Kehidupan bintang astronomi. Evolusi bintang dari sudut pandang ilmiah

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 sangat dahsyat kecepatan 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 dengan sejumlah besar partikel-partikel ini di sepanjang jalurnya, dan 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 akan menjadi jangkauan 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:

Kehidupan internal sebuah bintang diatur oleh pengaruh dua gaya: gaya gravitasi, yang melawan dan menahannya, dan gaya yang dilepaskan selama reaksi nuklir yang terjadi di inti. Sebaliknya, ia cenderung “mendorong” bintang ke angkasa yang jauh. Selama tahap pembentukan, bintang yang padat dan terkompresi sangat dipengaruhi oleh gravitasi. Akibatnya terjadi pemanasan yang kuat, suhu mencapai 10-20 juta derajat. Ini cukup untuk memulai reaksi nuklir, yang mengakibatkan hidrogen diubah menjadi helium.

Kemudian selama jangka waktu yang lama kedua gaya tersebut saling menyeimbangkan, bintang berada dalam keadaan stabil. Ketika bahan bakar nuklir di inti secara bertahap habis, bintang memasuki fase ketidakstabilan, dua kekuatan yang saling berlawanan. Saat kritis akan datang bagi sebuah bintang; berbagai faktor ikut berperan - suhu, kepadatan, komposisi kimia. Massa bintang adalah yang utama; masa depan benda langit ini bergantung padanya - apakah bintang tersebut akan meledak seperti supernova, atau berubah menjadi katai putih, bintang neutron, atau lubang hitam.

Bagaimana hidrogen habis

Hanya benda langit yang paling besar (sekitar 80 kali massa Jupiter) yang menjadi bintang, sedangkan benda langit yang lebih kecil (sekitar 17 kali lebih kecil dari Yupiter) menjadi planet. Ada juga benda bermassa sedang, terlalu besar untuk dimasukkan ke dalam kelas planet, dan terlalu kecil dan dingin untuk terjadinya reaksi nuklir yang merupakan ciri khas bintang di kedalamannya.

Benda langit berwarna gelap ini memiliki luminositas yang rendah dan cukup sulit dibedakan di langit. Mereka disebut “katai coklat”.

Jadi, sebuah bintang terbentuk dari awan gas antarbintang. Seperti yang sudah disebutkan, cukup lama bintang berada dalam keadaan seimbang. Kemudian tibalah masa ketidakstabilan. Nasib bintang selanjutnya bergantung pada berbagai faktor. Pertimbangkan sebuah bintang kecil hipotetis yang massanya antara 0,1 dan 4 massa matahari. Fitur karakteristik bintang bermassa rendah adalah tidak adanya konveksi pada lapisan dalam, yaitu Zat-zat penyusun bintang tidak bercampur, seperti yang terjadi pada bintang bermassa besar.

Artinya, ketika hidrogen di inti habis, tidak ada cadangan baru unsur tersebut di lapisan terluar. Hidrogen terbakar dan berubah menjadi helium. Sedikit demi sedikit inti memanas, lapisan permukaan menggoyahkan strukturnya sendiri, dan bintang, seperti dapat dilihat dari diagram H-R, perlahan-lahan meninggalkan fase Deret Utama. DI DALAM fase baru Kepadatan materi di dalam bintang meningkat, komposisi inti “merosot”, menghasilkan konsistensi khusus. Ini berbeda dari materi normal.

Modifikasi materi

Ketika materi berubah, tekanan hanya bergantung pada kepadatan gas, bukan suhu.

Dalam diagram Hertzsprung–Russell, bintang bergerak ke kanan lalu ke atas, mendekati kawasan raksasa merah. Dimensinya meningkat secara signifikan, dan karena itu, suhu lapisan luar turun. Diameter raksasa merah bisa mencapai ratusan juta kilometer. Ketika kita memasuki fase ini, ia akan “menelan” Venus, dan jika ia tidak dapat menangkap Bumi, ia akan memanaskannya sedemikian rupa sehingga kehidupan di planet kita tidak akan ada lagi.

Selama evolusi sebuah bintang, suhu intinya meningkat. Pertama, reaksi nuklir terjadi, kemudian setelah mencapai suhu optimal, helium mulai meleleh. Jika hal ini terjadi, peningkatan suhu inti secara tiba-tiba menyebabkan flare dan bintang bergerak cepat ke kiri diagram G-R. Inilah yang disebut “kilatan helium”. Pada saat ini, inti yang mengandung helium terbakar bersama dengan hidrogen, yang merupakan bagian dari cangkang yang mengelilingi inti. Pada diagram H-R, tahapan ini dicatat dengan bergerak ke kanan sepanjang garis horizontal.

Fase terakhir evolusi

Ketika helium diubah menjadi karbon, nukleusnya dimodifikasi. Suhunya naik hingga (jika bintangnya besar) hingga karbon mulai terbakar. Wabah baru terjadi. Bagaimanapun, selama fase terakhir evolusi bintang, terjadi kehilangan massa yang signifikan. Hal ini dapat terjadi secara bertahap atau tiba-tiba, selama ledakan, ketika lapisan luar bintang meledak seperti gelembung besar. Dalam kasus terakhir, nebula planet terbentuk - cangkang bola yang menyebar luar angkasa dengan kecepatan beberapa puluh bahkan ratusan km/detik.

Nasib akhir sebuah bintang bergantung pada massa yang tersisa setelah semua yang terjadi di dalamnya. Jika ia mengeluarkan banyak materi selama semua transformasi dan flare dan massanya tidak melebihi 1,44 massa matahari, bintang tersebut akan berubah menjadi katai putih. Angka ini disebut “batas Chandra-sekhar” untuk menghormati ahli astrofisika Pakistan Subrahmanyan Chandrasekhar. Ini adalah massa maksimum sebuah bintang di mana akhir bencana tidak mungkin terjadi karena tekanan elektron di dalam inti.

Setelah ledakan lapisan luar, inti bintang tetap ada, dan suhu permukaannya sangat tinggi - sekitar 100.000 °K. Bintang bergerak ke tepi kiri diagram H-R dan turun. Luminositasnya berkurang seiring dengan berkurangnya ukurannya.

Bintang tersebut perlahan-lahan mencapai zona katai putih. Ini adalah bintang berdiameter kecil (seperti bintang kita), tetapi memiliki ciri kepadatan yang sangat tinggi, satu setengah juta kali kepadatan air. Satu sentimeter kubik material penyusun katai putih akan memiliki berat sekitar satu ton di Bumi!

Katai putih mewakili tahap akhir evolusi bintang, tanpa ledakan. Dia secara bertahap menjadi tenang.

Para ilmuwan percaya bahwa akhir dari katai putih sangat lambat, setidaknya sejak awal mula alam semesta, tampaknya tidak ada satu pun katai putih yang menderita “kematian termal”.

Jika bintang tersebut berukuran besar dan massanya lebih besar dari Matahari, maka ia akan meledak seperti supernova. Selama flare, sebuah bintang bisa runtuh seluruhnya atau sebagian. Dalam kasus pertama, yang tertinggal adalah awan gas dengan sisa materi dari bintang. Yang kedua, sisa benda langit dengan kepadatan tertinggi - bintang neutron atau lubang hitam.

