Menjadi apa bintang setelah kematian? Siklus hidup sebuah bintang

Umur bintang-bintang terdiri dari beberapa tahap, yang melaluinya selama jutaan dan milyaran tahun para tokoh terus berjuang menuju akhir yang tak terelakkan, berubah menjadi kilatan terang atau ke dalam lubang hitam yang suram.

Masa hidup bintang jenis apa pun merupakan proses yang sangat panjang dan kompleks, disertai dengan fenomena dalam skala kosmik. Fleksibilitasnya tidak mungkin untuk dilacak dan dipelajari sepenuhnya, bahkan menggunakan seluruh persenjataan ilmu pengetahuan modern. Namun berdasarkan pengetahuan unik yang dikumpulkan dan diproses selama seluruh periode keberadaan astronomi terestrial, seluruh lapisan informasi paling berharga tersedia bagi kita. Hal ini memungkinkan untuk menghubungkan urutan episode dari siklus hidup tokoh-tokoh ke dalam teori yang relatif koheren dan memodelkan perkembangannya. Apa saja tahapan-tahapan tersebut?

Jangan lewatkan aplikasi visual dan interaktif ""!

Episode I. Protobintang

Jalur kehidupan bintang, seperti semua objek makrokosmos dan mikrokosmos, dimulai dengan kelahiran. Peristiwa ini bermula dari terbentuknya awan yang sangat besar, di dalamnya muncul molekul-molekul pertama, oleh karena itu pembentukannya disebut molekuler. Terkadang istilah lain digunakan yang secara langsung mengungkapkan esensi proses - tempat lahirnya bintang.

Hanya ketika di awan seperti itu, karena keadaan yang tidak dapat diatasi, terjadi kompresi yang sangat cepat dari partikel-partikel penyusunnya yang bermassa, yaitu keruntuhan gravitasi, barulah bintang masa depan mulai terbentuk. Alasannya adalah gelombang energi gravitasi, yang sebagian memampatkan molekul gas dan memanaskan awan induk. Kemudian transparansi formasi secara bertahap mulai menghilang, yang berkontribusi terhadap pemanasan yang lebih besar dan peningkatan tekanan di pusatnya. Episode terakhir dalam fase protobintang adalah pertambahan materi yang jatuh ke inti, di mana bintang yang baru lahir tumbuh dan menjadi terlihat setelah tekanan cahaya yang dipancarkan menyapu semua debu ke pinggirannya.

Temukan protobintang di Nebula Orion!

Panorama Nebula Orion yang sangat besar ini berasal dari gambar. Nebula ini adalah salah satu tempat lahirnya bintang terbesar dan terdekat dengan kita. Cobalah untuk menemukan protobintang di nebula ini, karena resolusi panorama ini memungkinkan Anda melakukan hal ini.

episode II. Bintang muda

Fomalhaut, gambar dari katalog DSS. Masih terdapat piringan protoplanet di sekitar bintang ini.

Tahap atau siklus kehidupan bintang selanjutnya adalah periode masa kanak-kanak kosmiknya, yang selanjutnya dibagi menjadi tiga tahap: bintang muda kecil (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

episode III. Masa kejayaan kehidupan seorang bintang

Matahari difoto dalam garis H alpha. Bintang kita sedang dalam masa puncaknya.

Di tengah kehidupannya, tokoh-tokoh kosmik dapat memiliki beragam warna, massa, dan dimensi. Palet warna bervariasi dari warna kebiruan hingga merah, dan massanya bisa jauh lebih kecil dari massa matahari atau lebih dari tiga ratus kali lebih besar. Urutan utama siklus hidup bintang berlangsung sekitar sepuluh miliar tahun. Setelah itu inti benda kosmik kehabisan hidrogen. Momen ini dianggap sebagai peralihan kehidupan benda ke tahap selanjutnya. Karena menipisnya sumber daya hidrogen di inti, reaksi termonuklir terhenti. Namun, selama periode kompresi baru bintang, keruntuhan dimulai, yang menyebabkan terjadinya reaksi termonuklir yang melibatkan helium. Proses ini merangsang perluasan bintang yang luar biasa. Dan sekarang dianggap sebagai raksasa merah.

Episode IV. Akhir dari keberadaan bintang dan kematiannya

Bintang tua, seperti bintang mudanya, dibagi menjadi beberapa jenis: bintang bermassa rendah, berukuran sedang, supermasif, dan. Adapun benda-benda bermassa rendah, masih belum mungkin untuk mengatakan secara pasti proses apa yang terjadi pada benda-benda tersebut pada tahap-tahap terakhir keberadaannya. Semua fenomena tersebut dijelaskan secara hipotetis menggunakan simulasi komputer, dan tidak didasarkan pada pengamatan yang cermat. Setelah karbon dan oksigen habis terbakar, selubung atmosfer bintang bertambah dan komponen gasnya dengan cepat hilang. Di akhir jalur evolusinya, bintang-bintang berkontraksi berkali-kali, dan sebaliknya, kepadatannya meningkat secara signifikan. Bintang seperti itu dianggap katai putih. Fase kehidupannya kemudian diikuti oleh periode super raksasa merah. Hal terakhir dalam siklus hidup sebuah bintang adalah transformasinya, akibat kompresi yang sangat kuat, menjadi bintang neutron. Namun, tidak semua benda langit menjadi seperti ini. Beberapa, seringkali memiliki parameter terbesar (lebih dari 20-30 massa matahari), menjadi lubang hitam akibat keruntuhan.

Fakta menarik tentang siklus hidup bintang

Salah satu informasi paling aneh dan luar biasa dari kehidupan bintang di luar angkasa adalah bahwa sebagian besar bintang di bintang kita berada pada tahap katai merah. Benda-benda tersebut memiliki massa yang jauh lebih kecil dibandingkan Matahari.

Menarik juga bahwa daya tarik magnet bintang neutron miliaran kali lebih tinggi daripada radiasi serupa yang dimiliki bintang bumi.

Pengaruh massa pada bintang

Fakta lain yang tak kalah menarik adalah durasi keberadaan jenis bintang terbesar yang diketahui. Karena massanya bisa ratusan kali lebih besar dari matahari, pelepasan energinya juga berkali-kali lipat, bahkan terkadang jutaan kali lipat. Akibatnya, masa hidup mereka jauh lebih pendek. Dalam beberapa kasus, keberadaan mereka hanya bertahan beberapa juta tahun, dibandingkan dengan miliaran tahun kehidupan bintang bermassa rendah.

