang: tahap perkembangan dengan foto, awan molekuler, protobintang, T Tauri, deret utama, raksasa merah, katai putih.

Segala sesuatu di dunia ini berkembang. Setiap siklus dimulai dengan kelahiran, pertumbuhan dan berakhir dengan kematian. Tentu saja, pada bintang, siklus ini berlangsung dengan cara yang khusus. Mari kita ingat bahwa kerangka waktu mereka lebih ambisius dan diukur dalam jutaan dan miliaran tahun. Selain itu, kematian mereka memiliki konsekuensi tertentu. Seperti apa bentuknya siklus hidup bintang?

Siklus Hidup Pertama Bintang: Awan Molekuler

Mari kita mulai dengan kelahiran bintang. Bayangkan awan besar gas molekuler dingin yang dapat dengan aman eksis di Alam Semesta tanpa perubahan apa pun. Tapi tiba-tiba sebuah supernova meledak tidak jauh darinya, atau menabrak awan lain. Karena dorongan ini, proses penghancuran diaktifkan. Itu dibagi menjadi bagian-bagian kecil, yang masing-masing ditarik ke dalam dirinya sendiri. Seperti yang sudah Anda pahami, semua tumpukan ini bersiap untuk menjadi bintang. Gravitasi memanaskan suhu, dan momentum yang tersimpan mendukung proses rotasi. Diagram yang lebih rendah dengan jelas menunjukkan siklus bintang (kehidupan, tahap perkembangan, opsi transformasi, dan kematian benda langit dengan foto).

Siklus hidup kedua bintang: Protobintang

Materi mengental lebih padat, memanas dan ditolak oleh keruntuhan gravitasi. Objek semacam itu disebut protobintang, di mana piringan material terbentuk. Bagian tertarik ke objek, meningkatkan massanya. Sisa puing akan mengelompok dan menciptakan sistem planet. Perkembangan lebih lanjut dari bintang semua tergantung pada massa.

Siklus hidup ketiga bintang: T Taurus

Ketika materi menabrak bintang, sejumlah besar energi dilepaskan. Tahap bintang baru dinamai prototipe - T Taurus. Ini adalah bintang variabel yang terletak 600 tahun cahaya jauhnya.

Itu bisa menjadi sangat terang karena materialnya rusak dan melepaskan energi. Tetapi di bagian tengah tidak ada suhu yang cukup untuk mendukung fusi nuklir. Fase ini berlangsung 100 juta tahun.

Siklus hidup keempat bintang:Urutan utama

Pada saat tertentu, suhu benda langit naik ke tingkat yang diperlukan, mengaktifkan fusi nuklir. Semua bintang melewati ini. Hidrogen diubah menjadi helium, melepaskan sejumlah besar panas dan energi.

Energi dilepaskan sebagai sinar gamma, tetapi karena gerakan bintang yang lambat, ia jatuh dengan panjang gelombang. Cahaya didorong keluar dan berhadapan dengan gravitasi. Dapat dianggap bahwa keseimbangan sempurna sedang diciptakan di sini.

Berapa lama dia akan berada di urutan utama? Kita perlu melanjutkan dari massa bintang. Katai merah (setengah massa matahari) mampu menghabiskan ratusan miliar (triliun) tahun bahan bakar. Rata-rata bintang (seperti) hidup 10-15 miliar. Tetapi yang terbesar adalah miliaran atau jutaan tahun. Lihat seperti apa evolusi dan kematian bintang dari kelas yang berbeda pada diagram.

Siklus hidup kelima bintang: Raksasa merah

Selama proses peleburan, hidrogen berakhir, dan helium terakumulasi. Ketika tidak ada hidrogen yang tersisa sama sekali, semua reaksi yang kuat membeku, dan bintang mulai menyusut karena gravitasi. Cangkang hidrogen di sekitar inti memanas dan menyala, menyebabkan objek tumbuh 1.000 hingga 10.000 kali lebih besar. Pada saat tertentu, Matahari kita akan mengulangi nasib ini, naik ke orbit bumi.