Bintang-- benda angkasa di mana reaksi termonuklir sedang terjadi, telah terjadi, atau akan terjadi. Bintang adalah bola gas (plasma) yang sangat besar dan bercahaya. Terbentuk dari lingkungan gas-debu (hidrogen dan helium) akibat kompresi gravitasi. Suhu materi di bagian dalam bintang diukur dalam jutaan kelvin, dan di permukaannya - dalam ribuan kelvin. Energi sebagian besar bintang dilepaskan sebagai akibat dari reaksi termonuklir yang mengubah hidrogen menjadi helium, yang terjadi ketika suhu tinggi di daerah pedalaman. Bintang sering disebut sebagai benda utama Alam Semesta, karena mengandung sebagian besar materi bercahaya di alam. Bintang adalah benda bulat besar yang terbuat dari helium dan hidrogen, serta gas lainnya. Energi bintang terkandung dalam intinya, tempat helium berinteraksi dengan hidrogen setiap detik. Seperti segala sesuatu yang organik di alam semesta kita, bintang muncul, berkembang, berubah dan menghilang - proses ini memakan waktu miliaran tahun dan disebut proses “Evolusi Bintang”.

1. Evolusi bintang

Evolusi bintang-- rangkaian perubahan yang dialami sebuah bintang selama hidupnya, yaitu selama ratusan ribu, jutaan, atau miliaran tahun saat ia memancarkan cahaya dan panas. Sebuah bintang memulai hidupnya sebagai awan gas antarbintang yang dingin dan dijernihkan (medium gas yang dijernihkan yang mengisi seluruh ruang antar bintang), berkontraksi karena gravitasinya sendiri dan secara bertahap mengambil bentuk bola. Ketika dikompresi, energi gravitasi (interaksi fundamental universal antara semua benda material) berubah menjadi panas, dan suhu benda meningkat. Ketika suhu di pusat mencapai 15-20 juta K, reaksi termonuklir dimulai dan kompresi berhenti. Objek tersebut menjadi bintang utuh. Tahap pertama kehidupan bintang mirip dengan matahari - tahap ini didominasi oleh reaksi siklus hidrogen. Ia tetap dalam keadaan ini hampir sepanjang hidupnya, berada di deret utama diagram Hertzsprung-Russell (Gbr. 1) (menunjukkan hubungan antara magnitudo absolut, luminositas, kelas spektral, dan suhu permukaan bintang, 1910), hingga cadangan bahan bakarnya habis pada intinya. Ketika semua hidrogen di pusat bintang diubah menjadi helium, inti helium terbentuk, dan pembakaran termonuklir hidrogen berlanjut di pinggirannya. Selama periode ini, struktur bintang mulai berubah. Luminositasnya meningkat, lapisan luarnya mengembang, dan suhu permukaannya menurun—bintang menjadi raksasa merah, yang membentuk cabang pada diagram Hertzsprung-Russell. Bintang menghabiskan waktu jauh lebih sedikit di cabang ini dibandingkan di deret utama. Ketika akumulasi massa inti helium menjadi signifikan, ia tidak dapat menopang beratnya sendiri dan mulai menyusut; jika bintang cukup masif, peningkatan suhu dapat menyebabkan transformasi termonuklir lebih lanjut dari helium menjadi unsur-unsur yang lebih berat (helium menjadi karbon, karbon menjadi oksigen, oksigen menjadi silikon, dan akhirnya silikon menjadi besi).

2. Fusi termonuklir di bagian dalam bintang

Pada tahun 1939, diketahui bahwa sumber energi bintang adalah fusi termonuklir yang terjadi di dalam perut bintang. Kebanyakan bintang memancarkan radiasi karena di intinya empat proton bergabung melalui serangkaian tahap peralihan menjadi satu partikel alfa. Transformasi ini dapat terjadi melalui dua cara utama, yang disebut siklus proton-proton, atau p-p, dan siklus karbon-nitrogen, atau CN. Pada bintang bermassa rendah, pelepasan energi terutama disediakan oleh siklus pertama, pada bintang berat - pada siklus kedua. Pasokan bahan bakar nuklir di sebuah bintang terbatas dan terus-menerus dihabiskan untuk radiasi. Proses fusi termonuklir yang melepaskan energi dan mengubah komposisi materi bintang, dikombinasikan dengan gravitasi yang cenderung memampatkan bintang dan juga melepaskan energi, serta radiasi dari permukaan yang membawa energi yang dilepaskan adalah kekuatan pendorong utama evolusi bintang. Evolusi bintang dimulai dari awan molekul raksasa, yang juga disebut tempat lahir bintang. Sebagian besar ruang "kosong" di galaksi sebenarnya mengandung antara 0,1 dan 1 molekul per cm². Awan molekuler memiliki kepadatan sekitar satu juta molekul per cm2. Massa awan semacam itu melebihi massa Matahari sebanyak 100.000-10.000.000 kali lipat karena ukurannya: diameter 50 hingga 300 tahun cahaya. Meskipun awan berputar bebas di sekitar pusat galaksi asalnya, tidak terjadi apa-apa. Namun, karena ketidakhomogenan medan gravitasi, gangguan dapat timbul di dalamnya, yang menyebabkan konsentrasi massa lokal. Gangguan seperti ini menyebabkan keruntuhan gravitasi pada awan. Salah satu skenario yang menyebabkan hal ini adalah tabrakan dua awan. Peristiwa lain yang menyebabkan keruntuhan adalah lewatnya awan melalui lengan padat galaksi spiral. Faktor penting lainnya adalah ledakan supernova di dekatnya, yang gelombang kejutnya akan bertabrakan dengan awan molekul dengan kecepatan luar biasa. Ada kemungkinan juga bahwa galaksi-galaksi bertabrakan, yang dapat menyebabkan ledakan pembentukan bintang karena awan gas di setiap galaksi terkompresi akibat tabrakan tersebut. Secara umum, ketidakhomogenan gaya yang bekerja pada massa awan dapat memulai proses pembentukan bintang. Karena ketidakhomogenan yang muncul, tekanan gas molekuler tidak dapat lagi mencegah kompresi lebih lanjut, dan gas mulai berkumpul di sekitar pusat bintang masa depan di bawah pengaruh gaya tarik gravitasi. Setengah dari energi gravitasi yang dilepaskan digunakan untuk memanaskan awan, dan setengahnya lagi digunakan untuk radiasi cahaya. Di awan, tekanan dan kepadatan meningkat ke arah pusat, dan keruntuhan bagian tengah terjadi lebih cepat daripada bagian pinggirannya. Ketika awan berkontraksi, jalur bebas rata-rata foton berkurang, dan awan menjadi semakin tidak transparan terhadap radiasinya sendiri. Hal ini menyebabkan peningkatan suhu yang lebih cepat dan peningkatan tekanan yang lebih cepat. Hasilnya, gradien tekanan menyeimbangkan gaya gravitasi, dan inti hidrostatik terbentuk, dengan massa sekitar 1% massa awan. Momen ini tidak terlihat. Evolusi lebih lanjut dari protobintang adalah pertambahan materi yang terus jatuh ke “permukaan” inti, yang karenanya bertambah besar ukurannya. Massa materi yang bergerak bebas di awan habis, dan bintang menjadi terlihat dalam jangkauan optik. Momen ini dianggap sebagai akhir fase protobintang dan awal fase bintang muda. Proses pembentukan bintang dapat dijelaskan secara terpadu, namun tahapan perkembangan bintang selanjutnya hampir seluruhnya bergantung pada massanya, dan hanya pada akhir evolusi bintang komposisi kimia dapat berperan.