Fakta menarik juga terdapat kontras antara lubang hitam dan katai putih. Patut dicatat bahwa yang pertama muncul dari bintang-bintang yang paling besar dalam hal massa, dan yang kedua, sebaliknya, dari yang terkecil.

Ada banyak sekali fenomena unik di Alam Semesta yang dapat kita bicarakan tanpa henti, karena ruang angkasa sangat kurang dipelajari dan dieksplorasi. Semua pengetahuan manusia tentang bintang dan siklus hidupnya yang dimiliki sains modern sebagian besar berasal dari observasi dan perhitungan teoretis. Fenomena dan objek yang jarang dipelajari ini memberikan dasar bagi kerja terus-menerus bagi ribuan peneliti dan ilmuwan: astronom, fisikawan, matematikawan, dan ahli kimia. Berkat kerja terus menerus mereka, pengetahuan ini terus dikumpulkan, ditambah dan diubah, sehingga menjadi lebih akurat, andal, dan komprehensif.

Masing-masing dari kita pernah melihat langit berbintang setidaknya sekali dalam hidup kita. Seseorang melihat keindahan ini, mengalami perasaan romantis, yang lain mencoba memahami dari mana semua keindahan ini berasal. Kehidupan di luar angkasa, tidak seperti kehidupan di planet kita, mengalir dengan kecepatan berbeda. Waktu di luar angkasa mempunyai kategorinya sendiri; jarak dan ukuran di Alam Semesta sangatlah besar. Kita jarang memikirkan fakta bahwa evolusi galaksi dan bintang terus terjadi di depan mata kita. Setiap benda di ruang angkasa yang luas merupakan hasil proses fisik tertentu. Galaksi, bintang, dan bahkan planet memiliki fase perkembangan utama.

Planet kita dan kita semua bergantung pada bintang kita. Berapa lama Matahari akan menyenangkan kita dengan kehangatannya, memberikan kehidupan ke Tata Surya? Apa yang menanti kita di masa depan setelah jutaan dan milyaran tahun? Dalam hal ini, menarik untuk mempelajari lebih lanjut tentang tahapan evolusi objek astronomi, dari mana asal bintang, dan bagaimana kehidupan benda-benda indah di langit malam ini berakhir.

Asal usul, kelahiran dan evolusi bintang

Evolusi bintang dan planet yang menghuni galaksi Bima Sakti kita dan seluruh Alam Semesta, sebagian besar, telah dipelajari dengan baik. Di luar angkasa, hukum fisika tidak tergoyahkan dan membantu memahami asal usul benda luar angkasa. Dalam hal ini, teori Big Bang biasanya mengandalkan teori Big Bang yang kini menjadi doktrin dominan tentang proses asal usul alam semesta. Peristiwa yang mengguncang alam semesta dan menyebabkan terbentuknya alam semesta, menurut standar kosmik, berlangsung sangat cepat. Bagi kosmos, momen berlalu dari kelahiran sebuah bintang hingga kematiannya. Jarak yang sangat jauh menciptakan ilusi keteguhan Alam Semesta. Sebuah bintang yang menyala di kejauhan menyinari kita selama miliaran tahun, dan pada saat itu bintang tersebut mungkin sudah tidak ada lagi.

Teori evolusi galaksi dan bintang merupakan pengembangan dari teori Big Bang. Doktrin kelahiran bintang dan munculnya sistem bintang dibedakan berdasarkan skala kejadian dan jangka waktunya, yang, tidak seperti Alam Semesta secara keseluruhan, dapat diamati melalui sains modern.

Saat mempelajari siklus hidup bintang, Anda dapat menggunakan contoh bintang yang paling dekat dengan kita. Matahari adalah salah satu dari ratusan triliun bintang yang ada dalam jangkauan penglihatan kita. Selain itu, jarak Bumi ke Matahari (150 juta km) memberikan kesempatan unik untuk mempelajari objek tersebut tanpa meninggalkan tata surya. Informasi yang diperoleh akan memungkinkan untuk memahami secara rinci bagaimana struktur bintang-bintang lain, seberapa cepat sumber panas raksasa ini habis, apa saja tahapan perkembangan sebuah bintang, dan apa akhir dari kehidupan cemerlang ini - sunyi dan redup. atau berkilau, mudah meledak.

Setelah Big Bang, partikel-partikel kecil membentuk awan antarbintang, yang menjadi “rumah sakit bersalin” bagi triliunan bintang. Merupakan ciri khas bahwa semua bintang lahir pada waktu yang sama sebagai akibat dari kompresi dan ekspansi. Kompresi di awan gas kosmik terjadi di bawah pengaruh gravitasinya sendiri dan proses serupa di bintang-bintang baru di sekitarnya. Ekspansi tersebut disebabkan oleh tekanan internal gas antarbintang dan pengaruh medan magnet di dalam awan gas. Pada saat yang sama, awan berputar bebas di sekitar pusat massanya.

Awan gas yang terbentuk setelah ledakan terdiri dari 98% atom dan molekul hidrogen dan helium. Hanya 2% dari massa ini yang terdiri dari debu dan partikel mikroskopis padat. Sebelumnya diyakini bahwa di pusat bintang mana pun terdapat inti besi, yang dipanaskan hingga suhu satu juta derajat. Aspek inilah yang menjelaskan massa raksasa sebuah bintang.

Dalam perlawanan terhadap gaya fisik, gaya kompresi mendominasi, karena cahaya yang dihasilkan dari pelepasan energi tidak menembus ke dalam awan gas. Cahaya, bersama dengan sebagian energi yang dilepaskan, menyebar ke luar, menciptakan suhu di bawah nol derajat dan zona tekanan rendah di dalam akumulasi gas yang padat. Berada dalam keadaan ini, gas kosmik berkontraksi dengan cepat, pengaruh gaya tarik gravitasi mengarah pada fakta bahwa partikel mulai membentuk materi bintang. Ketika kumpulan gas padat, kompresi yang intens menyebabkan terbentuknya gugus bintang. Ketika ukuran awan gas kecil, kompresi menyebabkan pembentukan bintang tunggal.

Penjelasan singkat tentang apa yang terjadi adalah bahwa bintang masa depan melewati dua tahap - kompresi cepat dan lambat hingga menjadi protobintang. Dalam bahasa yang sederhana dan mudah dipahami, kompresi cepat adalah jatuhnya materi bintang menuju pusat protobintang. Kompresi lambat terjadi dengan latar belakang terbentuknya pusat protobintang. Selama ratusan ribu tahun berikutnya, formasi baru tersebut menyusut ukurannya, dan kepadatannya meningkat jutaan kali lipat. Secara bertahap, protobintang menjadi buram karena tingginya kepadatan materi bintang, dan kompresi yang sedang berlangsung memicu mekanisme reaksi internal. Peningkatan tekanan dan suhu internal menyebabkan terbentuknya pusat gravitasi bintang masa depan itu sendiri.

