Tahapan evolusi bintang secara singkat. episode II

Ia 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 tahun M☉ sekitar 1000 kali lebih kecil, dan untuk bintang bermassa 0,1 M☉ ribuan kali lebih banyak.

Bintang muda bermassa rendah

Pada awal evolusi, bintang bermassa rendah memiliki inti bercahaya dan selubung konvektif (Gbr. 82, I).

Pada tahap deret utama, bintang bersinar akibat pelepasan energi dalam reaksi nuklir pengubahan hidrogen menjadi helium. Pasokan hidrogen menjamin luminositas bintang bermassa 1 M☉ kira-kira dalam waktu 10 10 tahun. Bintang dengan massa lebih besar mengonsumsi 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 mencapai deret utama, terjadi evolusi bintang bermassa tinggi (>1,5 M☉) ditentukan oleh kondisi pembakaran bahan bakar nuklir di perut bintang. Diatas panggung urutan 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 T 17. Oleh karena itu, terbentuklah inti konvektif di dalam inti, dikelilingi oleh zona di mana perpindahan energi dilakukan melalui radiasi.

Luminositas bintang bermassa besar 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 terkompresi, dan laju pelepasan energi tetap konstan. Pada saat yang sama, bintang tersebut mengembang dan berpindah ke wilayah raksasa merah.

Bintang bermassa rendah

Pada saat hidrogen terbakar habis, inti helium kecil terbentuk di pusat bintang bermassa rendah. Di bagian inti, massa jenis materi dan suhu masing-masing mencapai nilai 10 9 kg/m 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 (Gbr. 82, II).

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=>0). 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 evolusinya ternyata sangat kompleks (Gbr. 84). Pada diagram Hertzsprung-Russell, bintang bergerak sepanjang rangkaian raksasa atau (dengan massa yang sangat besar di wilayah superraksasa) secara berkala menjadi Cephei.

Bintang tua bermassa rendah

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

Jalur evolusi bintang bermassa rendah pada diagram Hertzsprung-Russell ditunjukkan pada Gambar 83.

Kematian bintang bermassa tinggi

Pada akhir evolusinya, bintang bermassa besar memiliki struktur yang sangat kompleks. Setiap lapisan memiliki komposisi kimianya sendiri, reaksi nuklir terjadi di beberapa sumber lapisan, dan inti besi terbentuk di tengahnya (Gbr. 85).

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 tekanan 10 9 kg/m 3. Bahan dari situs

Pada saat ini, dua proses penting dimulai, terjadi di dalam nukleus 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 neutron kuat yang berasal dari inti pusat. Akibatnya terjadi ledakan nuklir dahsyat yang menghempaskan lapisan terluar bintang yang sudah mengandung semua unsur berat hingga kalifornium. Menurut pandangan modern, semua atom unsur kimia berat (yaitu lebih berat dari helium) terbentuk di Alam Semesta tepatnya dalam suar.

Mari kita bahas secara singkat tahapan utama evolusi bintang.

Perubahan ciri fisik, struktur internal dan komposisi kimia bintang dari waktu ke waktu.

Fragmentasi materi. .

Diasumsikan bahwa bintang terbentuk selama kompresi gravitasi pecahan awan gas dan debu. Jadi, apa yang disebut butiran bisa menjadi tempat pembentukan bintang.

Globule adalah awan antarbintang debu molekul (gas-debu) buram padat, yang diamati dengan latar belakang awan gas dan debu bercahaya dalam bentuk formasi bulat gelap. Sebagian besar terdiri dari molekul hidrogen (H 2) dan helium ( Dia ) dengan campuran molekul gas lain dan butiran debu padat antarbintang. Suhu gas dalam globul (terutama suhu molekul hidrogen) T≈ 10 50K, kepadatan rata-rata n~ 10 5 partikel/cm 3, yang beberapa kali lipat lebih besar dibandingkan awan gas dan debu konvensional terpadat, diameter D~ 0,1 1 . Massa butiran M≤ 10 2 × M ⊙ . Di beberapa gumpalan, tipe muda T Taurus.

Awan dikompresi oleh gravitasinya sendiri karena ketidakstabilan gravitasi, yang dapat muncul secara spontan atau sebagai akibat interaksi awan dengan gelombang kejut dari aliran angin bintang supersonik dari sumber pembentukan bintang terdekat lainnya. Ada kemungkinan penyebab lain dari ketidakstabilan gravitasi.

Studi teoritis menunjukkan bahwa dalam kondisi yang ada di awan molekul biasa (T≈ 10 − 30K dan n ~ 10 2 partikel/cm 3), yang awal dapat terjadi pada volume awan bermassa M≥ 10 3 × M ⊙ . Dalam awan yang runtuh seperti itu, disintegrasi lebih lanjut menjadi fragmen-fragmen yang lebih kecil mungkin terjadi, yang masing-masing juga akan terkompresi di bawah pengaruh gravitasinya sendiri. Pengamatan menunjukkan bahwa di Galaksi, selama proses pembentukan bintang, lahir bukan hanya satu, melainkan sekelompok bintang dengan massa berbeda, misalnya gugus bintang terbuka.

Saat dikompresi menjadi wilayah pusat Kepadatan awan meningkat, akibatnya tiba saatnya substansi bagian awan ini menjadi buram terhadap radiasinya sendiri. Di kedalaman awan, muncul kondensasi padat yang stabil, yang oleh para astronom disebut oh.

Fragmentasi materi adalah disintegrasi awan debu molekuler menjadi bagian-bagian yang lebih kecil, yang selanjutnya menyebabkan munculnya.

- suatu objek astronomi yang berada dalam tahap, dari mana setelah beberapa waktu (untuk massa matahari kali ini T~ 10 8 tahun) normal terbentuk.

Dengan jatuhnya materi lebih lanjut dari cangkang gas ke inti (akresi), massa inti, dan oleh karena itu suhu, meningkat sedemikian rupa sehingga tekanan gas dan radiasi dibandingkan dengan gaya. Kompresi kernel berhenti. Formasi ini dikelilingi oleh cangkang gas dan debu, tidak tembus cahaya terhadap radiasi optik, sehingga hanya radiasi infra merah dan panjang gelombang yang lebih panjang yang dapat melewatinya. Objek seperti itu (-kepompong) diamati sebagai sumber radiasi radio dan inframerah yang kuat.

Dengan peningkatan lebih lanjut dalam massa dan suhu inti, tekanan ringan menghentikan pertambahan, dan sisa-sisa cangkang tersebar di luar angkasa. Muncul anak muda yang ciri fisiknya bergantung pada massa dan awalnya komposisi kimia A.

Sumber energi utama bagi bintang yang baru lahir tampaknya adalah energi yang dilepaskan selama kompresi gravitasi. Asumsi ini mengikuti teorema virial: dalam sistem stasioner, jumlah energi potensial E hal semua anggota sistem dan energi kinetik ganda 2 E ke dari suku-suku ini sama dengan nol:

E p + 2 E k = 0. (39)

Teorema ini berlaku untuk sistem partikel yang bergerak dalam ruang terbatas di bawah pengaruh gaya, yang besarnya berbanding terbalik dengan kuadrat jarak antar partikel. Oleh karena itu, energi termal (kinetik) sama dengan setengah energi gravitasi (potensial). Ketika sebuah bintang berkontraksi, energi total bintang berkurang, sedangkan energi gravitasi menurun: setengah dari perubahan energi gravitasi meninggalkan bintang melalui radiasi, dan separuh lainnya, energi panas bintang meningkat.

