Umur bintang terdiri dari beberapa tahap, yang melaluinya selama jutaan dan miliaran tahun para tokoh terus berupaya menuju akhir yang tak terelakkan, berubah menjadi semburan terang atau lubang hitam yang suram.

Masa hidup bintang jenis apa pun sangatlah panjang dan proses yang sulit, disertai 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 di bawah umur (<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, termo reaksi nuklir. 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 dengan no massa besar, maka masih mustahil untuk mengatakan dengan tepat proses apa yang terjadi pada mereka 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, paling sering 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.

Mari kita bahas secara singkat tahapan utama evolusi bintang.

Perubahan ciri fisik, struktur internal, dan komposisi kimia bintang seiring berjalannya waktu.

Fragmentasi materi. .

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

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

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

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

Ketika dikompresi di wilayah tengah awan, kepadatannya meningkat, sehingga substansi di bagian awan ini menjadi buram terhadap radiasinya sendiri. Di kedalaman awan, muncul kondensasi padat yang stabil, yang oleh para astronom disebut oh.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Bintang muda massa menengah(dari 2 hingga 8 massa matahari) berevolusi secara kualitatif dengan cara yang persis sama seperti saudara-saudaranya yang lebih kecil, dengan pengecualian bahwa mereka tidak memiliki zona konvektif hingga deret utama.

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

Urutan utama

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

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

Raksasa merah (super raksasa).

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

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

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

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

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

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

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

Gambar 15.

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

Sirius A dan Sirius B mengorbit pada ruang bersama dengan jangka waktu 50 tahun; jarak antara komponen A dan B hanya 20 AU.

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

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

Jumlah keseluruhan kecepatan putarannya tidak lagi mencukupi untuk mengeluarkan partikel, sehingga tidak bisa menjadi pulsar radio. Namun, masih bagus dan ditangkap Medan gaya bintang neutron di sekitarnya tidak dapat jatuh, artinya tidak terjadi pertambahan materi.

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

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

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

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

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

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

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

> Siklus hidup sebuah bintang

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

Segala sesuatu di dunia ini terus berkembang. Setiap siklus dimulai dengan kelahiran, pertumbuhan dan berakhir dengan kematian. Tentu saja, bintang memiliki siklus ini dengan cara yang istimewa. Setidaknya mari kita ingat bahwa kerangka waktunya lebih besar dan diukur dalam jutaan dan miliaran tahun. Selain itu, kematian mereka membawa akibat tertentu. Seperti apa bentuknya siklus hidup bintang?

Siklus hidup pertama sebuah bintang: Awan molekul

Mari kita mulai dengan kelahiran seorang bintang. Bayangkan awan besar gas molekuler dingin yang diam-diam ada di alam semesta tanpa perubahan apa pun. Namun tiba-tiba sebuah supernova meledak tidak jauh darinya atau bertabrakan dengan awan lain. Karena dorongan seperti itu, proses penghancuran diaktifkan. Itu dibagi menjadi bagian-bagian kecil, yang masing-masing ditarik ke dalam dirinya sendiri. Seperti yang sudah Anda pahami, semua grup ini bersiap untuk menjadi bintang. Gravitasi memanaskan suhu, dan momentum yang tersimpan mempertahankan proses rotasi. Diagram di bawah dengan jelas menunjukkan siklus bintang (kehidupan, tahapan perkembangan, pilihan transformasi, dan kematian benda langit dengan foto).

Siklus hidup kedua sebuah bintang: Protobintang

Materi mengembun lebih padat, memanas, dan ditolak oleh keruntuhan gravitasi. Objek seperti itu disebut protobintang, yang di sekelilingnya terbentuk piringan materi. Bagian tersebut tertarik pada suatu benda sehingga massanya bertambah. Puing-puing yang tersisa akan berkelompok dan menciptakan sistem planet. Perkembangan bintang selanjutnya semuanya bergantung pada massa.

Siklus hidup ketiga sebuah bintang: T Taurus

Ketika materi menabrak sebuah bintang, sejumlah besar energi dilepaskan. Panggung bintang baru diberi nama sesuai prototipenya - T Tauri. Ini adalah bintang variabel yang terletak 600 tahun cahaya (dekat).

Ia dapat mencapai kecerahan luar biasa karena materialnya terurai dan melepaskan energi. Namun bagian tengahnya tidak memiliki suhu yang cukup untuk mendukung fusi nuklir. Fase ini berlangsung 100 juta tahun.