3. Tengah lingkaran kehidupan bintang

Bintang hadir dalam berbagai warna dan ukuran. Tipe spektralnya berkisar dari biru panas hingga merah dingin, dan massanya berkisar antara 0,0767 hingga lebih dari 200 massa matahari. Luminositas dan warna suatu bintang bergantung pada suhu permukaannya, yang selanjutnya ditentukan oleh massanya. Semua bintang baru “mengambil tempatnya” di deret utama menurut mereka komposisi kimia dan massa. Kita tidak berbicara tentang pergerakan fisik bintang - hanya tentang posisinya pada diagram yang ditunjukkan, bergantung pada parameter bintang. Faktanya, pergerakan bintang sepanjang diagram hanya berhubungan dengan perubahan parameter bintang. Katai merah kecil dan dingin perlahan-lahan membakar cadangan hidrogennya dan tetap berada di deret utama selama ratusan miliar tahun, sementara bintang super raksasa akan meninggalkan deret utama dalam beberapa juta tahun setelah pembentukannya. Bintang berukuran sedang seperti Matahari tetap berada di deret utama selama rata-rata 10 miliar tahun. Matahari diyakini masih berada di tengah-tengah siklus hidupnya. Begitu sebuah bintang kehabisan hidrogen di intinya, ia meninggalkan deret utama. Setelah waktu tertentu - dari satu juta hingga puluhan miliar tahun, bergantung pada massa awalnya - bintang menghabiskan sumber daya hidrogen di intinya. Pada bintang besar dan panas, hal ini terjadi jauh lebih cepat dibandingkan pada bintang kecil dan lebih dingin. Menipisnya pasokan hidrogen menyebabkan terhentinya reaksi termonuklir. Tanpa tekanan yang dihasilkan oleh reaksi-reaksi ini untuk menyeimbangkan tarikan gravitasi bintang, bintang akan mulai berkontraksi lagi, seperti yang terjadi pada awal pembentukannya. Suhu dan tekanan meningkat lagi, tetapi tidak seperti tahap protobintang, kenaikannya lebih tinggi lagi 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 “melonggarkan” dan ukurannya bertambah sekitar 100 kali lipat. Dengan demikian, bintang tersebut menjadi raksasa merah, dan fase pembakaran helium berlangsung sekitar beberapa juta tahun. Hampir semua raksasa merah adalah bintang variabel. Apa yang terjadi selanjutnya bergantung pada massa bintangnya.

4. Tahun-tahun berikutnya dan kematian bintang-bintang

Bintang tua dengan massa rendah

Hingga saat ini, belum diketahui secara pasti apa yang terjadi pada bintang terang setelah pasokan hidrogennya habis. Karena usia alam semesta adalah 13,7 miliar tahun, yang tidak cukup untuk menghabiskan pasokan bahan bakar hidrogen di bintang-bintang tersebut, teori-teori modern didasarkan pada simulasi komputer dari proses yang terjadi di bintang-bintang tersebut. Beberapa bintang hanya dapat mensintesis helium di zona aktif tertentu sehingga menyebabkan ketidakstabilan dan angin bintang yang kuat. Dalam hal ini, pembentukan nebula planet tidak terjadi, dan bintang hanya menguap, menjadi lebih kecil dari katai coklat. Bintang dengan massa kurang dari 0,5 Matahari tidak mampu mengubah helium bahkan setelah reaksi yang melibatkan hidrogen berhenti di inti - massanya terlalu kecil untuk menghasilkan fase kompresi gravitasi baru hingga memicu “penyalaan” helium. Bintang-bintang ini termasuk katai merah seperti Proxima Centauri, yang memiliki masa hidup deret utama puluhan miliar hingga puluhan triliun tahun. Setelah penghentian reaksi termonuklir di intinya, secara bertahap mendingin, mereka akan terus mengeluarkan emisi lemah dalam rentang spektrum elektromagnetik inframerah dan gelombang mikro.

Bintang berukuran sedang

Ketika sebuah bintang berukuran rata-rata (0,4 hingga 3,4 massa matahari) mencapai fase raksasa merah, intinya kehabisan hidrogen dan reaksi untuk mensintesis karbon dari helium dimulai. Proses ini terjadi pada suhu yang lebih tinggi dan oleh karena itu aliran energi dari inti meningkat, yang mengarah pada fakta bahwa lapisan luar bintang mulai mengembang. Awal sintesis karbon menandai tahap baru dalam kehidupan bintang dan berlanjut selama beberapa waktu. Untuk bintang yang ukurannya mirip Matahari, proses ini bisa memakan waktu sekitar satu miliar tahun. Perubahan jumlah energi yang dipancarkan menyebabkan bintang mengalami periode ketidakstabilan, termasuk perubahan ukuran, suhu permukaan, dan keluaran energi. Keluaran energi bergeser ke arah radiasi frekuensi rendah. Semua ini disertai dengan meningkatnya hilangnya massa akibat angin bintang yang kuat dan denyut yang intens. Bintang pada fase ini disebut bintang tipe akhir, bintang OH-IR, atau bintang mirip Mira, bergantung pada karakteristik pastinya. Gas yang dikeluarkan relatif kaya akan unsur-unsur berat yang dihasilkan di bagian dalam bintang, seperti oksigen dan karbon. Gas tersebut membentuk cangkang yang mengembang dan mendingin saat menjauh dari bintang, memungkinkan terbentuknya partikel dan molekul debu. Dengan radiasi infra merah yang kuat dari bintang pusat, kondisi ideal untuk aktivasi maser terbentuk di cangkang tersebut. Reaksi pembakaran helium sangat sensitif terhadap suhu. Terkadang hal ini menyebabkan ketidakstabilan yang besar. Pulsasi yang kuat muncul, yang pada akhirnya memberikan percepatan yang cukup pada lapisan luar untuk terlempar dan berubah menjadi nebula planet. Di tengah nebula, inti bintang yang telanjang tetap ada, di mana reaksi termonuklir berhenti, dan saat mendingin, ia berubah menjadi katai putih helium, biasanya memiliki massa hingga 0,5-0,6 matahari dan diameter sebesar 0,5-0,6 matahari. urutan diameter bumi.

katai putih

Segera setelah helium menyala, karbon dan oksigen “menyala”; masing-masing peristiwa ini menyebabkan restrukturisasi serius pada bintang dan pergerakan cepatnya di sepanjang diagram Hertzsprung-Russell. Ukuran atmosfer bintang semakin meningkat, dan ia mulai kehilangan gas secara intensif dalam bentuk aliran angin bintang yang tersebar. Nasib bagian tengah sebuah bintang bergantung sepenuhnya pada massa awalnya: inti sebuah bintang dapat mengakhiri evolusinya sebagai katai putih (bintang bermassa rendah); jika massanya pada tahap evolusi selanjutnya melebihi batas Chandrasekhar - seperti bintang neutron (pulsar); jika massa melebihi batas Oppenheimer - Volkov - seperti lubang hitam. Dalam dua kasus terakhir, selesainya evolusi bintang disertai dengan peristiwa bencana - ledakan supernova. Sebagian besar bintang, termasuk Matahari, mengakhiri evolusinya dengan berkontraksi hingga tekanan elektron yang mengalami degenerasi menyeimbangkan gravitasi. Dalam keadaan ini, ketika ukuran bintang mengecil seratus kali lipat, dan kepadatannya menjadi satu juta kali lebih tinggi daripada kepadatan air, bintang tersebut disebut katai putih. Ia kehilangan sumber energi dan, secara bertahap mendingin, menjadi gelap dan tidak terlihat. Pada bintang yang lebih masif dari Matahari, tekanan elektron yang mengalami degenerasi tidak dapat menghentikan kompresi inti lebih lanjut, dan elektron mulai “ditekan” menjadi inti atom, yang mengarah pada transformasi proton menjadi neutron, yang di antaranya tidak terdapat tolakan elektrostatis. kekuatan. Neutronisasi materi seperti itu mengarah pada fakta bahwa ukuran bintang, yang sebenarnya sekarang mewakili satu inti atom yang sangat besar, diukur dalam beberapa kilometer, dan kepadatannya 100 juta kali lebih tinggi daripada kepadatan air. Benda seperti itu disebut bintang neutron.