Bintang muda bermassa rendah(hingga tiga massa matahari) yang mendekati deret utama bersifat konvektif sempurna; proses konveksi mencakup seluruh area bintang. Ini pada dasarnya adalah protobintang, yang pusatnya baru saja memulai reaksi nuklir, dan semua radiasi terjadi terutama karena. Belum diketahui apakah bintang menyusut pada suhu efektif yang konstan. Pada diagram Hertzsprung-Russell, bintang-bintang tersebut membentuk jalur hampir vertikal yang disebut jalur Hayashi. Saat kompresi melambat, anak-anak mendekati deret utama.

Saat bintang berkontraksi, tekanan gas elektron yang mengalami degenerasi mulai meningkat, dan ketika radius tertentu dari bintang tercapai, kompresi berhenti, yang menyebabkan terhentinya pertumbuhan lebih lanjut suhu pusat yang disebabkan oleh kompresi, dan kemudian menurun. Untuk bintang yang massanya kurang dari 0,0767 massa Matahari, hal ini tidak terjadi: energi yang dilepaskan selama reaksi nuklir tidak pernah cukup untuk menyeimbangkan tekanan internal dan. “Bintang bawah” tersebut memancarkan lebih banyak energi daripada yang dihasilkan selama reaksi nuklir, dan diklasifikasikan sebagai apa yang disebut; nasibnya adalah kompresi konstan sampai tekanan gas yang mengalami degenerasi menghentikannya, dan kemudian pendinginan bertahap dengan penghentian semua reaksi nuklir yang telah dimulai..

Bintang-bintang muda bermassa menengah (dari 2 hingga 8 kali massa Matahari) berevolusi secara kualitatif dengan cara yang persis sama seperti bintang-bintang kecilnya, hanya saja mereka tidak memiliki zona konvektif hingga deret utama.

Bintang dengan massa lebih besar dari 8 massa mataharisudah memiliki karakteristik bintang normal, karena mereka telah melalui semua tahap peralihan dan mampu mencapai laju reaksi nuklir sedemikian rupa sehingga mengkompensasi energi yang hilang akibat radiasi sementara massa inti terakumulasi. Aliran massa yang keluar dari bintang-bintang ini begitu besar sehingga tidak hanya menghentikan keruntuhan wilayah terluar awan molekuler yang belum menjadi bagian dari bintang, namun sebaliknya, mencairkannya. Dengan demikian, massa bintang yang dihasilkan jauh lebih kecil dibandingkan massa awan protobintang.

Urutan utama

Suhu bintang meningkat hingga di wilayah pusat mencapai nilai yang cukup untuk memungkinkan terjadinya reaksi termonuklir, yang kemudian menjadi sumber energi utama bintang. Untuk bintang masif ( M > 1 2 × M ⊙ ) adalah “pembakaran” hidrogen dalam siklus karbon; Untuk bintang yang massanya sama atau kurang dari massa Matahari, energi dilepaskan melalui reaksi proton-proton. memasuki tahap kesetimbangan dan mengambil tempatnya pada deret utama diagram Hertzsprung-Russell: bintang bermassa besar memiliki suhu inti yang sangat tinggi ( T ≥ 3 × 10 7 K ), produksi energi sangat intensif, - pada deret utama ia menempati tempat di atas Matahari pada wilayah awal ( HAI … SEBUAH , (F )); bintang bermassa kecil memiliki suhu inti yang relatif rendah ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), produksi energi tidak begitu intensif, - pada deret utama ia menempati tempat di sebelah atau di bawah Matahari pada wilayah akhir (( F), G, K, M).

Ia menghabiskan hingga 90% waktu yang diberikan alam untuk keberadaannya di deret utama. Waktu yang dihabiskan bintang pada tahap deret utama juga bergantung pada massanya. Ya, dengan massa M ≈ 10 20 × M ⊙ O atau B berada pada tahap deret utama selama kurang lebih 10 7 tahun, sedangkan katai merah K 5 dengan massa M ≈ 0,5 × M ⊙ berada dalam tahap deret utama selama sekitar 10 11 tahun, yaitu waktu yang sebanding dengan usia Galaksi. Bintang panas masif dengan cepat berpindah ke tahap evolusi berikutnya, katai keren berada di tahap deret utama sepanjang keberadaan Galaksi. Dapat diasumsikan bahwa katai merah adalah tipe populasi utama galaksi.

Raksasa merah (super raksasa).

Pembakaran hidrogen yang cepat di wilayah pusat bintang masif menyebabkan munculnya inti helium. Dengan fraksi massa hidrogen beberapa persen di dalam inti, reaksi karbon yang mengubah hidrogen menjadi helium hampir terhenti seluruhnya. Inti berkontraksi, menyebabkan suhunya meningkat. Akibat pemanasan yang disebabkan oleh kompresi gravitasi inti helium, hidrogen “menyala” dan pelepasan energi dimulai pada lapisan tipis yang terletak di antara inti dan cangkang bintang yang diperluas. Cangkangnya mengembang, jari-jari bintang bertambah, suhu efektif menurun dan meningkat. "meninggalkan" deret utama dan berpindah ke tahap evolusi berikutnya - ke tahap raksasa merah atau, jika massa bintang M > 10 × M ⊙ , ke tahap super raksasa merah.

Dengan meningkatnya suhu dan kepadatan, helium mulai “terbakar” di inti. Pada T ~ 2 × 10 8 K dan r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 reaksi termonuklir dimulai, yang disebut reaksi terner A -proses: dari tiga A -partikel (inti helium 4 Dia ) terbentuk satu inti karbon 12 C yang stabil. Pada massa inti bintang M< 1,4 × M ⊙ тройной a -proses ini mengarah pada pelepasan energi eksplosif - ledakan helium, yang dapat terjadi beberapa kali pada bintang tertentu.

Di wilayah pusat bintang masif dalam tahap raksasa atau super raksasa, peningkatan suhu menyebabkan pembentukan inti karbon, karbon-oksigen, dan oksigen secara berurutan. Setelah karbon terbakar, terjadi reaksi yang menghasilkan pembentukan unsur kimia yang lebih berat, kemungkinan inti besi. Evolusi lebih lanjut dari bintang masif dapat menyebabkan pelepasan cangkang, ledakan bintang sebagai nova, atau dengan pembentukan objek selanjutnya yang merupakan tahap akhir evolusi bintang: katai putih, bintang neutron atau sebuah lubang hitam.

Tahap akhir evolusi adalah tahap evolusi semua bintang normal setelah bintang-bintang tersebut kehabisan bahan bakar termonuklirnya; penghentian reaksi termonuklir sebagai sumber energi bintang; transisi sebuah bintang, bergantung pada massanya, ke tahap katai putih, atau lubang hitam.