Suhu dan tekanan memuncak dan helium bergabung menjadi karbon. Pada titik ini, bintang berkontraksi dan berhenti menjadi raksasa merah. Dengan massa yang lebih besar, objek tersebut akan membakar elemen berat lainnya.

Siklus hidup keenam bintang: Katai putih

Sebuah bintang dengan massa matahari tidak memiliki tekanan gravitasi yang cukup untuk menggabungkan karbon. Oleh karena itu, kematian terjadi dengan akhir helium. Lapisan luar dikeluarkan dan katai putih muncul. Awalnya panas, tetapi setelah ratusan miliar tahun akan mendingin.

Seperti benda apapun di alam, bintang juga tidak bisa tetap tidak berubah. Mereka lahir, berkembang dan, akhirnya, "mati". Evolusi bintang membutuhkan waktu miliaran tahun, tetapi ada perdebatan tentang waktu pembentukannya. Sebelumnya, para astronom percaya bahwa proses "kelahiran" mereka dari debu bintang memakan waktu jutaan tahun, tetapi belum lama ini, foto-foto wilayah langit dari Nebula Orion Besar diperoleh. Selama beberapa tahun, sedikit

Pada gambar 1947, sekelompok kecil objek mirip bintang terekam di tempat ini. Pada tahun 1954, beberapa di antaranya sudah menjadi lonjong, dan setelah lima tahun, benda-benda ini hancur menjadi yang terpisah. Jadi untuk pertama kalinya, proses kelahiran bintang terjadi secara harfiah di depan para astronom.

Mari kita lihat lebih dekat bagaimana struktur dan evolusi bintang-bintang berjalan, bagaimana mereka mulai dan bagaimana kehidupan mereka yang tak berujung, menurut standar manusia, berakhir.

Secara tradisional, para ilmuwan berasumsi bahwa bintang terbentuk sebagai hasil dari kondensasi awan dari lingkungan gas-debu. Di bawah aksi gaya gravitasi, bola gas buram, padat dalam struktur, terbentuk dari awan yang terbentuk. Tekanan internalnya tidak dapat menyeimbangkan gaya gravitasi yang menekannya. Secara bertahap, bola berkontraksi sedemikian rupa sehingga suhu bagian dalam bintang naik, dan tekanan gas panas di dalam bola menyeimbangkan kekuatan eksternal. Setelah itu, kompresi berhenti. Durasi proses ini tergantung pada massa bintang dan biasanya berkisar antara dua hingga beberapa ratus juta tahun.

Struktur bintang mengandaikan suhu yang sangat tinggi di bagian dalamnya, yang berkontribusi pada proses termonuklir yang berkelanjutan (hidrogen yang membentuknya berubah menjadi helium). Proses inilah yang menyebabkan radiasi bintang yang intens. Waktu yang dibutuhkan mereka untuk mengkonsumsi pasokan hidrogen yang tersedia ditentukan oleh massa mereka. Durasi radiasi juga tergantung pada ini.

Ketika cadangan hidrogen habis, evolusi bintang mendekati tahap pembentukan, yang terjadi sebagai berikut. Setelah pelepasan energi berhenti, gaya gravitasi mulai menekan inti. Dalam hal ini, ukuran bintang meningkat secara signifikan. Luminositas juga meningkat saat proses berlanjut, tetapi hanya dalam lapisan tipis pada batas inti.

Proses ini disertai dengan peningkatan suhu inti helium yang berkontraksi dan transformasi inti helium menjadi inti karbon.

Matahari kita diprediksi akan berubah menjadi raksasa merah dalam delapan miliar tahun. Dalam hal ini, radiusnya akan meningkat beberapa puluh kali lipat, dan luminositasnya akan meningkat ratusan kali dibandingkan dengan indikator saat ini.

Umur bintang, seperti yang telah disebutkan, tergantung pada massanya. Objek dengan massa yang lebih kecil dari matahari, sangat ekonomis "menghabiskan" cadangannya, oleh karena itu, mereka dapat bersinar selama puluhan miliar tahun.