Bintang supermasif

Setelah bintang bermassa lebih besar dari lima kali Matahari memasuki tahap superraksasa merah, intinya mulai menyusut karena pengaruh gravitasi. Ketika kompresi meningkat, suhu dan kepadatan meningkat, dan rangkaian reaksi termonuklir baru dimulai. Dalam reaksi seperti itu, unsur-unsur yang semakin berat disintesis: helium, karbon, oksigen, silikon, dan besi, yang untuk sementara menahan keruntuhan inti. Pada akhirnya, ketika unsur-unsur yang lebih berat dari tabel periodik terbentuk, besi-56 disintesis dari silikon. Pada tahap ini, fusi termonuklir lebih lanjut menjadi tidak mungkin, karena inti besi-56 memiliki cacat massa maksimum dan pembentukan inti yang lebih berat dengan pelepasan energi tidak mungkin dilakukan. Oleh karena itu, ketika inti besi suatu bintang mencapai ukuran tertentu, tekanan di dalamnya tidak lagi mampu menahan gravitasi lapisan luar bintang, dan keruntuhan inti segera terjadi bersamaan dengan neutronisasi materinya. Apa yang terjadi selanjutnya masih belum sepenuhnya jelas, tetapi, bagaimanapun juga, proses yang terjadi dalam hitungan detik menyebabkan ledakan supernova dengan kekuatan yang luar biasa. Semburan neutrino yang menyertainya memicu gelombang kejut. Semburan neutrino yang kuat dan medan magnet yang berputar mendorong keluar sebagian besar materi bintang yang terakumulasi – yang disebut unsur benih, termasuk besi dan unsur ringan. Materi yang meledak dibombardir oleh neutron yang dipancarkan dari inti, menangkapnya dan dengan demikian menciptakan sekumpulan unsur yang lebih berat dari besi, termasuk unsur radioaktif, hingga uranium (dan mungkin bahkan kalifornium). Jadi, ledakan supernova menjelaskan keberadaan unsur-unsur yang lebih berat daripada besi dalam materi antarbintang, namun hal ini bukan satu-satunya cara pembentukannya; misalnya, hal ini ditunjukkan oleh bintang teknetium. Gelombang ledakan dan pancaran neutrino membawa materi menjauh dari bintang yang sekarat ke ruang antarbintang. Selanjutnya, saat mendingin dan bergerak melintasi ruang angkasa, material supernova ini dapat bertabrakan dengan “sampah” luar angkasa lainnya dan kemungkinan ikut serta dalam pembentukan bintang, planet, atau satelit baru. Proses-proses yang terjadi pada masa terbentuknya supernova masih terus dipelajari, dan hingga saat ini belum ada kejelasan mengenai masalah tersebut. Yang juga dipertanyakan adalah apa yang sebenarnya tersisa dari bintang aslinya. Namun, ada dua pilihan yang sedang dipertimbangkan: bintang neutron dan lubang hitam.

Bintang neutron

Diketahui bahwa dalam beberapa supernova, gravitasi yang kuat di kedalaman supergiant memaksa elektron diserap oleh inti atom, tempat elektron tersebut bergabung dengan proton untuk membentuk neutron. Proses ini disebut neutronisasi. Gaya elektromagnetik yang memisahkan inti di dekatnya menghilang. Inti bintang sekarang berupa bola padat yang terdiri dari inti atom dan neutron individu. Bintang-bintang seperti itu, yang dikenal sebagai bintang neutron, berukuran sangat kecil—tidak lebih besar dari kota besar—dan memiliki kepadatan yang sangat tinggi. Periode orbitnya menjadi sangat pendek seiring dengan mengecilnya ukuran bintang (karena kekekalan momentum sudut). Beberapa menghasilkan 600 putaran per detik. Untuk beberapa di antaranya, sudut antara vektor radiasi dan sumbu rotasi mungkin sedemikian rupa sehingga Bumi jatuh ke dalam kerucut yang dibentuk oleh radiasi ini; dalam hal ini, pulsa radiasi dapat dideteksi berulang pada interval yang sama dengan periode orbit bintang. Bintang neutron semacam itu disebut “pulsar” dan menjadi bintang neutron pertama yang ditemukan.

Lubang hitam

Tidak semua supernova menjadi bintang neutron. Jika bintang mempunyai massa yang cukup besar, maka keruntuhan bintang 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, mekanika kuantum mungkin membuat pengecualian terhadap aturan ini. Masih ada sejumlah pertanyaan terbuka. Yang paling utama di antara mereka adalah: “Apakah ada lubang hitam?” Lagi pula, untuk mengatakan dengan pasti bahwa suatu objek adalah lubang hitam, kita perlu mengamati cakrawala peristiwanya. Hal ini tidak mungkin dilakukan hanya dengan menentukan cakrawala, tetapi dengan menggunakan interferometri radio garis dasar yang sangat panjang, metrik di dekat suatu objek dapat ditentukan, serta variabilitas milidetik dapat dicatat dengan cepat. Sifat-sifat ini, yang diamati pada suatu objek, seharusnya membuktikan keberadaan lubang hitam secara pasti.

Evolusi bintang adalah perubahan fisik. karakteristik, internal struktur dan kimia komposisi bintang dari waktu ke waktu. Tugas yang paling penting teori E.z. - penjelasan tentang pembentukan bintang, perubahan karakteristik yang dapat diamati, studi tentang hubungan genetik berbagai kelompok bintang, analisis keadaan akhirnya.

Karena di bagian Alam Semesta yang kita kenal, kira-kira. 98-99% massa materi yang diamati terkandung dalam bintang atau telah melewati tahap bintang, penjelasan E.Z. yavl. salah satu masalah terpenting dalam astrofisika.

Bintang yang berada dalam keadaan diam adalah bola gas yang berada dalam keadaan hidrostatis. dan kesetimbangan termal (yaitu, aksi gaya gravitasi diimbangi oleh tekanan internal, dan kehilangan energi akibat radiasi dikompensasi oleh energi yang dilepaskan di dalam perut bintang, lihat). “Kelahiran” sebuah bintang adalah pembentukan objek yang seimbang secara hidrostatis, yang radiasinya didukung oleh objeknya sendiri. sumber energi. “Kematian” sebuah bintang adalah ketidakseimbangan yang tidak dapat diubah yang menyebabkan kehancuran bintang atau malapetaka. kompresi.

Isolasi gravitasi Energi dapat memainkan peran yang menentukan hanya jika suhu bagian dalam bintang tidak mencukupi untuk melepaskan energi nuklir guna mengkompensasi hilangnya energi, dan bintang secara keseluruhan atau sebagian harus berkontraksi untuk menjaga keseimbangan. Pelepasan energi panas menjadi penting hanya setelah cadangan energi nuklir habis. T.o., E.z. dapat direpresentasikan sebagai perubahan konsisten dalam sumber energi bintang.