Katai putih adalah tahap terakhir evolusi dari semua bintang normal bermassa M< 3 5 × M ⊙ setelah bahan bakar termonuklirnya habis. Setelah melewati tahap raksasa merah (atau subraksasa), ia melepaskan cangkangnya dan memperlihatkan inti, yang saat mendingin, menjadi katai putih. Radius kecil (R bk ~ 10 -2 × R ⊙ ) dan warna putih atau putih-biru (T bk ~ 10 4 K) menentukan nama golongan benda astronomi ini. Massa katai putih selalu kurang dari 1,4×M⊙ - terbukti bahwa katai putih dengan massa besar tidak mungkin ada. Dengan massa yang sebanding dengan massa Matahari dan ukurannya sebanding dengan ukuran planet-planet besar tata surya, katai putih memiliki kepadatan rata-rata yang sangat besar: ρ bk ~ 10 6 g/cm 3 , artinya, materi katai putih berbobot 1 cm 3 berbobot satu ton! Percepatan gravitasi di permukaan g bk ~ 10 8 cm/s 2 (bandingkan dengan percepatan di permukaan bumi - g ≈980 cm/detik 2). Dengan beban gravitasi di bagian dalam bintang, keadaan keseimbangan katai putih dipertahankan oleh tekanan gas yang mengalami degenerasi (terutama gas elektron yang mengalami degenerasi, karena kontribusi komponen ionnya kecil). Mari kita ingat bahwa gas yang tidak memiliki distribusi partikel kecepatan Maxwellian disebut mengalami degenerasi. Dalam gas seperti itu, pada nilai suhu dan kepadatan tertentu, jumlah partikel (elektron) yang memiliki kecepatan dalam rentang v = 0 hingga v = v max akan sama. v max ditentukan oleh kepadatan dan suhu gas. Dengan katai putih bermassa M bk > 1,4 × M ⊙ kecepatan maksimum elektron dalam gas sebanding dengan kecepatan cahaya, gas yang mengalami degenerasi menjadi relativistik dan tekanannya tidak lagi mampu menahan kompresi gravitasi. Jari-jari katai cenderung nol - ia “runtuh” menjadi satu titik.

Atmosfer katai putih yang tipis dan panas terdiri dari hidrogen, dan hampir tidak ada unsur lain yang terdeteksi di atmosfer; atau dari helium, sedangkan hidrogen di atmosfer ratusan ribu kali lebih sedikit dibandingkan di atmosfer bintang normal. Menurut jenis spektrumnya, katai putih termasuk dalam kelas spektral O, B, A, F. Untuk “membedakan” katai putih dengan bintang normal, huruf D ditempatkan di depan sebutan (DOVII, DBVII, dst. D adalah huruf pertama masuk kata Bahasa Inggris Merosot – merosot). Sumber radiasi katai putih adalah cadangan energi panas yang diterima katai putih sebagai inti bintang induknya. Banyak katai putih yang mewarisi medan magnet yang kuat dari orang tuanya, yang intensitasnya H ~ 10 8 E. Jumlah katai putih diyakini sekitar 10%. jumlah total bintang-bintang di Galaksi.

Pada Gambar. 15 menunjukkan foto Sirius - bintang paling terang di langit (α Canis Mayor; M ay = -1 m 0,46; kelas A1V). Piringan yang terlihat pada gambar merupakan akibat dari iradiasi fotografis dan difraksi cahaya pada lensa teleskop, yaitu piringan bintang itu sendiri tidak terpecahkan dalam foto. Sinar yang berasal dari piringan fotografi Sirius merupakan jejak distorsi muka gelombang fluks cahaya pada elemen optik teleskop. Sirius terletak pada jarak 2,64 dari Matahari, cahaya dari Sirius membutuhkan waktu 8,6 tahun untuk mencapai Bumi - sehingga merupakan salah satu bintang yang paling dekat dengan Matahari. Sirius 2,2 kali lebih besar dari Matahari; itu M ay = +1 m .43, yaitu tetangga kita memancarkan energi 23 kali lebih banyak daripada Matahari.

Keunikan foto tersebut terletak pada kenyataan bahwa, bersama dengan gambar Sirius, dimungkinkan untuk memperoleh gambar satelitnya - satelit tersebut “bersinar” dengan titik terang di sebelah kiri Sirius. Sirius - secara teleskopik: Sirius sendiri ditandai dengan huruf A, dan satelitnya dengan huruf B. Magnitudo nyata Sirius adalah B m ay = +8 m .43, artinya hampir 10.000 kali lebih lemah dari Sirius A. Massa Sirius B hampir sama persis dengan massa Matahari, jari-jarinya sekitar 0,01 jari-jari Matahari, permukaannya suhunya sekitar 12000K, tetapi emisi Sirius B 400 kali lebih sedikit daripada Matahari. Sirius B adalah katai putih yang khas. Selain itu, ini adalah katai putih pertama, yang ditemukan oleh Alfven Clarke pada tahun 1862 selama pengamatan visual melalui teleskop.

Sirius A dan Sirius B mengorbit hampir sama dengan jangka waktu 50 tahun; jarak antara komponen A dan B hanya 20 AU.

Menurut pernyataan yang tepat dari V.M.Lipunov, “mereka “matang” di dalam bintang masif (dengan massa lebih dari 10×M⊙ )". Inti bintang yang berevolusi menjadi bintang neutron memiliki 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; setelah sumber reaksi termonuklir mengering dan induknya mengeluarkan sebagian besar materinya dalam ledakan, inti-inti ini akan menjadi objek independen di dunia bintang, yang memiliki karakteristik yang sangat spesifik. Kompresi inti bintang induk berhenti pada kepadatan yang sebanding dengan kepadatan inti (ρ n. jam ~ 10 14 10 15 gram/cm 3). Dengan massa dan kepadatan sebesar itu, jari-jari kelahirannya hanya 10 dan terdiri dari tiga lapisan. Lapisan luar (atau kerak luar) dibentuk oleh kisi kristal inti atom besi ( Fe ) dengan kemungkinan sedikit campuran inti atom logam lain; Ketebalan kerak luarnya hanya sekitar 600 m dengan radius 10 km. Di bawah kerak luar terdapat kerak keras bagian dalam lainnya, terdiri dari atom besi ( Fe ), tetapi atom-atom ini diperkaya secara berlebihan dengan neutron. Ketebalan kulit kayu ini≈ 2 km. Kerak bagian dalam berbatasan dengan inti neutron cair, proses fisik yang ditentukan oleh sifat luar biasa dari cairan neutron - superfluiditas dan, dengan adanya elektron dan proton bebas, superkonduktivitas. Ada kemungkinan bahwa di bagian paling tengah zat tersebut mengandung meson dan hiperon.

Mereka berputar cepat pada suatu sumbu - dari satu hingga ratusan putaran per detik. Rotasi seperti itu, jika tersedia Medan gaya ( H ~ 10 13 10 15 Oe) sering kali menyebabkan efek denyut radiasi bintang yang diamati pada rentang gelombang elektromagnetik yang berbeda. Kami melihat salah satu pulsar ini di dalam Nebula Kepiting.

Jumlah keseluruhan kecepatan putarannya tidak lagi mencukupi untuk mengeluarkan partikel, sehingga tidak bisa menjadi pulsar radio. Namun, ia masih besar, dan bintang neutron di sekitarnya, yang ditangkap oleh medan magnet, tidak dapat jatuh, sehingga tidak terjadi pertambahan materi.