Evolusi bintang berakhir dengan pembentukan, ini terjadi pada bintang-bintang yang massanya dekat dengan massa Matahari, yaitu. tidak melebihi 1,2 dari itu.

Bintang raksasa cenderung dengan cepat menghabiskan pasokan bahan bakar nuklirnya. Ini disertai dengan hilangnya massa yang signifikan, khususnya karena pengusiran kulit terluar. Akibatnya, hanya bagian tengah yang mendingin secara bertahap yang tersisa, di mana reaksi nuklir benar-benar berhenti. Seiring waktu, bintang-bintang seperti itu menghentikan radiasinya dan menjadi tidak terlihat.

Namun terkadang evolusi normal dan struktur bintang terganggu. Paling sering ini berlaku untuk objek besar yang telah menghabiskan semua jenis bahan bakar termonuklir. Kemudian mereka dapat diubah menjadi neutron, atau Dan semakin banyak ilmuwan mempelajari benda-benda ini, semakin banyak pertanyaan baru yang muncul.

Evolusi bintang dalam astronomi adalah urutan perubahan yang dialami bintang selama hidupnya, yaitu, selama ratusan ribu, jutaan atau miliaran tahun, saat ia memancarkan cahaya dan panas. selama periode waktu kolosal seperti itu, perubahannya sangat signifikan.

Evolusi bintang dimulai di awan molekul raksasa, juga disebut buaian bintang. Sebagian besar ruang "kosong" di galaksi sebenarnya mengandung 0,1 hingga 1 molekul per cm3. Awan molekuler memiliki kerapatan sekitar satu juta molekul per cm3. Massa awan semacam itu melebihi massa Matahari 100.000-10.000.000 kali karena ukurannya: dari 50 hingga 300 tahun cahaya.

Evolusi bintang dimulai di awan molekul raksasa, juga disebut buaian bintang.

Selama awan mengorbit bebas di sekitar pusat galaksi asalnya, tidak ada yang terjadi. Namun, karena ketidakhomogenan medan gravitasi, gangguan dapat muncul di dalamnya, yang mengarah ke konsentrasi massa lokal. Gangguan tersebut menyebabkan keruntuhan gravitasi awan. Salah satu skenario yang mengarah ke ini adalah tabrakan dua awan. Peristiwa lain yang menyebabkan keruntuhan bisa jadi adalah perjalanan awan melalui lengan padat galaksi spiral. Juga, faktor kritis mungkin ledakan supernova terdekat, gelombang kejut yang akan bertabrakan dengan awan molekul dengan kecepatan tinggi. Selain itu, tabrakan galaksi dimungkinkan, yang mampu menyebabkan ledakan pembentukan bintang, karena awan gas di masing-masing galaksi runtuh dalam tabrakan. Secara umum, setiap diskontinuitas gaya yang bekerja pada massa awan dapat memicu proses pembentukan bintang.

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

Selama proses ini, ketidakhomogenan awan molekuler akan berkontraksi di bawah aksi gravitasinya sendiri dan secara bertahap mengambil bentuk bola. Ketika dikompresi, energi gravitasi berubah menjadi panas, dan suhu benda naik.

Ketika suhu di pusat mencapai 15-20 juta K, reaksi termonuklir dimulai dan kompresi berhenti. Objek menjadi bintang penuh.

Tahap selanjutnya dari evolusi bintang hampir seluruhnya bergantung pada massanya, dan hanya pada akhir evolusi bintang komposisi kimianya dapat memainkan perannya.

Tahap pertama kehidupan bintang mirip dengan matahari - didominasi oleh reaksi siklus hidrogen.

Itu tetap dalam keadaan ini untuk sebagian besar hidupnya, berada di urutan utama diagram Hertzsprung-Russell, sampai bahan bakar di intinya habis. Ketika di pusat bintang semua hidrogen berubah menjadi helium, inti helium terbentuk, dan pembakaran termonuklir hidrogen berlanjut di pinggiran inti.