Siklus hidup keempat sebuah bintang:Urutan utama

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

Energinya dilepaskan dalam bentuk sinar gamma, namun karena gerak bintang yang lambat, ia jatuh dengan panjang gelombang yang sama. Cahaya terdorong keluar dan berkonflik dengan gravitasi. Kita dapat berasumsi bahwa keseimbangan ideal tercipta di sini.

Berapa lama dia akan berada di urutan utama? Anda harus mulai dari massa bintang. Katai merah (setengah massa Matahari) dapat membakar pasokan bahan bakarnya selama ratusan miliar (triliun) tahun. Rata-rata bintang (seperti ) hidup 10-15 miliar. Namun yang terbesar berusia miliaran atau jutaan tahun. Lihat seperti apa evolusi dan kematian bintang-bintang dari kelas yang berbeda pada diagram.

Siklus hidup kelima sebuah bintang: Raksasa merah

Selama proses peleburan, hidrogen habis dan helium terakumulasi. Ketika tidak ada hidrogen yang tersisa sama sekali, semua reaksi nuklir berhenti, dan bintang mulai menyusut akibat gravitasi. Cangkang hidrogen di sekitar inti memanas dan terbakar, menyebabkan objek tersebut membesar 1.000 hingga 10.000 kali lebih besar. Pada saat tertentu, Matahari kita akan mengulangi nasib ini, naik ke orbit Bumi.

Suhu dan tekanan mencapai maksimum dan helium melebur menjadi karbon. Pada titik ini bintang menyusut dan tidak lagi menjadi raksasa merah. Dengan massa yang lebih besar, benda tersebut akan membakar unsur berat lainnya.

Siklus hidup keenam sebuah bintang: katai putih

Bintang bermassa matahari tidak memiliki tekanan gravitasi yang cukup untuk memadukan karbon. Oleh karena itu, kematian terjadi seiring dengan berakhirnya helium. Lapisan luarnya terlontar dan katai putih muncul. Awalnya panas, tapi setelah ratusan miliar tahun, suhunya menjadi dingin.

Fusi termonuklir di bagian dalam bintang

Pada saat ini, untuk bintang dengan massa lebih besar dari 0,8 massa matahari, inti menjadi transparan terhadap radiasi, dan transfer energi radiasi di dalam inti terjadi, sedangkan cangkang di bagian atas tetap konvektif. Tidak ada yang tahu pasti bagaimana bintang bermassa lebih rendah bisa sampai di deret utama, karena waktu yang dihabiskan bintang-bintang ini dalam kategori muda melebihi usia Alam Semesta. Semua gagasan kami tentang evolusi bintang-bintang ini didasarkan pada perhitungan numerik.

Saat bintang berkontraksi, tekanan gas elektron yang mengalami degenerasi mulai meningkat, dan pada radius tertentu dari bintang, tekanan ini menghentikan kenaikan suhu pusat, dan kemudian mulai menurunkannya. Dan bagi bintang yang lebih kecil dari 0,08, hal ini berakibat fatal: energi yang dilepaskan selama reaksi nuklir tidak akan pernah cukup untuk menutupi biaya radiasi. Sub-bintang seperti itu disebut katai coklat, dan nasibnya adalah kompresi konstan hingga tekanan gas yang mengalami degenerasi menghentikannya, dan kemudian pendinginan bertahap dengan penghentian semua reaksi nuklir.

Bintang bermassa menengah muda

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

Objek jenis ini diasosiasikan dengan apa yang disebut. Bintang Ae\Be Herbit dengan variabel tak beraturan tipe spektral B-F5. Mereka juga memiliki jet disk bipolar. Kecepatan aliran keluar, luminositas dan suhu efektif jauh lebih tinggi dibandingkan τ Taurus, sehingga mereka secara efektif memanaskan dan membubarkan sisa-sisa awan protobintang.

Bintang muda dengan massa lebih besar dari 8 massa matahari

Faktanya, ini sudah menjadi bintang biasa. Sementara massa inti hidrostatik terakumulasi, bintang berhasil melewati semua tahap peralihan dan memanaskan reaksi nuklir sedemikian rupa sehingga mengkompensasi kerugian akibat radiasi. Bagi bintang-bintang ini, aliran massa dan luminositasnya begitu besar sehingga tidak hanya menghentikan keruntuhan wilayah terluar yang tersisa, namun juga mendorongnya mundur. Dengan demikian, massa bintang yang dihasilkan jauh lebih kecil dibandingkan massa awan protobintang. Kemungkinan besar, ini menjelaskan tidak adanya bintang di galaksi kita yang lebih dari 100-200 kali massa Matahari.