Accrector (pulsar sinar-X). Kecepatan rotasinya menurun sedemikian rupa sehingga kini tidak ada yang dapat menghentikan materi agar tidak jatuh ke bintang neutron tersebut. Plasma, jatuh, bergerak sepanjang garis medan magnet dan menghantam permukaan padat di daerah kutub, memanas hingga puluhan juta derajat. Materi yang dipanaskan hingga suhu tinggi bersinar dalam rentang sinar-X. Wilayah di mana materi yang jatuh berinteraksi dengan permukaan bintang sangatlah kecil, hanya sekitar 100 meter. Karena rotasi bintang, titik panas ini secara berkala menghilang dari pandangan, yang dianggap oleh pengamat sebagai denyutan. Benda-benda seperti itu disebut pulsar sinar-X.

Georotator. Kecepatan rotasi bintang neutron tersebut rendah dan tidak mencegah akresi. Namun ukuran magnetosfer sedemikian rupa sehingga plasma terhenti oleh medan magnet sebelum ditangkap oleh gravitasi.

Jika ia merupakan komponen sistem biner dekat, maka materi “dipompa” dari bintang normal (komponen kedua) ke bintang neutron. Massa mungkin melebihi kritis (M > 3×M⊙ ), maka stabilitas gravitasi bintang dilanggar, tidak ada yang dapat menahan kompresi gravitasi, dan “berjalan” di bawah radius gravitasinya

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

berubah menjadi “lubang hitam”. Dalam rumus rg yang diberikan: M adalah massa bintang, c adalah kecepatan cahaya, G adalah konstanta gravitasi.

Lubang hitam adalah sebuah benda yang medan gravitasinya begitu kuat sehingga baik partikel, foton, maupun benda material apa pun tidak dapat mencapai kecepatan kosmik kedua dan melarikan diri ke luar angkasa.

Lubang hitam adalah objek tunggal dalam arti sifat proses fisik di dalamnya belum dapat dijelaskan secara teoritis. Keberadaan lubang hitam mengikuti pertimbangan teoritis, pada kenyataannya dapat ditemukan di wilayah pusat gugus bola, quasar, galaksi raksasa, termasuk di pusat galaksi kita.

Evolusi bintang dalam astronomi adalah rangkaian perubahan yang dialami sebuah bintang selama hidupnya, yaitu selama jutaan atau milyaran tahun saat ia memancarkan cahaya dan panas. Dalam kurun waktu yang sangat lama, perubahan yang terjadi cukup signifikan.

Evolusi bintang dimulai dari awan molekul raksasa, yang juga disebut tempat lahir bintang. Sebagian besar ruang "kosong" di galaksi sebenarnya mengandung antara 0,1 dan 1 molekul per cm³. Awan molekuler memiliki kepadatan sekitar satu juta molekul per cm³. Massa awan semacam itu melebihi massa Matahari sebanyak 100.000-10.000.000 kali lipat karena ukurannya: 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 memicu proses pembentukan bintang.
Karena ketidakhomogenan yang muncul, tekanan gas molekuler tidak dapat lagi mencegah kompresi lebih lanjut, dan gas mulai berkumpul di sekitar pusat bintang masa depan di bawah pengaruh gaya tarik gravitasi. Setengah dari energi gravitasi yang dilepaskan digunakan untuk memanaskan awan, dan setengahnya lagi digunakan untuk radiasi cahaya. Di awan, tekanan dan kepadatan meningkat ke arah pusat, dan keruntuhan bagian tengah terjadi lebih cepat daripada bagian pinggirannya. Ketika kompresi berlangsung, jalur bebas rata-rata foton berkurang dan awan menjadi semakin tidak transparan terhadap radiasinya sendiri. Hal ini menyebabkan peningkatan suhu yang lebih cepat dan peningkatan tekanan yang lebih cepat. Akhirnya, gradien tekanan menyeimbangkan gaya gravitasi, dan inti hidrostatik terbentuk, dengan massa sekitar 1% massa awan. Momen ini tidak terlihat - bola tersebut buram dalam jangkauan optik. Evolusi lebih lanjut dari protobintang adalah pertambahan materi yang terus jatuh ke “permukaan” inti, yang karenanya bertambah besar ukurannya. Akhirnya, massa materi yang bergerak bebas di awan habis dan bintang menjadi terlihat dalam jangkauan optik. Momen ini dianggap sebagai akhir fase protobintang dan awal fase bintang muda.

Menurut hukum kekekalan momentum, seiring dengan mengecilnya ukuran awan, kecepatan rotasinya meningkat, dan seterusnya momen tertentu zat berhenti berputar sebagai satu benda dan terbagi menjadi lapisan-lapisan yang terus runtuh secara independen satu sama lain. Jumlah dan massa lapisan ini bergantung pada massa awal dan kecepatan rotasi awan molekul. Tergantung pada parameter ini, berbagai sistem benda langit terbentuk: gugus bintang, bintang ganda, bintang dengan planet.

Bintang muda - fase bintang muda.

Proses pembentukan bintang dapat digambarkan secara terpadu, namun tahapan evolusi bintang selanjutnya hampir seluruhnya bergantung pada massanya, dan hanya pada akhir evolusi bintang komposisi kimianya dapat berperan.

Bintang muda bermassa rendah

Bintang muda bermassa rendah (hingga tiga massa matahari), yang mendekati deret utama, sepenuhnya konvektif - proses konveksi menutupi seluruh tubuh bintang. Ini pada dasarnya adalah protobintang, yang pusatnya baru saja memulai reaksi nuklir, dan semua radiasi terjadi terutama karena kompresi gravitasi. Sampai kesetimbangan hidrostatik tercapai, luminositas bintang menurun pada suhu efektif yang konstan. Saat kompresinya melambat, bintang muda tersebut mendekati deret utama. Objek jenis ini diasosiasikan dengan bintang T Tauri.

Pada saat ini, untuk bintang dengan massa lebih besar dari 0,8 massa matahari, inti menjadi transparan terhadap radiasi, dan transfer energi radiasi dalam inti menjadi dominan, karena konveksi semakin terhambat akibat meningkatnya pemadatan materi bintang. Di lapisan luar tubuh bintang, terjadi transfer energi konvektif.

Saat bintang berkontraksi, tekanan gas elektron yang mengalami degenerasi mulai meningkat dan ketika radius tertentu dari bintang tercapai, kompresi berhenti, yang menyebabkan terhentinya peningkatan suhu lebih lanjut di inti bintang yang disebabkan oleh kompresi, dan kemudian penurunannya. Untuk bintang yang lebih kecil dari 0,0767 massa Matahari, hal ini tidak terjadi: energi yang dilepaskan selama reaksi nuklir tidak pernah cukup untuk menyeimbangkan tekanan internal dan kompresi gravitasi. “Bintang bawah” tersebut memancarkan lebih banyak energi daripada yang dihasilkan selama reaksi termonuklir, dan diklasifikasikan sebagai katai coklat. Nasib mereka adalah kompresi konstan sampai tekanan gas yang mengalami degenerasi menghentikannya, dan kemudian pendinginan bertahap dengan penghentian semua reaksi termonuklir yang telah dimulai.