Katai merah kecil dan dingin perlahan-lahan membakar cadangan hidrogen dan tetap berada di urutan utama selama puluhan miliar tahun, sementara raksasa super besar meninggalkan urutan utama dalam waktu puluhan juta (dan beberapa hanya setelah beberapa juta) tahun setelah pembentukan.

Saat ini, tidak diketahui secara pasti apa yang terjadi pada bintang-bintang terang setelah menipisnya pasokan hidrogen di kedalamannya. Karena usia alam semesta adalah 13,8 miliar tahun, yang tidak cukup untuk menghabiskan pasokan bahan bakar hidrogen di bintang-bintang seperti itu, teori-teori modern didasarkan pada simulasi komputer dari proses yang terjadi di bintang-bintang tersebut.

Menurut konsep teoritis, beberapa bintang ringan, kehilangan materinya (angin bintang), secara bertahap akan menguap, menjadi lebih kecil dan lebih kecil. Lainnya, katai merah, perlahan-lahan akan mendingin selama miliaran tahun, terus memancarkan lemah dalam rentang inframerah dan gelombang mikro dari spektrum elektromagnetik.

Bintang berukuran sedang seperti Matahari tetap berada di deret utama selama rata-rata 10 miliar tahun.

Diyakini bahwa Matahari masih berada di atasnya, karena berada di tengah siklus hidupnya. Segera setelah bintang kehabisan pasokan hidrogen intinya, ia meninggalkan deret utama.

Segera setelah bintang kehabisan pasokan hidrogen intinya, ia meninggalkan deret utama.

Tanpa tekanan yang muncul selama reaksi termonuklir dan menyeimbangkan gravitasi internal, bintang mulai menyusut lagi, seperti sebelumnya dalam proses pembentukannya.

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

Keruntuhan berlanjut sampai, pada suhu sekitar 100 juta K, reaksi termonuklir dengan partisipasi helium dimulai, di mana helium diubah menjadi elemen yang lebih berat (helium - menjadi karbon, karbon - menjadi oksigen, oksigen - menjadi silikon, dan akhirnya - silikon menjadi besi).

Keruntuhan berlanjut sampai, pada suhu sekitar 100 juta K, reaksi termonuklir dengan partisipasi helium dimulai

"Pembakaran" materi termonuklir, diperbarui pada tingkat yang baru, menjadi penyebab ekspansi bintang yang mengerikan. Bintang "membengkak", menjadi sangat "longgar", dan ukurannya meningkat sekitar 100 kali lipat.

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

Apa yang terjadi selanjutnya juga tergantung pada massa bintang.

Pada bintang sedang, reaksi pembakaran termonuklir helium dapat menyebabkan ejeksi eksplosif dari lapisan luar bintang dengan pembentukan nebula planet... Inti bintang, di mana reaksi termonuklir berhenti, saat mendingin, berubah menjadi katai putih helium, sebagai aturan, memiliki massa hingga 0,5-0,6 massa matahari dan diameter orde diameter Bumi.

Untuk bintang masif dan supermasif (dengan massa lima massa matahari atau lebih), proses yang terjadi di intinya saat kompresi gravitasi meningkat, menyebabkan ledakan supernova dengan pelepasan energi yang luar biasa. Ledakan itu disertai dengan pengusiran sejumlah besar materi bintang ke ruang antarbintang. Zat ini selanjutnya berpartisipasi dalam pembentukan bintang, planet, atau satelit baru. Berkat supernova, alam semesta secara keseluruhan, dan setiap galaksi khususnya, berevolusi secara kimiawi. Inti bintang yang tersisa setelah ledakan dapat mengakhiri evolusinya sebagai bintang neutron (pulsar) jika massa bintang pada tahap selanjutnya melebihi batas Chandrasekhar (1,44 massa matahari), atau sebagai lubang hitam jika massa bintang melebihi batas Oppenheimer - Volkov (nilai perkiraan 2 , 5-3 Massa matahari).

Proses evolusi bintang di Alam Semesta berlangsung terus menerus dan siklus - bintang-bintang tua memudar, yang baru menyala untuk menggantikannya.

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