Siklus paruh baya sebuah bintang

Di antara bintang-bintang yang terbentuk terdapat berbagai macam warna dan ukuran. Tipe spektralnya berkisar dari biru panas hingga merah dingin, dan massanya - dari 0,08 hingga lebih dari 200 massa matahari. Luminositas dan warna suatu bintang bergantung pada suhu permukaannya, yang selanjutnya ditentukan oleh massanya. Itu saja, bintang-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. Artinya, sebenarnya kita hanya berbicara tentang mengubah parameter bintang.

Apa yang terjadi selanjutnya bergantung pada massa bintangnya.

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 alam semesta berumur 13,7 miliar tahun, waktu yang tidak cukup lama untuk menghabiskan persediaan bahan bakar hidrogennya, teori modern didasarkan pada pemodelan komputer dari proses yang terjadi di bintang-bintang tersebut.

Beberapa bintang hanya dapat melakukan fusi helium di wilayah aktif tertentu, sehingga menyebabkan ketidakstabilan dan angin matahari yang kuat. Dalam hal ini, pembentukan nebula planet tidak terjadi, dan bintang hanya menguap, menjadi lebih kecil dari katai coklat.

Tapi bintang dengan massa kurang dari 0,5 matahari tidak akan pernah mampu mensintesis helium bahkan setelah reaksi yang melibatkan hidrogen berhenti di intinya. Selubung bintang mereka tidak cukup besar untuk mengatasi tekanan yang dihasilkan oleh inti. Bintang-bintang ini termasuk katai merah (seperti Proxima Centauri), yang telah berada di deret utama selama ratusan miliar 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

Saat bintang mencapai ukuran rata-rata(dari 0,4 hingga 3,4 massa matahari) fase raksasa merah, lapisan luarnya terus mengembang, inti berkontraksi, dan reaksi mulai mensintesis karbon dari helium. Penggabungan melepaskan banyak energi, memberikan penangguhan hukuman sementara pada bintang. 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 matahari yang kuat dan denyut yang intens. Bintang pada fase ini disebut bintang tipe akhir, OH -bintang IR atau Bintang mirip dunia, bergantung pada bintangnya spesifikasi yang tepat. 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 kuat radiasi infra merah bintang pusat di cangkang tersebut terbentuk kondisi ideal untuk mengaktifkan maser.

Reaksi pembakaran helium sangat sensitif terhadap suhu. Terkadang hal ini menyebabkan ketidakstabilan yang besar. Terjadi denyut yang hebat, yang pada akhirnya memberikan energi kinetik yang cukup ke lapisan luar untuk dikeluarkan dan menjadi nebula planet. Di tengah nebula, inti bintang tetap ada, yang ketika mendingin, berubah menjadi katai putih helium, biasanya memiliki massa hingga 0,5-0,6 matahari dan diameternya kira-kira sama dengan diameter bumi. .

katai putih

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 menahan kompresi inti, dan hal ini berlanjut hingga sebagian besar partikel diubah menjadi neutron, yang dikemas begitu rapat sehingga ukuran bintang diukur dalam kilometer dan berjumlah 100. juta kali lebih padat dari air. Objek seperti ini disebut bintang neutron; kesetimbangannya dipertahankan oleh tekanan materi neutron yang mengalami degenerasi.

Bintang supermasif

Setelah lapisan luar bintang dengan massa lebih besar dari lima massa matahari tersebar membentuk superraksasa merah, inti mulai terkompresi akibat gaya gravitasi. Ketika kompresi meningkat, suhu dan kepadatan meningkat, dan rangkaian reaksi termonuklir baru dimulai. Dalam reaksi seperti itu, unsur-unsur berat disintesis, yang untuk sementara menahan keruntuhan inti.

Pada akhirnya, ketika unsur-unsur yang lebih berat dari tabel periodik terbentuk, besi-56 disintesis dari silikon. Sampai saat ini, sintesis unsur-unsur dilepaskan sejumlah besar energi, namun inti besi -56lah yang memiliki cacat massa maksimum dan pembentukan inti yang lebih berat tidak menguntungkan. Oleh karena itu, ketika inti besi suatu bintang mencapai nilai tertentu, tekanan di dalamnya tidak lagi mampu menahan gaya gravitasi yang sangat besar, dan keruntuhan inti segera terjadi dengan neutronisasi materinya.

Apa yang terjadi selanjutnya tidak sepenuhnya jelas. Namun apapun itu, hal itu menyebabkan ledakan supernova dengan kekuatan luar biasa dalam hitungan detik.

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). Dengan demikian, ledakan supernova menjelaskan keberadaan unsur-unsur yang lebih berat daripada besi dalam materi antarbintang.

Gelombang ledakan dan pancaran neutrino membawa material menjauh bintang sekarat ke ruang antarbintang. Selanjutnya, saat bergerak melintasi luar angkasa, material supernova ini mungkin bertabrakan dengan puing-puing luar angkasa lainnya, dan mungkin 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. Juga dipertanyakan apa yang sebenarnya tersisa dari bintang aslinya. Namun, ada dua opsi yang sedang dipertimbangkan:

Bintang neutron

Diketahui bahwa pada beberapa supernova, gravitasi yang kuat di kedalaman super raksasa menyebabkan elektron jatuh ke dalam inti atom, tempat elektron tersebut berfusi dengan proton untuk membentuk neutron. Gaya elektromagnetik yang memisahkan inti di dekatnya menghilang. Inti bintang sekarang berupa bola padat yang terdiri dari inti atom dan neutron individu.

Bintang-bintang seperti itu, yang dikenal sebagai bintang neutron, berukuran sangat kecil - tidak lebih dari ukuran kota besar - dan mempunyai ukuran yang luar biasa kepadatan tinggi. Periode orbitnya menjadi sangat pendek seiring dengan mengecilnya ukuran bintang (karena kekekalan momentum sudut). Beberapa menghasilkan 600 putaran per detik. Ketika sumbu yang menghubungkan kutub magnet utara dan selatan bintang yang berputar cepat ini mengarah ke Bumi, gelombang radiasi dapat dideteksi berulang pada interval yang sama dengan periode orbit bintang tersebut. Bintang neutron semacam itu disebut “pulsar”, dan menjadi bintang neutron pertama yang ditemukan.

Lubang hitam

Tidak semua supernova menjadi bintang neutron. Jika suatu bintang mempunyai massa yang cukup besar, maka keruntuhan bintang tersebut akan terus berlanjut dan neutron-neutron itu sendiri akan mulai jatuh ke dalam hingga jari-jarinya menjadi lebih kecil dari jari-jari Schwarzschild. Setelah itu, bintang tersebut menjadi lubang hitam.

Keberadaan lubang hitam telah diprediksi oleh teori relativitas umum. Menurut relativitas umum, materi dan informasi tidak dapat pergi lubang hitam mustahil. Namun, mekanika kuantum memungkinkan pengecualian terhadap aturan ini.

Masih ada beberapa nomor lagi pertanyaan-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, cakrawala peristiwanya perlu diamati. Semua upaya untuk melakukan ini berakhir dengan kegagalan. Namun masih ada harapan, karena beberapa objek tidak dapat dijelaskan tanpa melibatkan akresi, dan akresi pada suatu objek tanpa permukaan padat, namun hal ini tidak membuktikan keberadaan lubang hitam.

Pertanyaan juga terbuka: mungkinkah sebuah bintang runtuh langsung ke dalam lubang hitam, melewati supernova? Apakah ada supernova yang nantinya akan menjadi lubang hitam? Apa sebenarnya pengaruh massa awal bintang terhadap pembentukan benda di akhir siklus hidupnya?

Meskipun bintang-bintang tampak abadi dalam skala waktu manusia, mereka, seperti segala sesuatu di alam, lahir, hidup, dan mati. Menurut hipotesis awan gas-debu yang diterima secara umum, sebuah bintang lahir sebagai hasil kompresi gravitasi awan gas-debu antarbintang. Saat awan menebal, awan tersebut pertama kali terbentuk protobintang, suhu di pusatnya terus meningkat hingga mencapai batas yang diperlukan agar kecepatan gerak termal partikel melebihi ambang batas setelah proton mampu mengatasi gaya makroskopis tolakan elektrostatik timbal balik ( cm. Hukum Coulomb) dan bereaksi fusi termonuklir (cm. Peluruhan dan fusi nuklir).

Sebagai hasil dari reaksi fusi termonuklir multi-tahap, empat proton akhirnya membentuk inti helium (2 proton + 2 neutron) dan berbagai macam partikel elementer dilepaskan. Pada keadaan akhir, massa total partikel yang terbentuk adalah lebih sedikit massa empat proton asli, yang berarti bahwa selama reaksi, energi bebas (cm. Teori relativitas). Oleh karena itu, inti bagian dalam bintang yang baru lahir dengan cepat memanas hingga mencapai suhu yang sangat tinggi, dan kelebihan energinya mulai mengalir ke permukaannya yang tidak terlalu panas – dan keluar. Pada saat yang sama, tekanan di pusat bintang mulai meningkat ( cm. Persamaan keadaan gas ideal). Jadi, dengan “membakar” hidrogen dalam proses reaksi termonuklir, bintang tidak membiarkan gaya tarik gravitasi memampatkan dirinya ke keadaan super padat, melawan keruntuhan gravitasi dengan tekanan termal internal yang terus diperbarui, sehingga menghasilkan kestabilan. keseimbangan energi. Bintang yang aktif membakar hidrogen dikatakan berada dalam "fase primer" siklus hidup atau evolusinya ( cm. Diagram Hertzsprung-Russell). Perubahan suatu unsur kimia menjadi unsur kimia lain di dalam bintang disebut fusi nuklir atau nukleosintesis.

Secara khusus, Matahari telah berada pada tahap aktif pembakaran hidrogen dalam proses nukleosintesis aktif selama sekitar 5 miliar tahun, dan cadangan hidrogen di inti untuk kelanjutannya akan cukup bagi bintang kita selama 5,5 miliar tahun berikutnya. Semakin masif suatu bintang, semakin besar pula pasokan bahan bakar hidrogen yang dimilikinya, namun untuk melawan gaya keruntuhan gravitasi, ia harus membakar hidrogen dengan intensitas yang melebihi laju pertumbuhan cadangan hidrogen seiring bertambahnya massa bintang. Jadi, semakin masif sebuah bintang, semakin pendek masa hidupnya, yang ditentukan oleh menipisnya cadangan hidrogen, dan bintang-bintang terbesar akan terbakar dalam waktu “beberapa” puluhan juta tahun. Sebaliknya, bintang terkecil dapat hidup dengan nyaman selama ratusan miliar tahun. Jadi, dalam skala ini, Matahari kita termasuk dalam “kelas menengah yang kuat”.

Namun, cepat atau lambat, bintang mana pun akan menggunakan semua hidrogen yang sesuai untuk pembakaran dalam tungku termonuklirnya. Apa berikutnya? Itu juga tergantung pada massa bintangnya. Matahari (dan semua bintang yang massanya tidak melebihi delapan kali massanya) mengakhiri hidup saya dengan cara yang sangat dangkal. Ketika cadangan hidrogen di perut bintang menipis, gaya kompresi gravitasi, yang telah dengan sabar menunggu saat ini sejak kelahiran bintang, mulai mengambil alih - dan di bawah pengaruhnya. bintang mulai menyusut dan menjadi lebih padat. Proses ini memiliki efek ganda: Suhu di lapisan sekitar inti bintang naik ke tingkat di mana hidrogen yang terkandung di dalamnya akhirnya mengalami fusi termonuklir untuk membentuk helium. Pada saat yang sama, suhu di dalam inti itu sendiri, yang sekarang hampir seluruhnya terdiri dari helium, meningkat sedemikian rupa sehingga helium itu sendiri - semacam "abu" dari reaksi nukleosintesis primer yang memudar - memasuki reaksi fusi termonuklir baru: dari tiga inti helium satu inti karbon terbentuk. Proses reaksi fusi termonuklir sekunder, yang dipicu oleh produk reaksi primer, merupakan salah satu momen penting dalam siklus hidup bintang.

Selama pembakaran sekunder helium di inti bintang, begitu banyak energi yang dilepaskan sehingga bintang mulai mengembang. Secara khusus, cangkang Matahari pada tahap kehidupan ini akan meluas melampaui orbit Venus. Dalam hal ini, energi radiasi total bintang tetap kira-kira pada tingkat yang sama seperti selama fase utama kehidupannya, namun karena energi ini sekarang dipancarkan melalui luas permukaan yang jauh lebih besar, lapisan luar bintang mendingin hingga mencapai bagian merah spektrum. Bintang itu berubah menjadi raksasa merah.

Untuk bintang kelas surya, setelah bahan bakar yang digunakan untuk reaksi nukleosintesis sekunder habis, tahap keruntuhan gravitasi dimulai lagi—kali ini yang terakhir. Suhu di dalam inti tidak lagi mampu naik ke tingkat yang diperlukan untuk memulai reaksi termonuklir tingkat berikutnya. Oleh karena itu, bintang berkontraksi hingga gaya tarik gravitasi diseimbangkan oleh penghalang gaya berikutnya. Perannya dimainkan oleh degenerasi tekanan gas elektron(cm. batas Chandrasekhar). Elektron, yang hingga tahap ini memainkan peran tambahan yang menganggur dalam evolusi bintang, tidak ikut serta dalam reaksi fusi nuklir dan bergerak bebas antar inti dalam proses fusi, pada tahap kompresi tertentu mendapati dirinya kehilangan “ruang hidup”. dan mulai “menolak” kompresi gravitasi bintang lebih lanjut. Keadaan bintang menjadi stabil dan berubah menjadi merosot katai putih, yang akan memancarkan sisa panas ke luar angkasa hingga benar-benar dingin.

Bintang-bintang yang lebih besar dari Matahari menghadapi akhir yang jauh lebih spektakuler. Setelah pembakaran helium, massanya selama kompresi ternyata cukup untuk memanaskan inti dan cangkang hingga suhu yang diperlukan untuk memulai reaksi nukleosintesis berikutnya - karbon, kemudian silikon, magnesium - dan seterusnya, seiring bertambahnya massa inti. Selain itu, dengan dimulainya setiap reaksi baru di inti bintang, reaksi sebelumnya berlanjut di cangkangnya. Faktanya, semua unsur kimia, termasuk besi, yang menyusun Alam Semesta, terbentuk justru sebagai hasil nukleosintesis di kedalaman bintang jenis ini yang sekarat. Namun besi adalah batasnya; ia tidak dapat berfungsi sebagai bahan bakar untuk reaksi fusi atau peluruhan nuklir pada suhu atau tekanan berapa pun, karena peluruhannya dan penambahan nukleon tambahan ke dalamnya memerlukan masuknya energi eksternal. Akibatnya, sebuah bintang masif secara bertahap mengakumulasi inti besi di dalamnya, yang tidak dapat berfungsi sebagai bahan bakar untuk reaksi nuklir lebih lanjut.

Ketika suhu dan tekanan di dalam inti mencapai tingkat tertentu, elektron mulai berinteraksi dengan proton inti besi, menghasilkan pembentukan neutron. Dan dalam waktu yang sangat singkat - beberapa ahli teori percaya bahwa ini membutuhkan waktu beberapa detik - elektron yang bebas sepanjang evolusi bintang sebelumnya benar-benar larut dalam proton inti besi, seluruh substansi inti bintang berubah menjadi a sekumpulan neutron padat dan mulai terkompresi dengan cepat dalam keruntuhan gravitasi, karena tekanan penangkal gas elektron yang mengalami degenerasi turun menjadi nol. Kulit terluar bintang, tempat semua dukungannya tersingkir, runtuh ke arah pusat. Energi tumbukan kulit terluar yang runtuh dengan inti neutron begitu tinggi sehingga memantul dengan kecepatan luar biasa dan menyebar ke segala arah dari inti - dan bintang tersebut benar-benar meledak dalam kilatan yang menyilaukan. supernova bintang. Dalam hitungan detik, ledakan supernova dapat melepaskan lebih banyak energi ke luar angkasa dibandingkan energi yang dikumpulkan seluruh bintang di galaksi dalam waktu yang sama.

Setelah ledakan supernova dan perluasan cangkang bintang dengan massa sekitar 10-30 massa matahari, keruntuhan gravitasi yang sedang berlangsung mengarah pada pembentukan bintang neutron, yang materinya dikompresi hingga mulai terasa. tekanan neutron yang merosot - dengan kata lain, sekarang neutron (seperti halnya elektron sebelumnya) mulai menolak kompresi lebih lanjut, sehingga memerlukan Untuk diriku sendiri ruang hidup. Hal ini biasanya terjadi ketika bintang mencapai ukuran diameter sekitar 15 km. Hasilnya adalah bintang neutron yang berputar cepat, memancarkan gelombang elektromagnetik pada frekuensi rotasinya; bintang seperti itu disebut pulsar. Terakhir, jika massa inti bintang melebihi 30 massa matahari, tidak ada yang dapat menghentikan keruntuhan gravitasinya lebih lanjut, dan ledakan supernova akan mengakibatkan