Bintang bermassa menengah muda

Bintang-bintang muda bermassa menengah (2 hingga 8 massa matahari) berevolusi secara kualitatif dengan cara yang persis sama seperti saudara-saudaranya yang lebih kecil, hanya saja mereka tidak memiliki zona konvektif hingga deret utama. Objek jenis ini diasosiasikan dengan apa yang disebut. Bintang Herbig Ae\Be dengan variabel tak beraturan kelas spektral B-F0. Mereka juga memamerkan disk dan jet bipolar. Laju keluarnya materi dari permukaan, luminositas, dan suhu efektif jauh lebih tinggi dibandingkan T Tauri, sehingga secara efektif memanaskan dan membubarkan sisa-sisa awan protobintang.

Bintang muda dengan massa lebih besar dari 8 massa matahari

Bintang muda dengan massa lebih besar dari 8 massa matahari. Bintang dengan massa seperti itu sudah memiliki ciri-ciri bintang normal, karena mereka telah melalui semua tahap peralihan dan mampu mencapai laju reaksi nuklir yang mengkompensasi energi yang hilang akibat radiasi selama akumulasi massa untuk mencapai keseimbangan hidrostatik inti. Bagi bintang-bintang ini, aliran massa dan luminositasnya begitu besar sehingga tidak hanya menghentikan keruntuhan gravitasi di wilayah terluar awan molekuler yang belum menjadi bagian dari bintang, namun sebaliknya, membubarkannya. Dengan demikian, massa bintang yang dihasilkan jauh lebih kecil dibandingkan massa awan protobintang. Kemungkinan besar, hal ini menjelaskan tidak adanya bintang di galaksi kita yang massanya lebih besar dari sekitar 300 massa matahari.

Siklus paruh baya sebuah bintang

Bintang hadir dalam berbagai warna dan ukuran. Tipe spektralnya berkisar dari biru panas hingga merah dingin, dan massanya berkisar antara 0,0767 hingga sekitar 300 massa matahari, menurut perkiraan terbaru. Luminositas dan warna bintang bergantung pada suhu permukaannya, yang selanjutnya ditentukan oleh massanya. Semua bintang baru “mengambil tempatnya” di deret utama berdasarkan komposisi kimia dan massanya.

Katai merah kecil dan dingin perlahan-lahan membakar cadangan hidrogennya dan tetap berada di deret utama selama puluhan miliar tahun, sementara bintang super raksasa meninggalkan deret utama dalam waktu beberapa puluh juta (dan ada juga yang hanya beberapa juta) tahun setelah pembentukannya.

Bintang berukuran sedang seperti Matahari tetap berada di deret utama selama rata-rata 10 miliar tahun. Matahari diyakini masih berada di tengah-tengah siklus hidupnya. Begitu sebuah bintang kehabisan hidrogen di intinya, ia meninggalkan deret utama.

Kematangan bintang

Setelah waktu tertentu - dari satu juta hingga puluhan miliar tahun (tergantung pada massa awal) - bintang menghabiskan sumber daya hidrogen di intinya. Pada bintang besar dan panas, hal ini terjadi jauh lebih cepat dibandingkan pada bintang kecil dan lebih dingin. Menipisnya pasokan hidrogen menyebabkan terhentinya reaksi termonuklir.

Tanpa tekanan yang timbul selama reaksi ini dan keseimbangan gravitasi internal dalam tubuh bintang, bintang mulai berkontraksi kembali, seperti yang terjadi sebelumnya pada saat pembentukannya. Suhu dan tekanan meningkat lagi, namun tidak seperti tahap protobintang, kenaikannya jauh lebih tinggi level tinggi. Keruntuhan berlanjut hingga reaksi termonuklir yang melibatkan helium dimulai pada suhu sekitar 100 juta K.

“Pembakaran” materi termonuklir, yang dilanjutkan pada tingkat yang baru, menyebabkan perluasan bintang yang mengerikan. Bintang "membengkak", menjadi sangat "longgar", dan ukurannya bertambah sekitar 100 kali lipat. Beginilah proses pembentukan bintang, dan fase pembakaran helium berlangsung sekitar beberapa juta tahun. Hampir semua raksasa merah adalah bintang variabel.

Tahap akhir evolusi bintang

Bintang tua dengan massa rendah

Saat ini, belum diketahui secara pasti apa yang terjadi pada bintang terang setelah pasokan hidrogen di intinya habis. Karena usia Alam Semesta adalah 13,7 miliar tahun, jumlah ini tidak cukup untuk menyebabkan habisnya pasokan bahan bakar hidrogen di bintang-bintang tersebut, teori modern didasarkan pada pemodelan 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 dapat dihasilkan. fase baru kompresi gravitasi hingga tingkat yang cukup untuk “menyalakan” helium. Bintang-bintang ini termasuk katai merah seperti Proxima Centauri, yang memiliki masa hidup deret utama puluhan miliar hingga puluhan triliun tahun. Setelah penghentian reaksi termonuklir di intinya, mereka, secara bertahap mendingin, akan terus mengeluarkan emisi lemah dalam rentang spektrum elektromagnetik inframerah dan gelombang mikro.

Bintang berukuran sedang

Ketika sebuah bintang mencapai ukuran rata-rata (dari 0,4 hingga 3,4 massa matahari) fase raksasa merah, intinya kehabisan hidrogen, 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"), bintang OH-IR, atau bintang mirip Mira, bergantung pada karakteristik pastinya. Gas yang dikeluarkan relatif kaya akan unsur berat yang dihasilkan di bagian dalam bintang, seperti oksigen dan karbon. Gas tersebut membentuk cangkang yang mengembang dan mendingin saat menjauh dari bintang, memungkinkan terbentuknya partikel dan molekul debu. Dengan kuat radiasi infra merah Bintang sumber dalam cangkang tersebut menciptakan kondisi ideal untuk aktivasi 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.

Segera setelah helium menyala, karbon dan oksigen “menyala”; masing-masing peristiwa ini menyebabkan restrukturisasi serius pada tubuh bintang dan pergerakan cepatnya di sepanjang diagram Hertzsprung-Russell. Ukuran atmosfer bintang semakin meningkat, dan ia mulai kehilangan gas secara intensif dalam bentuk aliran angin bintang yang tersebar. Nasib bagian tengah bintang bergantung sepenuhnya pada massa awalnya - inti bintang dapat mengakhiri evolusinya sebagai:

• (bintang bermassa rendah)
• sebagai bintang neutron (pulsar), jika massa bintang pada tahap evolusi selanjutnya melebihi batas Chandrasekhar
• seperti lubang hitam jika massa bintang melebihi batas Oppenheimer – Volkova

Dalam dua situasi terakhir, evolusi bintang berakhir dengan peristiwa bencana - ledakan supernova.

Sebagian besar bintang, termasuk Matahari, menyelesaikan evolusinya dengan berkontraksi hingga tekanan elektron yang mengalami degenerasi menyeimbangkan gravitasi. Dalam keadaan ini, ketika ukuran bintang mengecil seratus kali lipat, dan kepadatannya menjadi satu juta kali lebih tinggi daripada kepadatan air, bintang tersebut disebut katai putih. Ia kehilangan sumber energi dan, secara bertahap mendingin, menjadi tidak terlihat.