Waktu karakteristik E.z. terlalu besar untuk seluruh evolusi dapat ditelusuri secara langsung. Oleh karena itu yang utama Metode penelitian E.Z yavl. konstruksi urutan model bintang yang menggambarkan perubahan internal struktur dan kimia komposisi bintang dari waktu ke waktu. Evolusi. urutannya kemudian dibandingkan dengan hasil pengamatan, misalnya dengan (G.-R.d.), menyimpulkan hasil pengamatan jumlah besar bintang pada berbagai tahap evolusi. Peran yang sangat penting dimainkan oleh perbandingan dengan G.-R.d. untuk gugus bintang, karena semua bintang dalam suatu gugus mempunyai bahan kimia awal yang sama. komposisi dan terbentuk hampir bersamaan. Menurut G.-R.d. kelompok usia yang berbeda, adalah mungkin untuk menentukan arah E.Z. Evolusi secara detail. Urutan dihitung dengan menyelesaikan secara numerik sistem persamaan diferensial yang menggambarkan distribusi massa, kepadatan, suhu dan luminositas di atas sebuah bintang, yang ditambahkan hukum pelepasan energi dan opasitas materi bintang dan persamaan yang menjelaskan perubahan sifat kimia. komposisi bintang dari waktu ke waktu.

Jalannya evolusi bintang bergantung terutama pada massa dan kimia awalnya. komposisi. Rotasi bintang dan medan magnetnya dapat memainkan peran tertentu, namun tidak mendasar. lapangan, namun, peran faktor-faktor ini dalam E.Z. belum cukup diteliti. kimia. Komposisi suatu bintang bergantung pada waktu pembentukannya dan posisinya di Galaksi pada saat pembentukannya. Bintang generasi pertama terbentuk dari materi, yang komposisinya ditentukan oleh kosmologi. kondisi. Rupanya, ia mengandung sekitar 70% massa hidrogen, 30% helium, dan sedikit campuran deuterium dan litium. Selama evolusi bintang generasi pertama, unsur-unsur berat (mengikuti helium) terbentuk, yang terlempar ke ruang antarbintang sebagai akibat keluarnya materi dari bintang atau selama ledakan bintang. Bintang generasi berikutnya terbentuk dari materi yang mengandung hingga 3-4% (massa) unsur berat.

Indikasi paling langsung bahwa pembentukan bintang di Galaksi masih berlangsung adalah fenomena tersebut. keberadaan spektrum bintang terang masif. kelas O dan B, yang masa pakainya tidak boleh melebihi ~ 10 7 tahun. Laju pembentukan bintang di zaman modern. era diperkirakan 5 per tahun.

2. Pembentukan bintang, tahap kompresi gravitasi

Menurut sudut pandang paling umum, bintang terbentuk akibat gaya gravitasi. kondensasi materi di medium antarbintang. Pembagian medium antarbintang menjadi dua fase - awan dingin yang padat dan medium yang dijernihkan dengan suhu lebih tinggi - dapat terjadi di bawah pengaruh ketidakstabilan termal Rayleigh-Taylor di medan magnet antarbintang. bidang. Kompleks gas-debu dengan massa , ukuran karakteristik (10-100) pc dan konsentrasi partikel N~10 2 cm -3 . sebenarnya diamati karena emisi gelombang radionya. Dibutuhkan kompresi (runtuhnya) awan tersebut kondisi tertentu: gravitasi partikel awan harus melebihi jumlah energi gerak termal partikel, energi rotasi awan secara keseluruhan, dan medan magnet. energi awan (kriteria Jeans). Jika hanya energi gerak termal yang diperhitungkan, maka, sesuai dengan faktor orde kesatuan, kriteria Jeans ditulis dalam bentuk: align="absmiddle" width="205" height="20">, dimana massa awan, T- suhu gas dalam K, N- jumlah partikel per 1 cm3. Dengan khas modern awan antarbintang bersuhu K hanya dapat meruntuhkan awan dengan massa tidak kurang dari . Kriteria Jeans menunjukkan bahwa untuk pembentukan bintang dengan spektrum massa yang benar-benar diamati, konsentrasi partikel di awan yang runtuh harus mencapai (10 3 -10 6) cm -3, yaitu. 10-1000 kali lebih tinggi daripada yang diamati di awan pada umumnya. Namun, konsentrasi partikel tersebut dapat dicapai di kedalaman awan yang sudah mulai runtuh. Oleh karena itu, hal itu terjadi melalui proses yang berurutan, dilakukan dalam beberapa langkah. tahapan, fragmentasi awan masif. Gambaran ini secara alami menjelaskan lahirnya bintang-bintang dalam kelompok – cluster. Pada saat yang sama, pertanyaan terkait keseimbangan termal di awan, medan kecepatan di dalamnya, dan mekanisme penentuan spektrum massa fragmen masih belum jelas.

Benda bermassa bintang yang runtuh disebut protobintang. Runtuhnya protobintang tidak berputar simetris bola tanpa medan magnet. bidang mencakup beberapa. tahapan. Pada saat awal, awan bersifat homogen dan isotermal. Itu transparan bagi dirinya sendiri. radiasi, sehingga keruntuhan terjadi dengan hilangnya energi volumetrik, Ch. arr. karena radiasi termal dari debu, potongan tersebut mentransmisikan kinetiknya. energi partikel gas. Pada awan homogen tidak terdapat gradien tekanan dan kompresi dimulai pada saat jatuh bebas dengan karakteristik waktu , dimana G- , - kepadatan awan. Dengan dimulainya kompresi, gelombang penghalusan muncul, bergerak menuju pusat dengan kecepatan suara, dan seterusnya keruntuhan terjadi lebih cepat jika kepadatannya lebih tinggi, protobintang terbagi menjadi inti kompak dan cangkang yang diperluas, di mana materi didistribusikan sesuai dengan hukum. Ketika konsentrasi partikel di inti mencapai ~10 11 cm -3, inti menjadi buram terhadap radiasi IR butiran debu. Energi yang dilepaskan di inti secara perlahan merembes ke permukaan akibat konduksi termal radiasi. Suhu mulai meningkat hampir secara adiabatik, hal ini menyebabkan peningkatan tekanan, dan inti menjadi hidrostatik. keseimbangan. Cangkangnya terus jatuh ke inti, dan muncul di pinggirannya. Parameter inti saat ini sedikit bergantung pada massa total protobintang: K. Ketika massa inti meningkat akibat akresi, suhunya berubah hampir secara adiabatik hingga mencapai 2000 K, ketika disosiasi molekul H2 dimulai. . Akibat konsumsi energi untuk disosiasi, dan bukan peningkatan kinetik. energi partikel, nilai indeks adiabatik menjadi kurang dari 4/3, perubahan tekanan tidak mampu mengimbangi gaya gravitasi dan inti kembali runtuh (lihat). Inti baru dengan parameter terbentuk, dikelilingi oleh bagian depan kejutan, tempat sisa-sisa inti pertama bertambah. Penataan ulang inti serupa terjadi dengan hidrogen.

Pertumbuhan lebih lanjut dari inti karena materi cangkang berlanjut sampai semua materi jatuh ke bintang atau tersebar di bawah pengaruh atau, jika inti cukup masif (lihat). Protobintang dengan karakteristik waktu materi cangkang t a > t kn, oleh karena itu luminositasnya ditentukan oleh pelepasan energi inti yang runtuh.

Sebuah bintang, yang terdiri dari inti dan selubung, diamati sebagai sumber IR karena pemrosesan radiasi di dalam selubung (debu selubung, yang menyerap foton radiasi UV dari inti, dipancarkan dalam rentang IR). Ketika cangkang menjadi tipis secara optik, protobintang mulai diamati sebagai objek biasa yang bersifat bintang. Bintang paling masif mempertahankan cangkangnya sampai pembakaran termonuklir hidrogen dimulai di pusat bintang. Tekanan radiasi membatasi massa bintang hingga . Bahkan jika bintang yang lebih masif terbentuk, denyutnya tidak stabil dan mungkin kehilangan kekuatannya. bagian dari massa pada tahap pembakaran hidrogen di inti. Durasi tahap keruntuhan dan hamburan cangkang protobintang memiliki urutan yang sama dengan waktu jatuh bebas awan induk, yaitu. 10 5 -10 6 tahun. Diterangi oleh inti, gumpalan materi gelap dari sisa-sisa cangkang, yang dipercepat oleh angin bintang, diidentifikasi dengan objek Herbig-Haro (gumpalan bintang dengan spektrum emisi). Bintang bermassa rendah jika terlihat berada di wilayah G.-R.D yang ditempati oleh bintang T Tauri (kerdil), yang lebih masif berada di wilayah tempat bintang emisi Herbig berada (kelas spektral awal tidak beraturan dengan garis emisi dalam spektrum ).

Evolusi. jejak inti protobintang dengan massa konstan pada tahap hidrostatik. kompresi ditunjukkan pada Gambar. 1. Untuk bintang bermassa rendah, pada saat hidrostatis terbentuk. kesetimbangan, kondisi inti sedemikian rupa sehingga energi ditransfer ke inti tersebut. Perhitungan menunjukkan bahwa suhu permukaan bintang konvektif penuh hampir konstan. Jari-jari bintang terus mengecil karena dia terus menyusut. Dengan suhu permukaan yang konstan dan radius yang menurun, luminositas bintang juga seharusnya turun pada G.-R.D. Tahap evolusi ini berhubungan dengan bagian vertikal lintasan.

Ketika kompresi berlanjut, suhu di bagian dalam bintang meningkat, materi menjadi lebih transparan, dan bintang dengan align="absmiddle" width="90" height="17"> memiliki inti yang bercahaya, namun cangkangnya tetap konvektif. Bintang yang kurang masif tetap bersifat konvektif. Luminositasnya dikendalikan oleh lapisan tipis bercahaya di fotosfer. Semakin masif sebuah bintang dan semakin tinggi suhu efektifnya, semakin besar inti radiasinya (pada bintang dengan align="absmiddle" width="74" height="17"> inti radiasi langsung muncul). Pada akhirnya, hampir seluruh bintang (kecuali zona konvektif permukaan untuk bintang bermassa) memasuki keadaan kesetimbangan radiasi, di mana semua energi yang dilepaskan di inti ditransfer melalui radiasi.

3. Evolusi berdasarkan reaksi nuklir

Pada suhu inti ~ 10 6 K, reaksi nuklir pertama dimulai - deuterium, litium, boron terbakar. Jumlah utama elemen-elemen ini sangat kecil sehingga kejenuhannya praktis tidak tahan terhadap kompresi. Kompresi berhenti ketika suhu di pusat bintang mencapai ~10 6 K dan hidrogen terbakar karena Energi yang dilepaskan selama pembakaran termonuklir hidrogen cukup untuk mengkompensasi kehilangan radiasi (lihat). Bintang homogen, yang intinya terbakar hidrogen, terbentuk di G.-R.D. deret utama awal (IMS). Karena bintang masif mencapai NGP lebih cepat dibandingkan bintang bermassa rendah laju kehilangan energi per satuan massa, dan oleh karena itu laju evolusinya, lebih tinggi dibandingkan bintang bermassa rendah. Sejak memasuki NGP E.z. terjadi atas dasar pembakaran nuklir, tahapan utamanya dirangkum dalam tabel. Pembakaran nuklir dapat terjadi sebelum terbentuknya unsur golongan besi, yang mempunyai energi ikat paling tinggi di antara semua inti. Evolusi. jejak bintang di G.-R.D. ditunjukkan pada Gambar. 2. Evolusi nilai sentral suhu dan kepadatan bintang ditunjukkan pada Gambar. 3. Di K utama. sumber energi yavl. reaksi siklus hidrogen, pada umumnya T- reaksi siklus karbon-nitrogen (CNO) (lihat). Efek samping dari siklus CNO adalah. menetapkan konsentrasi kesetimbangan nuklida 14 N, 12 C, 13 C - masing-masing 95%, 4% dan 1% berat. Dominasi nitrogen pada lapisan tempat terjadinya pembakaran hidrogen dibuktikan dengan hasil pengamatan, dimana lapisan tersebut muncul ke permukaan sebagai akibat hilangnya lapisan luar. lapisan. Pada bintang yang pusatnya siklus CNO terwujud ( align="absmiddle" width="74" height="17">), inti konvektif muncul. Alasannya adalah ketergantungan yang sangat kuat dari pelepasan energi pada suhu: . Aliran energi pancaran ~ T 4(lihat), oleh karena itu, ia tidak dapat mentransfer semua energi yang dilepaskan, dan harus terjadi konveksi, yang lebih efisien daripada transfer radiasi. Pada bintang paling masif, lebih dari 50% massa bintang ditutupi oleh konveksi. Pentingnya inti konvektif bagi evolusi ditentukan oleh fakta bahwa bahan bakar nuklir habis secara merata di wilayah yang jauh lebih besar daripada wilayah pembakaran efektif, sedangkan pada bintang tanpa inti konvektif, bahan bakar nuklir awalnya hanya terbakar di sekitar pusat yang kecil. , dimana suhunya cukup tinggi. Waktu pembakaran hidrogen berkisar dari ~ 10 10 tahun hingga bertahun-tahun . Waktu semua tahap pembakaran nuklir selanjutnya tidak melebihi 10% dari waktu pembakaran hidrogen, oleh karena itu bintang-bintang pada tahap pembakaran hidrogen terbentuk di G.-R.D. wilayah padat penduduk - (GP). Pada bintang-bintang dengan suhu di pusatnya yang tidak pernah mencapai nilai yang diperlukan untuk pembakaran hidrogen, mereka menyusut tanpa batas waktu, berubah menjadi katai “hitam”. Pembakaran hidrogen menyebabkan peningkatan rata-rata. berat molekul zat inti, dan oleh karena itu menjaga hidrostatik. keseimbangan, tekanan di pusat harus meningkat, yang menyebabkan peningkatan suhu di pusat dan gradien suhu melintasi bintang, dan akibatnya, luminositas. Peningkatan luminositas juga disebabkan oleh penurunan opasitas materi seiring dengan meningkatnya suhu. Inti berkontraksi untuk mempertahankan kondisi pelepasan energi nuklir dengan penurunan kandungan hidrogen, dan cangkang mengembang karena kebutuhan untuk mentransfer aliran energi yang meningkat dari inti. Di G.-R.d. bintang bergerak ke kanan NGP. Penurunan opasitas menyebabkan matinya inti konvektif di semua bintang kecuali bintang yang paling masif. Laju evolusi bintang masif adalah yang tertinggi, dan merekalah yang pertama meninggalkan MS. Masa hidup di MS adalah untuk bintang dengan ca. 10 juta tahun, dari ca. 70 juta tahun, dan dari ca. 10 miliar tahun.

Ketika kandungan hidrogen di inti berkurang hingga 1%, perluasan cangkang bintang dengan align="absmiddle" width="66" height="17"> digantikan oleh kontraksi umum bintang yang diperlukan untuk mempertahankan pelepasan energi . Kompresi cangkang menyebabkan pemanasan hidrogen pada lapisan yang berdekatan dengan inti helium hingga suhu pembakaran termonuklirnya, dan timbullah sumber pelepasan energi pada lapisan tersebut. Pada bintang bermassa , yang tidak terlalu bergantung pada suhu dan wilayah pelepasan energi tidak begitu terkonsentrasi ke pusat, tidak ada tahap kompresi umum.

E.z. setelah hidrogen terbakar tergantung pada massanya. Faktor terpenting yang mempengaruhi jalannya evolusi bintang bermassa. degenerasi gas elektron pada kepadatan tinggi. Karena kepadatannya yang tinggi, jumlah keadaan kuantum dengan energi rendah dibatasi karena prinsip Pauli dan elektron mengisi tingkat kuantum dengan energi tinggi, jauh melebihi energi gerak termalnya. Ciri terpenting gas yang mengalami degenerasi adalah tekanannya P hanya bergantung pada kepadatan: untuk degenerasi non-relativistik dan degenerasi relativistik. Tekanan gas elektron jauh lebih besar daripada tekanan ion. Ini mengikuti apa yang mendasar bagi E.Z. kesimpulan: karena gaya gravitasi yang bekerja pada satuan volume gas yang mengalami degenerasi secara relativistik bergantung pada kepadatan dengan cara yang sama seperti gradien tekanan, maka harus ada massa pembatas (lihat), sehingga pada align="absmiddle" width="66 " height ="15"> tekanan elektron tidak dapat melawan gravitasi dan kompresi dimulai. Batasi berat align="absmiddle" width="139" height="17">. Batas daerah di mana gas elektron mengalami degenerasi ditunjukkan pada Gambar. 3. Pada bintang bermassa rendah, degenerasi sudah memainkan peran penting dalam proses pembentukan inti helium.

Faktor kedua yang menentukan E.z. pada tahap selanjutnya, ini adalah kehilangan energi neutrino. Di kedalaman bintang-bintang T~10 8 K utama. peran dalam kelahiran dimainkan oleh: proses fotoneutrino, peluruhan kuanta osilasi plasma (plasmon) menjadi pasangan neutrino-antineutrino (), pemusnahan pasangan elektron-positron () dan (lihat). Ciri terpenting neutrino adalah materi bintangnya hampir transparan dan neutrino dengan bebas membawa energi menjauh dari bintang.

Inti helium, yang kondisi pembakaran heliumnya belum muncul, mengalami kompresi. Suhu di sumber berlapis yang berdekatan dengan inti meningkat, dan laju pembakaran hidrogen meningkat. Kebutuhan untuk mentransfer aliran energi yang meningkat menyebabkan perluasan cangkang, yang menyebabkan sebagian energi terbuang. Karena luminositas bintang tidak berubah, suhu permukaannya turun, dan pada G.-R.D. bintang berpindah ke wilayah yang ditempati oleh raksasa merah. Waktu restrukturisasi bintang dua kali lipat lebih cepat dari waktu yang dibutuhkan hidrogen untuk terbakar di inti, sehingga hanya ada sedikit bintang di antara strip MS dan wilayah superraksasa merah. . Ketika suhu cangkang menurun, transparansinya meningkat, akibatnya penampilan luarnya muncul. zona konvektif dan luminositas bintang meningkat.

Penghapusan energi dari inti melalui konduktivitas termal elektron yang mengalami degenerasi dan hilangnya neutrino pada bintang menunda momen pembakaran helium. Suhu mulai meningkat secara nyata hanya ketika inti menjadi hampir isotermal. Pembakaran 4 Dia menentukan E.Z. dari saat pelepasan energi melebihi energi yang hilang melalui konduktivitas termal dan radiasi neutrino. Kondisi yang sama berlaku untuk pembakaran semua jenis bahan bakar nuklir berikutnya.

Ciri luar biasa dari inti bintang yang terbuat dari gas yang mengalami degenerasi, didinginkan oleh neutrino, adalah “konvergensi” - konvergensi jalur, yang mencirikan hubungan antara kepadatan dan suhu Tc di tengah bintang (Gbr. 3). Laju pelepasan energi selama kompresi inti ditentukan oleh laju penambahan materi melalui sumber lapisan, dan hanya bergantung pada massa inti untuk jenis bahan bakar tertentu. Keseimbangan aliran energi masuk dan keluar harus dijaga di inti, sehingga distribusi suhu dan kepadatan yang sama terjadi di inti bintang. Pada saat 4 He menyala, massa inti bergantung pada kandungan unsur berat. Dalam inti gas yang mengalami degenerasi, pembakaran 4 He bersifat ledakan termal, karena energi yang dilepaskan selama pembakaran digunakan untuk meningkatkan energi gerak termal elektron, tetapi tekanannya hampir tidak berubah seiring dengan peningkatan suhu hingga energi termal elektron tidak sama dengan energi gas elektron yang mengalami degenerasi. Kemudian degenerasi dihilangkan dan inti mengembang dengan cepat - terjadi ledakan helium. Semburan helium kemungkinan besar disertai dengan hilangnya materi bintang. Di , di mana bintang masif telah lama menyelesaikan evolusinya dan raksasa merah memiliki massa, bintang pada tahap pembakaran helium berada pada cabang horizontal G.-R.D.

Dalam inti helium bintang dengan align="absmiddle" width="90" height="17"> gasnya tidak mengalami degenerasi, 4 Ia menyala secara diam-diam, tetapi inti-intinya juga mengembang karena bertambahnya Tc. Pada bintang paling masif, pembakaran 4 He terjadi bahkan saat bintang tersebut aktif. raksasa biru. Perluasan inti menyebabkan penurunan T di wilayah sumber lapisan hidrogen, dan luminositas bintang setelah ledakan helium menurun. Untuk menjaga keseimbangan termal, cangkangnya berkontraksi, dan bintang meninggalkan wilayah superraksasa merah. Ketika 4 He di inti habis, kompresi inti dan perluasan cangkang dimulai lagi, bintang kembali menjadi super raksasa merah. Terbentuknya sumber pembakaran berlapis 4 He yang mendominasi pelepasan energi. Eksternal muncul lagi. zona konvektif. Ketika helium dan hidrogen terbakar, ketebalan sumber lapisan berkurang. Lapisan tipis pembakaran helium ternyata tidak stabil secara termal, karena dengan sensitivitas pelepasan energi yang sangat kuat terhadap suhu (), konduktivitas termal zat tidak cukup untuk memadamkan gangguan termal pada lapisan pembakaran. Selama wabah termal, konveksi terjadi pada lapisan. Jika menembus ke dalam lapisan yang kaya akan hidrogen, maka ini adalah hasil dari proses yang lambat ( S-proses, lihat) unsur-unsur dengan massa atom dari 22 Ne hingga 209 B disintesis.

Tekanan radiasi pada debu dan molekul yang terbentuk dalam cangkang super raksasa merah yang dingin dan meluas menyebabkan hilangnya materi secara terus-menerus dengan kecepatan hingga satu tahun. Kehilangan massa yang terus menerus dapat ditambah dengan kerugian yang disebabkan oleh ketidakstabilan pembakaran lapisan atau pulsasi, yang dapat menyebabkan pelepasan satu atau lebih. kerang. Bila jumlah zat di atas inti karbon-oksigen menjadi kurang dari batas tertentu, maka cangkang dipaksa untuk memampatkan untuk mempertahankan suhu di lapisan pembakaran hingga kompresi mampu mempertahankan pembakaran; membintangi G.-R.D. bergerak hampir horizontal ke kiri. Pada tahap ini, ketidakstabilan lapisan pembakaran juga dapat menyebabkan perluasan cangkang dan hilangnya materi. Meskipun bintang cukup panas, ia diamati sebagai inti dengan satu atau lebih inti. kerang. Ketika sumber lapisan bergeser ke arah permukaan bintang sedemikian rupa sehingga suhu di dalamnya menjadi lebih rendah dari suhu yang dibutuhkan untuk pembakaran nuklir, bintang tersebut mendingin, berubah menjadi katai putih dengan , yang memancar karena konsumsi energi panas dari komponen ionik. itu masalahnya. Karakteristik waktu pendinginan katai putih adalah ~10 9 tahun. Batas bawah massa bintang tunggal yang berubah menjadi katai putih masih belum jelas, diperkirakan 3-6. Pada bintang c, gas elektron mengalami degenerasi pada tahap pertumbuhan inti bintang karbon-oksigen (C,O-). Seperti pada inti helium bintang, akibat hilangnya energi neutrino, kondisi “konvergensi” terjadi di pusat dan pada saat pembakaran karbon di inti C,O. Pembakaran 12 C dalam kondisi seperti itu kemungkinan besar bersifat ledakan dan menyebabkan kehancuran total bintang. Kehancuran total mungkin tidak terjadi jika . Kepadatan seperti itu dapat dicapai ketika laju pertumbuhan inti ditentukan oleh pertambahan materi satelit dalam sistem biner dekat.

Jika cukup banyak materi yang terakumulasi di suatu tempat di Alam Semesta, ia akan terkompresi menjadi gumpalan padat, tempat terjadinya reaksi termonuklir. Beginilah cara bintang bersinar. Yang pertama berkobar di kegelapan Alam Semesta muda 13,7 miliar (13,7 * 10 9) tahun yang lalu, dan Matahari kita - hanya sekitar 4,5 miliar tahun yang lalu. Umur sebuah bintang dan proses yang terjadi pada akhir periode ini bergantung pada massa bintang tersebut.

Meskipun reaksi termonuklir yang mengubah hidrogen menjadi helium berlanjut di dalam bintang, reaksi ini terjadi pada deret utama. Waktu yang dihabiskan bintang di deret utama bergantung pada massanya: bintang terbesar dan terberat dengan cepat mencapai tahap raksasa merah, dan kemudian meninggalkan deret utama sebagai akibat dari ledakan supernova atau pembentukan katai putih.

Nasib Para Raksasa

Bintang-bintang terbesar dan paling masif terbakar dengan cepat dan meledak sebagai supernova. Setelah ledakan supernova, bintang neutron atau lubang hitam tetap ada, dan di sekitarnya terdapat materi yang terlontar oleh energi ledakan yang sangat besar, yang kemudian menjadi bahan pembuatan bintang baru. Nasib serupa menanti tetangga bintang terdekat kita, misalnya Betelgeuse, tetapi tidak mungkin untuk menghitung kapan ia akan meledak.

Nebula terbentuk akibat lontaran materi selama ledakan supernova. Di tengah nebula terdapat bintang neutron.

Bintang neutron adalah fenomena fisik yang menakutkan. Inti bintang yang meledak dikompresi - dengan cara yang sama seperti gas dalam mesin pembakaran internal, hanya saja sangat besar dan efisien: bola dengan diameter ratusan ribu kilometer berubah menjadi bola berukuran 10 hingga 20 kilometer di diameter. Gaya kompresinya begitu kuat sehingga elektron jatuh ke inti atom, membentuk neutron - itulah namanya.

NASA Bintang neutron (visi seniman)

Kepadatan materi selama kompresi tersebut meningkat sekitar 15 kali lipat, dan suhu meningkat hingga mencapai 10 12 K di pusat bintang neutron dan 1.000.000 K di pinggirannya. Sebagian energi ini dipancarkan dalam bentuk radiasi foton, sementara sebagian lagi terbawa oleh neutrino yang dihasilkan di inti bintang neutron. Namun bahkan karena pendinginan neutrino yang sangat efisien, bintang neutron mendingin dengan sangat lambat: dibutuhkan 10 16 atau bahkan 10 22 tahun untuk menghabiskan energinya sepenuhnya. Sulit untuk mengatakan apa yang akan tersisa di tempat bintang neutron yang didinginkan, dan mustahil untuk mengamati: dunia ini terlalu muda untuk itu. Ada asumsi bahwa lubang hitam akan kembali terbentuk menggantikan bintang yang mendingin.

Lubang hitam muncul dari keruntuhan gravitasi benda-benda yang sangat masif, misalnya ledakan supernova. Mungkin, setelah triliunan tahun, bintang neutron yang didinginkan akan berubah menjadi lubang hitam.

Nasib bintang berukuran sedang

Bintang-bintang lain yang bermassa lebih kecil tetap berada di deret utama lebih lama dibandingkan deret utama, namun begitu keluar dari deret utama, mereka mati jauh lebih cepat dibandingkan kerabat neutronnya. Lebih dari 99% bintang di Alam Semesta tidak akan pernah meledak dan berubah menjadi lubang hitam atau bintang neutron - intinya terlalu kecil untuk drama kosmik semacam itu. Sebaliknya, bintang bermassa menengah akan menjadi raksasa merah di akhir masa hidupnya, yang bergantung pada massanya, akan menjadi katai putih, meledak dan menghilang sepenuhnya, atau menjadi bintang neutron.

Katai putih kini berjumlah 3 hingga 10% dari populasi bintang di alam semesta. Suhunya sangat tinggi - lebih dari 20.000 K, lebih dari tiga kali suhu permukaan Matahari - tetapi masih lebih rendah dari suhu bintang neutron, dan karena suhunya yang lebih rendah dan luasnya yang lebih besar, katai putih mendingin lebih cepat - dalam 10 14 - 10 15 tahun. Artinya, dalam 10 triliun tahun ke depan—saat usia alam semesta seribu kali lebih tua dibandingkan sekarang—sebuah objek jenis baru akan muncul di alam semesta: katai hitam, hasil pendinginan katai putih.

Belum ada katai hitam di luar angkasa. Bahkan bintang pendingin tertua hingga saat ini telah kehilangan maksimal 0,2% energinya; untuk katai putih dengan suhu 20.000 K, ini berarti pendinginan hingga 19.960 K.

Untuk si kecil

Ilmu pengetahuan bahkan lebih sedikit mengetahui apa yang terjadi ketika bintang-bintang terkecil, seperti tetangga terdekat kita, katai merah Proxima Centauri, mendingin dibandingkan tentang supernova dan katai hitam. Fusi termonuklir di intinya berlangsung lambat, dan mereka tetap berada di deret utama lebih lama dari yang lain - menurut beberapa perhitungan, hingga 10 12 tahun, dan setelah itu, mungkin, mereka akan terus hidup sebagai katai putih, yaitu, mereka akan bersinar selama 10 14 - 10 15 tahun lagi sebelum bertransformasi menjadi katai hitam.