Protobintang tetap dalam keadaan ini selama jutaan tahun, perlahan-lahan mengeluarkan panas dan secara bertahap menyusut, mengecil ukurannya. Akibatnya, kontur bintang baru muncul, dan massa jenis materinya menjadi sebanding dengan massa jenis air.

Rata-rata massa jenis bintang kita adalah 1,4 kg/cm3 - hampir sama dengan massa jenis air di Laut Mati yang asin. Di pusatnya, Matahari memiliki massa jenis 100 kg/cm3. Materi bintang tidak berbentuk cair, tetapi ada dalam bentuk plasma.

Di bawah pengaruh tekanan dan suhu yang sangat besar sekitar 100 juta K, reaksi termonuklir dari siklus hidrogen dimulai. Kompresi berhenti, massa benda bertambah ketika energi gravitasi diubah menjadi pembakaran termonuklir hidrogen. Mulai saat ini, bintang baru, yang memancarkan energi, mulai kehilangan massa.

Versi pembentukan bintang yang dijelaskan di atas hanyalah diagram primitif yang menggambarkan tahap awal evolusi dan kelahiran sebuah bintang. Saat ini, proses seperti itu di galaksi kita dan di seluruh Alam Semesta praktis tidak terlihat karena semakin menipisnya material bintang. Sepanjang sejarah pengamatan Galaksi kita, hanya kemunculan bintang-bintang baru yang terisolasi yang tercatat. Dalam skala Alam Semesta, angka ini bisa meningkat ratusan hingga ribuan kali lipat.

Hampir sepanjang hidup mereka, protobintang tersembunyi dari mata manusia oleh cangkang berdebu. Radiasi dari inti hanya dapat diamati melalui inframerah, yang merupakan satu-satunya cara untuk melihat kelahiran sebuah bintang. Misalnya, di Nebula Orion pada tahun 1967, ahli astrofisika menemukan bintang baru dalam rentang inframerah, yang suhu radiasinya 700 derajat Kelvin. Belakangan, ternyata tempat lahirnya protobintang adalah sumber kompak yang tidak hanya ada di galaksi kita, tapi juga di penjuru lain alam semesta. Selain radiasi infra merah, tempat lahirnya bintang-bintang baru ditandai dengan sinyal radio yang kuat.

Proses mempelajari dan evolusi bintang

Keseluruhan proses mengetahui bintang dapat dibagi menjadi beberapa tahap. Pada awalnya, Anda harus menentukan jarak ke bintang. Informasi tentang seberapa jauh jarak bintang dari kita dan berapa lama cahaya datang darinya memberikan gambaran tentang apa yang terjadi pada bintang selama ini. Setelah manusia belajar mengukur jarak ke bintang-bintang yang jauh, menjadi jelas bahwa bintang-bintang adalah matahari yang sama, hanya saja ukurannya berbeda dan nasibnya berbeda. Mengetahui jarak bintang, tingkat cahaya, dan jumlah energi yang dipancarkan dapat digunakan untuk menelusuri proses fusi termonuklir bintang.

Setelah menentukan jarak ke bintang, Anda dapat menggunakan analisis spektral untuk menghitung komposisi kimia bintang serta mengetahui struktur dan umurnya. Berkat munculnya spektograf, para ilmuwan mempunyai kesempatan untuk mempelajari sifat cahaya bintang. Perangkat ini dapat menentukan dan mengukur komposisi gas materi bintang yang dimiliki sebuah bintang pada berbagai tahap keberadaannya.

Dengan mempelajari analisis spektral energi Matahari dan bintang lainnya, para ilmuwan sampai pada kesimpulan bahwa evolusi bintang dan planet memiliki akar yang sama. Semua benda kosmik memiliki tipe yang sama, komposisi kimia yang serupa, dan berasal dari materi yang sama, yang muncul akibat Big Bang.

Materi bintang terdiri dari unsur kimia yang sama (bahkan besi) seperti planet kita. Perbedaannya hanya terletak pada jumlah unsur-unsur tertentu dan proses yang terjadi di Matahari dan di dalam permukaan padat bumi. Hal inilah yang membedakan bintang dengan objek lain di Alam Semesta. Asal usul bintang juga harus dipertimbangkan dalam konteks disiplin ilmu fisika lain: mekanika kuantum. Menurut teori ini, materi yang menentukan materi bintang terdiri dari atom-atom yang terus membelah dan partikel-partikel elementer yang menciptakan mikrokosmosnya sendiri. Dalam hal ini, struktur, komposisi, struktur, dan evolusi bintang menjadi perhatian. Ternyata, sebagian besar massa bintang kita dan banyak bintang lainnya hanya terdiri dari dua unsur - hidrogen dan helium. Model teoretis yang menggambarkan struktur bintang akan memungkinkan kita memahami strukturnya dan perbedaan utama dari benda luar angkasa lainnya.

Ciri utamanya adalah banyak objek di Alam Semesta yang memiliki ukuran dan bentuk tertentu, sedangkan bintang dapat berubah ukuran seiring perkembangannya. Gas panas adalah kombinasi atom-atom yang terikat secara longgar satu sama lain. Jutaan tahun setelah pembentukan bintang, lapisan permukaan materi bintang mulai mendingin. Bintang mengeluarkan sebagian besar energinya ke luar angkasa, ukurannya mengecil atau bertambah. Panas dan energi ditransfer dari bagian dalam bintang ke permukaan, sehingga mempengaruhi intensitas radiasi. Dengan kata lain, bintang yang sama terlihat berbeda pada periode keberadaannya yang berbeda. Proses termonuklir berdasarkan reaksi siklus hidrogen berkontribusi pada transformasi atom hidrogen ringan menjadi unsur yang lebih berat - helium dan karbon. Menurut astrofisikawan dan ilmuwan nuklir, reaksi termonuklir seperti itu adalah yang paling efisien dalam hal jumlah panas yang dihasilkan.