Pada bintang yang lebih masif dari Matahari, tekanan elektron yang mengalami degenerasi tidak dapat menghentikan kompresi lebih lanjut pada inti, dan elektron mulai “ditekan” menjadi inti atom, yang mengubah proton menjadi neutron, yang di antaranya tidak terdapat gaya tolak menolak elektrostatis. Neutronisasi materi ini mengarah pada fakta bahwa ukuran bintang, yang sekarang merupakan satu inti atom yang sangat besar, diukur dalam beberapa kilometer, dan kepadatannya 100 juta kali lebih tinggi daripada kepadatan air. Objek seperti ini disebut bintang neutron; kesetimbangannya dipertahankan oleh tekanan materi neutron yang mengalami degenerasi.

Bintang supermasif

Setelah sebuah bintang dengan massa lebih besar dari lima massa matahari memasuki tahap superraksasa merah, intinya mulai menyusut karena pengaruh gravitasi. Ketika kompresi berlangsung, 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.

Akibatnya, seiring dengan terbentuknya unsur-unsur yang semakin berat dalam Tabel Periodik, besi-56 disintesis dari silikon. Pada tahap ini, fusi termonuklir eksotermik lebih lanjut menjadi tidak mungkin, karena inti besi-56 memiliki cacat massa maksimum dan pembentukan inti yang lebih berat dengan pelepasan energi tidak mungkin dilakukan. Oleh karena itu, ketika inti besi suatu bintang mencapai ukuran tertentu, tekanan di dalamnya tidak lagi mampu menahan berat lapisan di atasnya bintang, dan keruntuhan inti segera terjadi dengan neutronisasi materinya.

Semburan neutrino yang kuat dan medan magnet yang berputar mendorong keluar sebagian besar materi bintang yang terakumulasi – yang disebut unsur benih, termasuk besi dan unsur ringan. 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 pancaran neutrino membawa materi menjauh dari bintang yang sekarat ke ruang antarbintang. Selanjutnya, saat mendingin dan bergerak melintasi ruang angkasa, material supernova ini dapat bertabrakan dengan “penyelamatan” kosmik lainnya dan, mungkin, berpartisipasi dalam pembentukan bintang, planet, atau satelit baru.

Proses-proses yang terjadi pada masa terbentuknya supernova masih terus dipelajari, dan hingga saat ini belum ada kejelasan mengenai masalah tersebut. Yang juga dipertanyakan adalah apa yang sebenarnya tersisa dari bintang aslinya. Namun, ada dua pilihan yang sedang dipertimbangkan: bintang neutron dan lubang hitam.

Bintang neutron

Diketahui bahwa dalam beberapa supernova, gravitasi yang kuat di kedalaman supergiant memaksa elektron diserap oleh inti atom, tempat elektron tersebut bergabung dengan proton untuk membentuk neutron. Proses ini disebut neutronisasi. Gaya elektromagnetik yang memisahkan inti di dekatnya menghilang. Inti bintang sekarang berupa bola padat yang terdiri dari inti atom dan neutron individu.
Bintang-bintang seperti itu, yang dikenal sebagai bintang neutron, berukuran sangat kecil - tidak lebih dari ukuran kota besar - dan memiliki kepadatan yang sangat tinggi. Periode orbitnya menjadi sangat pendek seiring dengan mengecilnya ukuran bintang (karena kekekalan momentum sudut). Beberapa bintang neutron berputar 600 kali per detik. Untuk beberapa di antaranya, sudut antara vektor radiasi dan sumbu rotasi mungkin sedemikian rupa sehingga Bumi jatuh ke dalam kerucut yang dibentuk oleh radiasi ini; dalam hal ini, 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, materi dan informasi tidak dapat meninggalkan lubang hitam dalam kondisi apapun. Namun, efek kuantum kemungkinan besar akan menghindari hal ini, misalnya dalam bentuk radiasi Hawking. Masih ada sejumlah pertanyaan terbuka. Khususnya, hingga saat ini, pertanyaan utama yang masih belum terjawab: “Apakah ada lubang hitam?” Lagi pula, untuk mengatakan dengan pasti bahwa suatu objek adalah lubang hitam, kita perlu mengamati cakrawala peristiwanya. Hal ini tidak mungkin dilakukan hanya dengan menentukan cakrawala, namun dengan bantuan interferometri radio garis dasar ultra panjang, metrik di dekat suatu objek dapat ditentukan berdasarkan pergerakan gas di sana, dan juga untuk mencatat variabilitas skala milidetik yang cepat untuk bintang. -lubang hitam massal. Sifat-sifat yang diamati pada suatu objek harus secara meyakinkan membuktikan bahwa objek yang diamati adalah lubang hitam.

Saat ini, lubang hitam hanya dapat diakses melalui observasi tidak langsung. Jadi, dengan mengamati luminositas inti galaksi aktif, seseorang dapat memperkirakan massa benda tempat terjadinya akresi. Selain itu, massa suatu benda dapat diperkirakan dari kurva rotasi galaksi atau dari frekuensi rotasi bintang yang dekat dengan objek tersebut, dengan menggunakan teorema virial. Pilihan lainnya adalah dengan mengamati profil garis emisi gas dari wilayah pusat galaksi aktif, yang memungkinkan untuk mengetahui kecepatan rotasinya yang mencapai puluhan ribu kilometer per detik dalam blazar. Bagi banyak galaksi, massa pusatnya terlalu besar untuk objek apa pun selain lubang hitam supermasif. Terdapat objek dengan pertambahan materi yang jelas, tetapi tidak ada radiasi spesifik yang disebabkan oleh gelombang kejut yang teramati. Dari sini kita dapat menyimpulkan bahwa akresi tidak dihentikan oleh permukaan padat bintang, tetapi hanya berpindah ke wilayah pergeseran merah gravitasi yang sangat besar, di mana, menurut gagasan dan data modern (2009), tidak ada objek diam selain lubang hitam yang berada. mungkin.

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 lamanya hidup manusia, jangka 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 masih sama ribuan tahun yang lalu, ketika firaun Mesir bisa melihatnya, 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 dalam periode sejarah yang berbeda dalam interval 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, di mana komposisi kimia, karakteristik fisik, dan struktur bintang berubah. 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 rotasi dan keadaan medan magnet. 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 emisi energi termal, 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 dimulai pada tingkat yang lebih tinggi suhu rendah, fase utama pembakaran hidrogen dimulai pada suhu 4 juta derajat. Mulai saat ini fase deret utama dimulai. Bentuk baru reproduksi energi bintang mulai berperan - nuklir. Energi kinetik yang dilepaskan selama kompresi suatu benda memudar ke latar belakang. Keseimbangan yang dicapai memastikan umur yang panjang dan tenang bagi sebuah bintang yang berada pada 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. Saat bahan bakar nuklir dikonsumsi, 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. Titik-titik pada diagram adalah lokasi bintang-bintang yang diketahui. 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 grafik terlihat kurang jenuh dengan 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:

1. jalani hidupmu dengan tenang dan istirahatlah dengan damai di alam semesta yang luas;
2. memasuki fase raksasa merah dan menua secara perlahan;
3. 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. Ciri utama dari proses ini adalah bahwa gas yang mengalami degenerasi tidak memiliki 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 mekanis dan termodinamika yang berkepanjangan, materi berubah properti fisik. 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. Terjadi kehilangan massa secara konstan, 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.

Saat merenungkan langit malam yang cerah jauh dari lampu kota, mudah untuk melihat bahwa Alam Semesta penuh dengan bintang. Bagaimana alam bisa menciptakan benda-benda yang tak terhitung jumlahnya? Diperkirakan ada sekitar 100 miliar bintang di Bima Sakti saja. Selain itu, bintang-bintang masih terus dilahirkan hingga saat ini, 10-20 miliar tahun setelah terbentuknya Alam Semesta. Bagaimana bintang terbentuk? Perubahan apa yang dialami sebuah bintang sebelum mencapainya stabil, seperti Matahari kita?

Dari sudut pandang fisika, bintang adalah bola gas

Dari sudut pandang fisika, ini adalah bola gas. Panas dan tekanan yang dihasilkan dalam reaksi nuklir—terutama fusi helium dari hidrogen—mencegah bintang runtuh karena gravitasinya sendiri. Kehidupan objek yang relatif sederhana ini mengikuti skenario yang sangat spesifik. Pertama, sebuah bintang lahir dari awan gas antarbintang yang tersebar, lalu terjadilah hari kiamat yang panjang. Namun pada akhirnya, ketika semua bahan bakar nuklir habis, ia akan berubah menjadi katai putih, bintang neutron, atau lubang hitam yang bercahaya redup.

Uraian ini mungkin memberikan kesan bahwa analisis rinci mengenai pembentukan dan tahap awal evolusi bintang seharusnya tidak menimbulkan kesulitan yang berarti. Namun interaksi gravitasi dan tekanan termal menyebabkan bintang berperilaku tidak terduga.
Misalnya, evolusi luminositas, yaitu perubahan jumlah energi yang dipancarkan permukaan bintang per satuan waktu. Suhu internal bintang muda terlalu rendah bagi atom hidrogen untuk dapat berfusi, sehingga luminositasnya pasti relatif rendah. Jumlah ini dapat meningkat ketika reaksi nuklir dimulai, dan baru setelah itu jumlah tersebut dapat turun secara bertahap. Faktanya, bintang yang masih sangat muda ini sangat cemerlang. Luminositasnya menurun seiring bertambahnya usia, mencapai titik minimum sementara selama pembakaran hidrogen.

Selama tahap awal evolusi, berbagai proses fisik terjadi di bintang.

Selama tahap awal evolusi, bintang mengalami berbagai proses fisik, beberapa di antaranya masih kurang dipahami. Baru dalam dua dekade terakhir para astronom mulai membangun gambaran rinci tentang evolusi bintang berdasarkan kemajuan teori dan observasi.
Bintang lahir dari awan besar, tidak terlihat dalam cahaya tampak, terletak di piringan galaksi spiral. Para astronom menyebut objek-objek ini sebagai kompleks molekuler raksasa. Istilah "molekuler" mencerminkan fakta bahwa gas dalam kompleks terutama terdiri dari hidrogen dalam bentuk molekul. Awan seperti itu merupakan formasi terbesar di Galaksi, terkadang mencapai lebih dari 300 tahun cahaya. diameternya bertahun-tahun.

Setelah analisis lebih dekat tentang evolusi bintang

Analisis yang lebih cermat mengungkapkan bahwa bintang-bintang terbentuk dari kondensasi individu – zona padat – dalam awan molekul raksasa. Para astronom telah mempelajari sifat-sifat zona padat menggunakan teleskop radio besar, satu-satunya instrumen yang mampu mendeteksi awan milimo yang redup. Dari pengamatan radiasi ini dapat disimpulkan bahwa zona padat mempunyai diameter beberapa bulan cahaya, kepadatan 30.000 molekul hidrogen per cm^ dan suhu 10 Kelvin.
Berdasarkan nilai-nilai tersebut, disimpulkan bahwa tekanan gas di zona padat sedemikian rupa sehingga mampu menahan kompresi akibat pengaruh gaya gravitasi sendiri.

Oleh karena itu, agar sebuah bintang dapat terbentuk, zona padat harus dikompresi dari keadaan tidak stabil, sehingga gaya gravitasi melebihi tekanan gas internal.
Belum jelas bagaimana zona kompak mengembun dari awan molekul awal dan menjadi tidak stabil. Namun demikian, bahkan sebelum ditemukannya zona kompak, ahli astrofisika memiliki kesempatan untuk melakukan simulasi proses pembentukan bintang. Sejak tahun 1960-an, para ahli teori menggunakan simulasi komputer untuk menentukan bagaimana awan yang tidak stabil runtuh.
Meskipun berbagai kondisi awal digunakan untuk perhitungan teoretis, hasil yang diperoleh tetap sama: pada awan yang terlalu tidak stabil, bagian dalamnya dikompresi terlebih dahulu, yaitu zat di tengahnya terlebih dahulu mengalami jatuh bebas, sedangkan wilayah periferal tetap stabil. Secara bertahap, area kompresi menyebar ke luar, menutupi seluruh awan.

Jauh di kedalaman wilayah yang berkontraksi, evolusi bintang dimulai

Jauh di kedalaman wilayah yang berkontraksi, pembentukan bintang dimulai. Diameter bintang hanya satu detik cahaya, yaitu sepersejuta diameter zona kompak. Untuk ukuran yang relatif kecil, gambaran keseluruhan dari kompresi awan tidaklah signifikan, namun Pemeran utama kecepatan jatuhnya materi ke bintang berperan di sini

Laju jatuhnya materi mungkin berbeda-beda, namun hal ini secara langsung bergantung pada suhu awan. Semakin tinggi suhunya, semakin besar kecepatannya. Perhitungan menunjukkan bahwa massa yang sama dengan massa Matahari dapat terakumulasi di pusat zona kompak yang runtuh selama periode 100 ribu hingga 1 juta tahun.Benda yang terbentuk di tengah awan yang runtuh disebut protobintang. Dengan menggunakan simulasi komputer, para astronom telah mengembangkan model yang menggambarkan struktur protobintang.
Ternyata gas yang jatuh tersebut menghantam permukaan protobintang dengan kecepatan yang sangat tinggi. Oleh karena itu, bagian depan guncangan yang kuat terbentuk (transisi tajam ke sangat tekanan darah tinggi). Dalam shock front, gas memanas hingga hampir 1 juta Kelvin, kemudian selama radiasi di permukaan, gas tersebut dengan cepat mendingin hingga sekitar 10.000 K, membentuk protobintang lapis demi lapis.