Mengapa fusi termonuklir inti tidak berakhir dengan ledakan reaktor semacam itu? Soalnya gaya medan gravitasi di dalamnya mampu menahan materi bintang dalam volume yang stabil. Dari sini kita dapat menarik kesimpulan yang jelas: bintang mana pun adalah benda masif yang mempertahankan ukurannya karena keseimbangan antara gaya gravitasi dan energi reaksi termonuklir. Hasil dari model alami ideal ini adalah sumber panas yang dapat beroperasi dalam waktu lama. Bentuk kehidupan pertama di Bumi diperkirakan muncul 3 miliar tahun yang lalu. Matahari di masa lalu menghangatkan planet kita sama seperti sekarang. Akibatnya, bintang kita tidak banyak berubah, meskipun skala panas dan energi matahari yang dipancarkan sangat besar - lebih dari 3-4 juta ton setiap detik.

Tidak sulit untuk menghitung berapa berat bintang kita yang hilang selama bertahun-tahun keberadaannya. Ini akan menjadi angka yang sangat besar, namun karena massanya yang sangat besar dan kepadatannya yang tinggi, kerugian sebesar itu pada skala Alam Semesta terlihat tidak signifikan.

Tahapan evolusi bintang

Nasib bintang bergantung pada massa awal bintang dan komposisi kimianya. Meskipun cadangan utama hidrogen terkonsentrasi di inti, bintang tetap berada dalam deret utama. Begitu ada kecenderungan ukuran bintang bertambah, berarti sumber utama fusi termonuklir sudah mengering. Jalur panjang terakhir transformasi benda langit telah dimulai.

Tokoh-tokoh yang terbentuk di Alam Semesta pada awalnya dibagi menjadi tiga jenis yang paling umum:

• bintang normal (katai kuning);
• bintang kerdil;
• bintang raksasa.

Bintang bermassa rendah (katai) perlahan-lahan membakar cadangan hidrogennya dan menjalani hidup dengan cukup tenang.

Bintang-bintang seperti itu merupakan mayoritas di Alam Semesta, dan bintang kita, katai kuning, adalah salah satunya. Dengan bertambahnya usia, katai kuning menjadi raksasa merah atau super raksasa.

Berdasarkan teori asal usul bintang, proses pembentukan bintang di Alam Semesta belum berakhir. Bintang paling terang di galaksi kita tidak hanya terbesar dibandingkan Matahari, tetapi juga termuda. Ahli astrofisika dan astronom menyebut bintang-bintang tersebut sebagai bintang super raksasa berwarna biru. Pada akhirnya, mereka akan mengalami nasib yang sama seperti triliunan bintang lainnya. Yang pertama adalah kelahiran yang cepat, kehidupan yang cemerlang dan bersemangat, setelah itu datanglah masa pembusukan yang lambat. Bintang seukuran Matahari mempunyai siklus hidup yang panjang, berada pada deret utama (di bagian tengahnya).

Dengan menggunakan data massa sebuah bintang, kita dapat mengasumsikan jalur perkembangan evolusionernya. Ilustrasi yang jelas dari teori ini adalah evolusi bintang kita. Tak ada yang abadi. Sebagai hasil fusi termonuklir, hidrogen diubah menjadi helium, sehingga cadangan aslinya habis dan berkurang. Suatu hari nanti, tidak dalam waktu dekat, cadangan ini akan habis. Dilihat dari fakta bahwa Matahari kita terus bersinar selama lebih dari 5 miliar tahun, tanpa mengubah ukurannya, usia dewasa sebuah bintang masih dapat bertahan pada periode yang sama.

Menipisnya cadangan hidrogen akan menyebabkan fakta bahwa, di bawah pengaruh gravitasi, inti matahari akan mulai menyusut dengan cepat. Kepadatan inti akan menjadi sangat tinggi, akibatnya proses termonuklir akan berpindah ke lapisan yang berdekatan dengan inti. Keadaan ini disebut keruntuhan, yang mungkin disebabkan oleh reaksi termonuklir di lapisan atas bintang. Akibat tekanan tinggi, reaksi termonuklir yang melibatkan helium terpicu.

Cadangan hidrogen dan helium di bagian bintang ini akan bertahan selama jutaan tahun. Tidak akan lama lagi menipisnya cadangan hidrogen akan menyebabkan peningkatan intensitas radiasi, peningkatan ukuran cangkang dan ukuran bintang itu sendiri. Akibatnya Matahari kita akan menjadi sangat besar. Jika Anda membayangkan gambaran ini puluhan miliar tahun dari sekarang, maka alih-alih piringan terang yang menyilaukan, piringan merah panas berukuran raksasa akan menggantung di langit. Raksasa merah adalah fase alami dalam evolusi sebuah bintang, keadaan transisinya ke dalam kategori bintang variabel.

Akibat transformasi tersebut, jarak Bumi ke Matahari akan semakin mengecil, sehingga Bumi akan jatuh ke dalam zona pengaruh mahkota matahari dan mulai “menggoreng” di dalamnya. Suhu di permukaan planet ini akan meningkat sepuluh kali lipat, yang akan menyebabkan hilangnya atmosfer dan penguapan air. Akibatnya, planet ini akan berubah menjadi gurun berbatu yang tak bernyawa.

Tahap akhir evolusi bintang

Setelah mencapai fase raksasa merah, bintang normal menjadi katai putih karena pengaruh proses gravitasi. Jika massa sebuah bintang kira-kira sama dengan massa Matahari kita, semua proses utama di dalamnya akan berlangsung dengan tenang, tanpa impuls atau reaksi ledakan. Katai putih akan mati dalam waktu lama, terbakar habis hingga ke tanah.

Dalam kasus di mana bintang awalnya memiliki massa lebih besar dari 1,4 kali Matahari, katai putih tidak akan menjadi tahap akhir. Dengan massa yang besar di dalam bintang, proses pemadatan materi bintang dimulai pada tingkat atom dan molekul. Proton berubah menjadi neutron, kepadatan bintang meningkat, dan ukurannya berkurang dengan cepat.

Bintang neutron yang diketahui ilmu pengetahuan memiliki diameter 10-15 km. Dengan ukuran sekecil itu, bintang neutron memiliki massa yang sangat besar. Satu sentimeter kubik materi bintang dapat berbobot miliaran ton.

Jika kita awalnya berurusan dengan bintang bermassa tinggi, tahap akhir evolusi mengambil bentuk lain. Nasib bintang masif adalah lubang hitam - sebuah objek dengan sifat yang belum dijelajahi dan perilaku yang tidak dapat diprediksi. Massa bintang yang sangat besar berkontribusi pada peningkatan gaya gravitasi, mendorong gaya kompresi. Proses ini tidak dapat dijeda. Kepadatan materi meningkat hingga menjadi tak terbatas, membentuk ruang tunggal (teori relativitas Einstein). Jari-jari bintang seperti itu pada akhirnya akan menjadi nol dan menjadi lubang hitam di luar angkasa. Akan ada lebih banyak lubang hitam secara signifikan jika bintang masif dan supermasif menempati sebagian besar ruang angkasa.

Perlu dicatat bahwa ketika raksasa merah berubah menjadi bintang neutron atau lubang hitam, alam semesta dapat mengalami fenomena unik – kelahiran objek kosmik baru.

Kelahiran supernova adalah tahap akhir paling spektakuler dalam evolusi bintang. Hukum alam berlaku di sini: lenyapnya keberadaan satu tubuh memunculkan kehidupan baru. Periode siklus seperti kelahiran supernova terutama menyangkut bintang-bintang masif. Cadangan hidrogen yang habis menyebabkan masuknya helium dan karbon dalam proses fusi termonuklir. Akibat reaksi ini, tekanan kembali meningkat, dan inti besi terbentuk di pusat bintang. Di bawah pengaruh gaya gravitasi yang kuat, pusat massa bergeser ke bagian tengah bintang. Inti menjadi sangat berat sehingga tidak mampu menahan gravitasinya sendiri. Akibatnya, perluasan inti yang cepat dimulai, yang menyebabkan ledakan seketika. Kelahiran supernova adalah sebuah ledakan, gelombang kejut dengan kekuatan dahsyat, kilatan terang di hamparan luas Alam Semesta.

Perlu dicatat bahwa Matahari kita bukanlah bintang masif, jadi nasib serupa tidak mengancamnya, dan planet kita tidak perlu takut akan akhir cerita seperti itu. Dalam kebanyakan kasus, ledakan supernova terjadi di galaksi jauh, sehingga jarang terdeteksi.

Akhirnya

Evolusi bintang adalah proses yang berlangsung selama puluhan miliar tahun. Gagasan kami tentang proses yang terjadi hanyalah model matematika dan fisik, sebuah teori. Waktu duniawi hanyalah sebuah momen dalam siklus waktu besar yang menjadi tempat hidup Alam Semesta kita. Kita hanya bisa mengamati apa yang terjadi miliaran tahun yang lalu dan membayangkan apa yang mungkin dihadapi generasi selanjutnya.

Jika Anda memiliki pertanyaan, tinggalkan di komentar di bawah artikel. Kami atau pengunjung kami akan dengan senang hati menjawabnya

Evolusi bintang adalah perubahan karakteristik fisik, struktur internal, dan komposisi kimia bintang dari waktu ke waktu. Teori modern tentang evolusi bintang mampu menjelaskan arah umum perkembangan bintang sesuai dengan data pengamatan astronomi. Jalannya evolusi bintang bergantung pada massa dan komposisi kimia awalnya. Bintang-bintang generasi pertama terbentuk dari materi, yang komposisinya ditentukan oleh kondisi kosmologis (sekitar 70% hidrogen, 30% helium, sedikit campuran deuterium dan litium). Selama evolusi bintang generasi pertama, terbentuk unsur-unsur berat yang terlempar ke ruang antarbintang sebagai akibat keluarnya materi dari bintang atau selama ledakan bintang. Bintang generasi berikutnya terbentuk dari materi yang mengandung 3–4% unsur berat.

Kelahiran bintang merupakan terbentuknya suatu benda yang radiasinya didukung oleh sumber energinya sendiri. Proses pembentukan bintang berlangsung terus menerus dan berlanjut hingga saat ini.

Untuk menjelaskan struktur megaworld, yang terpenting adalah interaksi gravitasi. Dalam nebula gas dan debu, di bawah pengaruh gaya gravitasi, ketidakhomogenan yang tidak stabil terbentuk, yang menyebabkan materi difus terpecah menjadi serangkaian kondensasi. Jika kondensasi tersebut bertahan cukup lama, lama kelamaan mereka akan berubah menjadi bintang. Penting untuk dicatat bahwa proses kelahirannya bukanlah sebuah bintang individual, melainkan asosiasi bintang. Badan gas yang dihasilkan tertarik satu sama lain, tetapi tidak serta merta bergabung menjadi satu benda besar. Mereka biasanya mulai berputar relatif satu sama lain, dan gaya sentrifugal dari gerakan ini melawan gaya tarik menarik yang menyebabkan konsentrasi lebih lanjut.

Bintang muda adalah bintang yang masih dalam tahap kompresi gravitasi awal. Suhu di pusat bintang-bintang tersebut belum cukup untuk terjadinya reaksi termonuklir. Cahaya bintang hanya terjadi karena konversi energi gravitasi menjadi panas. Kompresi gravitasi adalah tahap pertama dalam evolusi bintang. Hal ini menyebabkan pemanasan zona pusat bintang hingga suhu di mana reaksi termonuklir dimulai (10 – 15 juta K) – transformasi hidrogen menjadi helium.

Energi luar biasa besar yang dipancarkan bintang dihasilkan dari proses nuklir yang terjadi di dalam bintang. Energi yang dihasilkan di dalam bintang memungkinkannya memancarkan cahaya dan panas selama jutaan dan miliaran tahun. Untuk pertama kalinya, asumsi bahwa sumber energi bintang adalah reaksi termonuklir sintesis helium dari hidrogen dikemukakan pada tahun 1920 oleh astrofisikawan Inggris A.S. Eddington. Di bagian dalam bintang, ada dua jenis reaksi termonuklir yang melibatkan hidrogen, yang disebut siklus hidrogen (proton-proton) dan karbon (karbon-nitrogen). Dalam kasus pertama, hanya hidrogen yang diperlukan agar reaksi dapat terjadi; dalam kasus kedua, keberadaan karbon juga diperlukan, yang berfungsi sebagai katalis. Bahan awalnya adalah proton, dari mana inti helium terbentuk sebagai hasil fusi nuklir.

Karena transformasi empat proton menjadi inti helium menghasilkan dua neutrino, 1,8∙10 38 neutrino dihasilkan setiap detik di kedalaman Matahari. Neutrino berinteraksi lemah dengan materi dan memiliki daya tembus yang besar. Setelah melewati materi matahari yang sangat tebal, neutrino menyimpan semua informasi yang mereka terima dalam reaksi termonuklir di kedalaman Matahari. Kerapatan fluks neutrino matahari yang jatuh di permukaan bumi adalah 6,6∙10 10 neutrino per 1 cm 2 per 1 s. Mengukur aliran neutrino yang jatuh di Bumi memungkinkan untuk menilai proses yang terjadi di dalam Matahari.

Jadi, sumber energi bagi sebagian besar bintang adalah reaksi termonuklir hidrogen di zona pusat bintang. Akibat reaksi termonuklir, terjadi aliran energi keluar dalam bentuk radiasi pada rentang frekuensi yang luas (panjang gelombang). Interaksi antara radiasi dan materi menghasilkan keadaan keseimbangan yang stabil: tekanan radiasi yang keluar diseimbangkan oleh tekanan gravitasi. Kontraksi lebih lanjut dari bintang berhenti selama jumlah energi yang cukup dihasilkan di pusatnya. Keadaan ini cukup stabil, dan ukuran bintang tetap konstan. Hidrogen adalah komponen utama materi kosmik dan jenis bahan bakar nuklir terpenting. Cadangan hidrogen bintang ini bertahan selama miliaran tahun. Hal ini menjelaskan mengapa bintang stabil dalam jangka waktu yang lama. Sampai semua hidrogen di zona pusat terbakar, sifat-sifat bintang hanya sedikit berubah.

Bidang pembakaran hidrogen di zona tengah bintang membentuk inti helium. Reaksi hidrogen terus terjadi, namun hanya pada lapisan tipis dekat permukaan inti. Reaksi nuklir berpindah ke pinggiran bintang. Struktur bintang pada tahap ini digambarkan oleh model dengan sumber energi berlapis. Inti yang terbakar mulai menyusut, dan kulit terluar mulai mengembang. Cangkangnya membengkak hingga ukuran kolosal, suhu luar menjadi rendah. Bintang memasuki tahap raksasa merah. Mulai saat ini, kehidupan sang bintang mulai menurun. Raksasa merah dicirikan oleh suhu rendah dan ukuran yang sangat besar (dari 10 hingga 1000 R c). Massa jenis rata-rata zat di dalamnya tidak mencapai 0,001 g/cm 3 . Luminositasnya ratusan kali lebih tinggi daripada luminositas Matahari, namun suhunya jauh lebih rendah (sekitar 3000 - 4000 K).

Dipercayai bahwa Matahari kita, ketika bertransisi ke tahap raksasa merah, dapat membesar sedemikian rupa sehingga memenuhi orbit Merkurius. Benar, Matahari akan menjadi raksasa merah dalam 8 miliar tahun.

Raksasa merah dicirikan oleh suhu luar yang rendah, tetapi suhu dalam yang sangat tinggi. Seiring peningkatannya, inti yang semakin berat dimasukkan dalam reaksi termonuklir. Pada suhu 150 juta K, reaksi helium dimulai, yang tidak hanya merupakan sumber energi, tetapi juga sintesis unsur-unsur kimia yang lebih berat dilakukan. Setelah pembentukan karbon di inti helium bintang, reaksi berikut mungkin terjadi:

Perlu dicatat bahwa sintesis inti yang lebih berat berikutnya membutuhkan energi yang semakin tinggi. Pada saat magnesium terbentuk, seluruh helium di inti bintang telah habis, dan agar reaksi nuklir lebih lanjut dapat terjadi, bintang harus berkontraksi kembali dan suhunya meningkat. Namun, hal ini tidak mungkin dilakukan untuk semua bintang, hanya untuk bintang besar yang massanya melebihi massa Matahari lebih dari 1,4 kali (yang disebut batas Chandrasekhar). Pada bintang bermassa lebih rendah, reaksi berakhir pada tahap pembentukan magnesium. Pada bintang yang massanya melebihi batas Chandrasekhar, akibat kompresi gravitasi, suhunya naik hingga 2 miliar derajat, reaksi berlanjut, membentuk unsur yang lebih berat - hingga besi. Unsur yang lebih berat dari besi terbentuk ketika bintang meledak.

Akibat peningkatan tekanan, denyut, dan proses lainnya, raksasa merah terus menerus kehilangan materi, yang terlempar ke ruang antarbintang dalam bentuk angin bintang. Ketika sumber energi termonuklir internal benar-benar habis, nasib bintang selanjutnya bergantung pada massanya.

Dengan massa kurang dari 1,4 massa matahari, bintang memasuki keadaan diam dengan kepadatan yang sangat tinggi (ratusan ton per 1 cm 3). Bintang seperti ini disebut katai putih. Dalam proses mengubah raksasa merah menjadi katai putih, suatu ras dapat melepaskan lapisan luarnya seperti cangkang cahaya, sehingga memperlihatkan intinya. Cangkang gas bersinar terang di bawah pengaruh radiasi kuat dari bintang. Beginilah cara nebula planet terbentuk. Dengan kepadatan materi yang tinggi di dalam katai putih, kulit elektron atom dihancurkan, dan materi bintang adalah plasma elektron-nuklir, dan komponen elektronnya adalah gas elektron yang mengalami degenerasi. Katai putih berada dalam keadaan setimbang karena persamaan gaya antara gravitasi (faktor kompresi) dan tekanan gas yang mengalami degenerasi di dalam perut bintang (faktor ekspansi). Katai putih bisa ada selama miliaran tahun.

Cadangan termal bintang secara bertahap habis, bintang mendingin secara perlahan, yang disertai dengan pelepasan selubung bintang ke ruang antarbintang. Bintang tersebut berangsur-angsur berubah warna dari putih menjadi kuning, lalu menjadi merah, dan akhirnya berhenti memancarkan cahaya, menjadi benda kecil tak bernyawa, bintang dingin mati, yang ukurannya lebih kecil dari ukuran bumi, dan massanya sebanding. dengan massa Matahari. Massa jenis bintang semacam itu miliaran kali lebih besar daripada massa jenis air. Bintang seperti ini disebut katai hitam. Beginilah cara sebagian besar bintang mengakhiri keberadaannya.

Ketika massa suatu bintang lebih dari 1,4 massa matahari, keadaan diam suatu bintang tanpa sumber energi internal menjadi tidak mungkin, karena tekanan di dalam bintang tidak dapat menyeimbangkan gaya gravitasi. Keruntuhan gravitasi dimulai - kompresi materi menuju pusat bintang di bawah pengaruh gaya gravitasi.

Jika tolakan partikel dan penyebab lain menghentikan keruntuhan, maka terjadi ledakan dahsyat ─ ledakan supernova dengan pelepasan sebagian besar materi ke ruang sekitarnya dan pembentukan nebula gas. Nama tersebut diusulkan oleh F. Zwicky pada tahun 1934. Ledakan supernova adalah salah satu tahap peralihan dalam evolusi bintang sebelum berubah menjadi katai putih, bintang neutron, atau lubang hitam. Pada saat terjadi ledakan, energi yang dilepaskan sebesar 10 43 ─ 10 44 J dengan daya radiasi 10 34 W. Dalam hal ini, kecerahan bintang meningkat puluhan magnitudo dalam beberapa hari. Luminositas supernova bisa melebihi luminositas seluruh galaksi tempat ia meledak.

Nebula gas yang terbentuk selama ledakan supernova sebagian terdiri dari lapisan atas bintang yang terlontar oleh ledakan, dan sebagian lagi materi antarbintang, yang dipadatkan dan dipanaskan oleh produk ledakan yang beterbangan. Nebula gas paling terkenal adalah Nebula Kepiting di konstelasi Taurus - sisa supernova tahun 1054. Sisa-sisa supernova muda mengembang dengan kecepatan 10-20 ribu km/s. Tabrakan cangkang yang mengembang dengan gas antarbintang yang tidak bergerak menghasilkan gelombang kejut yang memanaskan gas hingga jutaan Kelvin dan menjadi sumber radiasi sinar-X. Perambatan gelombang kejut dalam gas menyebabkan munculnya partikel bermuatan cepat (sinar kosmik), yang bergerak dalam medan magnet antarbintang terkompresi yang diperkuat oleh gelombang yang sama, memancarkan radiasi dalam jangkauan radio.

Para astronom mencatat ledakan supernova pada tahun 1054, 1572, 1604. Pada tahun 1885, supernova diamati di nebula Andromeda. Kecemerlangannya melebihi kecemerlangan seluruh Galaksi dan ternyata 4 miliar kali lebih kuat dari kecemerlangan Matahari.

Pada tahun 1980, lebih dari 500 ledakan supernova telah ditemukan, namun tidak ada satu pun ledakan supernova yang teramati di Galaksi kita. Ahli astrofisika telah menghitung bahwa di Galaksi kita, supernova meledak dengan jangka waktu 10 juta tahun di sekitar Matahari. Rata-rata ledakan supernova terjadi di Metagalaxy setiap 30 tahun sekali.

Dosis radiasi kosmik di Bumi bisa melebihi tingkat normal sebanyak 7000 kali lipat. Hal ini akan menyebabkan mutasi serius pada organisme hidup di planet kita. Beberapa ilmuwan menjelaskan kematian mendadak dinosaurus seperti ini.

Bagian dari massa supernova yang meledak mungkin tetap dalam bentuk benda super padat - bintang neutron atau lubang hitam. Massa bintang neutron adalah (1,4 – 3) M s, diameternya sekitar 10 km. Massa jenis bintang neutron sangat tinggi, lebih tinggi dari massa jenis inti atom ─ 10 15 g/cm 3 . Dengan meningkatnya kompresi dan tekanan, reaksi penyerapan elektron oleh proton menjadi mungkin Akibatnya, seluruh materi bintang akan terdiri dari neutron. Neutronisasi sebuah bintang disertai dengan ledakan radiasi neutrino yang kuat. Selama ledakan supernova SN1987A, durasi ledakan neutrino adalah 10 detik, dan energi yang dibawa oleh semua neutrino mencapai 3∙10 46 J. Suhu bintang neutron mencapai 1 miliar K. Bintang neutron mendingin dengan sangat cepat, luminositasnya melemah. Namun mereka memancarkan gelombang radio secara intens dalam kerucut sempit searah sumbu magnet. Bintang yang sumbu magnetnya tidak berimpit dengan sumbu rotasinya dicirikan oleh pancaran radio berupa pulsa yang berulang. Itu sebabnya bintang neutron disebut pulsar. Pulsar pertama ditemukan pada tahun 1967. Frekuensi denyut radiasi, ditentukan oleh kecepatan putaran pulsar, berkisar antara 2 hingga 200 Hz, yang menunjukkan ukurannya yang kecil. Misalnya pulsar di Nebula Kepiting memiliki periode emisi pulsa 0,03 detik. Ratusan bintang neutron saat ini diketahui. Sebuah bintang neutron mungkin muncul sebagai akibat dari apa yang disebut “keruntuhan diam-diam”. Jika katai putih memasuki sistem biner bintang-bintang yang letaknya berdekatan, maka fenomena akresi terjadi ketika materi dari bintang tetangga mengalir ke katai putih. Massa katai putih bertambah dan pada titik tertentu melebihi batas Chandrasekhar. Katai putih berubah menjadi bintang neutron.

Jika massa akhir katai putih melebihi 3 massa matahari, maka keadaan neutron yang mengalami degenerasi tidak stabil dan kontraksi gravitasi terus berlanjut hingga terbentuknya suatu benda yang disebut lubang hitam. Istilah “lubang hitam” diperkenalkan oleh J. Wheeler pada tahun 1968. Namun gagasan tentang benda semacam itu muncul beberapa abad sebelumnya, setelah ditemukannya hukum gravitasi universal oleh I. Newton pada tahun 1687. Pada tahun 1783, J. Mitchell mengemukakan bahwa bintang gelap pasti ada di alam, yang medan gravitasinya begitu kuat sehingga cahaya tidak dapat lepas darinya. Pada tahun 1798, gagasan yang sama diungkapkan oleh P. Laplace. Pada tahun 1916, fisikawan Schwarzschild, ketika memecahkan persamaan Einstein, sampai pada kesimpulan tentang kemungkinan adanya benda dengan sifat yang tidak biasa, yang kemudian disebut lubang hitam. Lubang hitam adalah suatu wilayah ruang yang medan gravitasinya begitu kuat sehingga kecepatan kosmik kedua benda yang terletak di wilayah tersebut harus melebihi kecepatan cahaya, yaitu. Tidak ada yang bisa terbang keluar dari lubang hitam - baik partikel maupun radiasi. Sesuai dengan teori relativitas umum, ukuran karakteristik lubang hitam ditentukan oleh jari-jari gravitasi: R g =2GM/c 2, dengan M adalah massa benda, c adalah kecepatan cahaya dalam ruang hampa, G adalah konstanta gravitasi. Jari-jari gravitasi bumi 9 mm, matahari 3 km. Batas wilayah di mana cahaya tidak dapat lolos disebut cakrawala peristiwa lubang hitam. Lubang hitam yang berotasi mempunyai radius horizon peristiwa yang lebih kecil daripada radius gravitasi. Yang menarik adalah kemungkinan lubang hitam menangkap benda-benda yang datang dari jarak tak terhingga.

Teori tersebut mengakui adanya lubang hitam bermassa 3–50 massa matahari, terbentuk pada tahap akhir evolusi bintang masif bermassa lebih dari 3 massa matahari, lubang hitam supermasif di inti galaksi berbobot jutaan dan miliaran massa matahari, lubang hitam primer (peninggalan) terbentuk pada tahap awal evolusi Alam Semesta. Lubang hitam peninggalan dengan berat lebih dari 10 15 g (massa rata-rata gunung di Bumi) seharusnya bertahan hingga hari ini karena mekanisme penguapan kuantum lubang hitam yang dikemukakan oleh S.W. Hawking.

Para astronom mendeteksi lubang hitam melalui radiasi sinar-X yang kuat. Contoh bintang jenis ini adalah sumber sinar-X kuat Cygnus X-1, yang massanya melebihi 10 M s. Lubang hitam sering ditemukan dalam sistem bintang biner sinar-X. Lusinan lubang hitam bermassa bintang telah ditemukan dalam sistem tersebut (m lubang hitam = 4-15 M s). Berdasarkan efek pelensaan gravitasi, beberapa lubang hitam tunggal bermassa bintang telah ditemukan (m lubang hitam = 6-8 M s). Dalam kasus bintang biner dekat, fenomena akresi diamati - aliran plasma dari permukaan bintang biasa di bawah pengaruh gaya gravitasi ke lubang hitam. Materi yang mengalir ke dalam lubang hitam mempunyai momentum sudut. Oleh karena itu, plasma membentuk piringan berputar di sekitar lubang hitam. Suhu gas dalam piringan berputar ini bisa mencapai 10 juta derajat. Pada suhu ini gas memancarkan sinar-X. Radiasi ini dapat digunakan untuk mengetahui keberadaan lubang hitam di suatu lokasi tertentu.

Yang menarik adalah lubang hitam supermasif di inti galaksi. Berdasarkan studi citra sinar-X pusat Galaksi kita yang diperoleh dengan menggunakan satelit CHANDRA, telah diketahui keberadaan lubang hitam supermasif yang massanya 4 juta kali massa Matahari. Sebagai hasil penelitian terbaru, para astronom Amerika telah menemukan lubang hitam superberat unik yang terletak di pusat galaksi yang sangat jauh, yang massanya 10 miliar kali massa Matahari. Untuk mencapai ukuran dan kepadatan yang luar biasa besarnya, lubang hitam harus terbentuk selama miliaran tahun, terus-menerus menarik dan menyerap materi. Para ilmuwan memperkirakan usianya 12,7 miliar tahun, mis. itu mulai terbentuk sekitar satu miliar tahun setelah Big Bang. Hingga saat ini, lebih dari 250 lubang hitam supermasif telah ditemukan di inti galaksi (m lubang hitam = (10 6 – 10 9) M s).

Terkait erat dengan evolusi bintang adalah pertanyaan tentang asal usul unsur kimia. Jika hidrogen dan helium adalah unsur yang tersisa dari tahap awal evolusi Alam Semesta yang mengembang, maka unsur kimia yang lebih berat hanya dapat terbentuk di kedalaman bintang selama reaksi termonuklir. Di dalam bintang, reaksi termonuklir dapat menghasilkan hingga 30 unsur kimia (termasuk besi).

Berdasarkan keadaan fisiknya, bintang dibedakan menjadi normal dan merosot. Yang pertama sebagian besar terdiri dari materi berdensitas rendah, reaksi fusi termonuklir terjadi di kedalamannya. Bintang-bintang yang mengalami degenerasi termasuk katai putih dan bintang neutron; mereka mewakili tahap akhir evolusi bintang. Reaksi fusi di dalamnya telah berakhir, dan keseimbangan dipertahankan oleh efek mekanika kuantum dari fermion yang mengalami degenerasi: elektron pada katai putih dan neutron pada bintang neutron. Katai putih, bintang neutron, dan lubang hitam secara kolektif disebut “sisa-sisa kompak”.

Pada akhir evolusi, bergantung pada massanya, bintang akan meledak atau secara lebih diam-diam membuang materi yang telah diperkaya dengan unsur kimia berat. Dalam hal ini, unsur-unsur sisa tabel periodik terbentuk. Bintang-bintang generasi berikutnya terbentuk dari medium antarbintang yang diperkaya dengan unsur-unsur berat. Misalnya, Matahari merupakan bintang generasi kedua, terbentuk dari materi yang sudah ada di dalam perut bintang dan diperkaya dengan unsur-unsur berat. Oleh karena itu, usia bintang dapat dinilai berdasarkan komposisi kimianya, yang ditentukan melalui analisis spektral.

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

Interpretasi evolusi bintang dari sudut pandang orang kebanyakan

Bagi kebanyakan orang, luar angkasa tampak seperti dunia yang tenang dan sunyi. Faktanya, Alam Semesta adalah laboratorium fisik raksasa tempat terjadinya transformasi besar-besaran, 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 energi panas, yang hanya terlihat dalam rentang inframerah.

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

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

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

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

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

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

Sebuah bintang sedang menuju deret utama

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

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

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

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

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

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

Fase deret utama

Meskipun beberapa reaksi fusi termonuklir dimulai pada suhu yang lebih rendah, fase utama pembakaran hidrogen dimulai pada suhu 4 juta derajat. Mulai saat ini fase deret utama dimulai. 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 yang dilepaskan dalam hal ini digunakan untuk penguraian besi menjadi atom helium, yang selanjutnya terurai menjadi proton dan neutron. Proses yang berjalan berkembang dengan pesat. Runtuhnya sebuah bintang menjadi ciri segmen skala dinamis dan membutuhkan waktu sepersekian detik. Pembakaran residu bahan bakar nuklir terjadi secara eksplosif, melepaskan sejumlah besar energi dalam hitungan detik. Ini cukup untuk meledakkan lapisan atas benda tersebut. Tahap terakhir dari katai putih adalah ledakan supernova.

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

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

Menjelaskan bagian terakhir dari evolusi bintang

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

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

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

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

Gelembung antarbintang serta awan gas dan debu, yang merupakan tempat lahirnya bintang, tidak dapat diisi ulang hanya dengan bintang yang menghilang dan meledak. Alam semesta dan galaksi berada dalam keadaan setimbang. 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.

Evolusi Bintang dengan Massa Berbeda

Para astronom tidak dapat mengamati kehidupan satu bintang dari awal hingga akhir, karena bahkan bintang yang berumur paling pendek pun ada yang berumur jutaan tahun - lebih lama dari umur seluruh umat manusia. Perubahan ciri fisik dan komposisi kimia bintang dari waktu ke waktu, mis. Para astronom mempelajari evolusi bintang dengan membandingkan karakteristik banyak bintang pada berbagai tahap evolusi.

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

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

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

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