Kehadiran shock front menjelaskan tingginya kecerahan bintang-bintang muda

Kehadiran shock front menjelaskan tingginya kecerahan bintang-bintang muda. Jika massa protozoa sama dengan satu massa matahari, maka luminositasnya dapat melebihi massa matahari sepuluh kali lipat. Namun hal ini bukan disebabkan oleh reaksi fusi termonuklir, seperti pada bintang biasa, melainkan oleh energi kinetik materi yang diperoleh dalam medan gravitasi.
Protobintang dapat diamati, namun tidak dengan teleskop optik konvensional.
Semua gas antarbintang, termasuk gas yang membentuk bintang, mengandung “debu” – campuran partikel padat berukuran submikron. Radiasi dari bagian depan kejut bertemu di jalurnya jumlah yang besar partikel-partikel ini jatuh bersama gas ke permukaan protobintang.
Partikel debu dingin menyerap foton yang dipancarkan oleh shock front dan memancarkannya kembali pada panjang gelombang yang lebih panjang. Radiasi gelombang panjang ini kemudian diserap dan kemudian dipancarkan kembali oleh debu yang lebih jauh lagi. Oleh karena itu, ketika foton menembus awan debu dan gas, panjang gelombangnya berakhir di wilayah inframerah spektrum elektromagnetik. Namun hanya berjarak beberapa jam cahaya dari protobintang, panjang gelombang foton menjadi terlalu panjang sehingga debu tidak bisa menyerapnya, dan foton akhirnya dapat meluncur tanpa hambatan ke teleskop bumi yang sensitif terhadap inframerah.
Meskipun detektor modern memiliki kemampuan yang luas, para astronom tidak dapat mengklaim bahwa teleskop benar-benar merekam radiasi protobintang. Tampaknya mereka sangat tersembunyi di kedalaman zona kompak yang tercatat dalam jangkauan radio. Ketidakpastian dalam pendeteksian berasal dari fakta bahwa detektor tidak dapat membedakan protobintang dari bintang tua yang tertanam dalam gas dan debu.
Untuk identifikasi yang andal, teleskop inframerah atau radio harus mendeteksi pergeseran Doppler dari garis emisi spektral protobintang. Pergeseran Doppler akan mengungkap gerakan sebenarnya dari gas yang jatuh ke permukaannya.
Segera setelah massa protobintang mencapai sepersepuluh massa Matahari, akibat jatuhnya materi, suhu di pusat menjadi cukup untuk terjadinya reaksi fusi termonuklir. Namun, reaksi termonuklir pada protobintang pada dasarnya berbeda dengan reaksi pada bintang paruh baya. Sumber energi bintang-bintang tersebut adalah reaksi fusi termonuklir helium dari hidrogen.

Hidrogen adalah unsur kimia paling melimpah di alam semesta

Hidrogen adalah unsur kimia paling melimpah di alam semesta. Pada saat lahirnya Alam Semesta (Big Bang), unsur ini terbentuk dalam bentuk biasanya dengan inti yang terdiri dari satu proton. Namun dua dari setiap 100.000 inti adalah inti deuterium, yang terdiri dari satu proton dan satu neutron. Isotop hidrogen ini terdapat di zaman modern dalam gas antarbintang, yang kemudian masuk ke dalam bintang.
Patut dicatat bahwa pengotor kecil ini memainkan peran dominan dalam kehidupan protobintang. Suhu di kedalamannya tidak cukup untuk reaksi hidrogen biasa, yang terjadi pada 10 juta Kelvin. Namun akibat kompresi gravitasi, suhu di pusat protobintang dapat dengan mudah mencapai 1 juta Kelvin, ketika fusi inti deuterium dimulai, yang juga melepaskan energi yang sangat besar.

Opasitas materi protobintang terlalu besar

Opasitas materi protobintang terlalu besar untuk mentransfer energi melalui transfer radiasi. Oleh karena itu, bintang menjadi tidak stabil secara konvektif: gelembung gas yang dipanaskan oleh “api nuklir” melayang ke permukaan. Aliran ke atas ini diseimbangkan oleh aliran gas dingin ke bawah menuju pusat. Gerakan konvektif serupa, tetapi dalam skala yang jauh lebih kecil, terjadi di ruangan dengan pemanas uap. Pada protobintang, pusaran konvektif mengangkut deuterium dari permukaan ke bagian dalamnya. Dengan cara ini, bahan bakar yang dibutuhkan untuk reaksi termonuklir mencapai inti bintang.
Meskipun konsentrasi inti deuterium sangat rendah, panas yang dilepaskan selama fusi mempunyai pengaruh yang kuat pada protobintang. Konsekuensi utama dari reaksi pembakaran deuterium adalah “pembengkakan” protobintang. Karena perpindahan panas yang efektif secara konveksi sebagai akibat dari “pembakaran” deuterium, ukuran protobintang bertambah, yang bergantung pada massanya. Sebuah protobintang bermassa satu matahari memiliki radius yang sama dengan lima massa matahari. Dengan massa yang sama dengan tiga massa matahari, protobintang tersebut mengembang hingga radius yang sama dengan 10 massa matahari.
Massa zona kompak pada umumnya lebih besar daripada massa bintang yang dihasilkannya. Oleh karena itu, harus ada mekanisme yang menghilangkan kelebihan massa dan menghentikan jatuhnya materi. Kebanyakan astronom yakin bahwa angin bintang kuat yang keluar dari permukaan protobintang adalah penyebabnya. Angin bintang meniupkan gas yang jatuh ke arah berlawanan dan akhirnya membubarkan zona padat tersebut.

Ide angin bintang

“Ide angin bintang” tidak mengikuti perhitungan teoretis. Dan para ahli teori yang terkejut diberikan bukti dari fenomena ini: pengamatan aliran gas molekuler yang bergerak dari sumber radiasi infra merah. Aliran ini berhubungan dengan angin protobintang. Asal usulnya adalah salah satu misteri terdalam dari bintang-bintang muda.
Ketika zona padat menghilang, sebuah objek terekspos yang dapat diamati dalam rentang optik - sebuah bintang muda. Seperti protobintang, ia memiliki luminositas tinggi, yang lebih ditentukan oleh gravitasi daripada fusi termonuklir. Tekanan di bagian dalam bintang mencegah keruntuhan gravitasi yang dahsyat. Namun, panas yang menyebabkan tekanan ini terpancar dari permukaan bintang, sehingga bintang bersinar sangat terang dan berkontraksi secara perlahan.
Saat berkontraksi, suhu internalnya meningkat secara bertahap dan akhirnya mencapai 10 juta Kelvin. Kemudian reaksi fusi inti hidrogen mulai membentuk helium. Panas yang dihasilkan menciptakan tekanan yang mencegah kompresi, dan bintang akan bersinar dalam waktu lama hingga bahan bakar nuklir di kedalamannya habis.
Matahari kita, sebuah bintang pada umumnya, membutuhkan waktu sekitar 30 juta tahun untuk berkontraksi dari ukuran protobintang ke ukuran modern. Berkat panas yang dilepaskan selama reaksi termonuklir, dimensi ini telah dipertahankan selama sekitar 5 miliar tahun.
Beginilah cara bintang dilahirkan. Namun terlepas dari keberhasilan nyata para ilmuwan yang memungkinkan kita mempelajari salah satu dari banyak rahasia alam semesta, masih banyak lagi sifat-sifat bintang muda yang diketahui yang belum sepenuhnya dipahami. Ini mengacu pada variabilitasnya yang tidak teratur, angin bintang yang sangat besar, dan tidak terduga kilatan terang. Belum ada jawaban pasti atas pertanyaan-pertanyaan ini. Namun masalah-masalah yang belum terselesaikan ini harus dianggap sebagai pemutusan sebuah rantai, yang mata rantai utamanya telah disatukan. Dan kita akan dapat menutup rantai ini dan melengkapi biografi bintang-bintang muda jika kita menemukan kunci yang diciptakan oleh alam itu sendiri. Dan kunci ini berkedip-kedip di langit cerah di atas kami.

Video seorang bintang lahir: