Evolusi bintang dengan massa yang berbeda. Bagaimana bintang berevolusi
Fusi termonuklir di perut bintang
Pada saat ini, untuk bintang dengan massa lebih besar dari 0,8 kali massa Matahari, inti menjadi transparan terhadap radiasi, dan transfer energi radiasi di inti akan terjadi, sedangkan selubung atas tetap konvektif. Tidak ada yang tahu pasti bintang bermassa lebih kecil mana yang tiba di deret utama, karena waktu yang dihabiskan oleh bintang-bintang ini dalam kategori muda melebihi usia Semesta. Semua ide kami tentang evolusi bintang-bintang ini didasarkan pada perhitungan numerik.
Saat bintang menyusut, tekanan gas elektron yang merosot mulai meningkat, dan pada beberapa radius bintang, tekanan ini menghentikan peningkatan suhu pusat, dan kemudian mulai menurunkannya. Dan untuk bintang yang kurang dari 0,08, ini ternyata berakibat fatal: energi yang dilepaskan selama reaksi nuklir tidak akan pernah cukup untuk menutupi biaya radiasi. Bintang bawah seperti itu disebut katai coklat, dan nasib mereka adalah kompresi konstan sampai tekanan gas yang merosot menghentikannya, dan kemudian pendinginan bertahap dengan penghentian semua reaksi nuklir.
Bintang muda dengan massa menengah
Bintang muda dengan massa menengah (dari 2 hingga 8 massa matahari) berevolusi secara kualitatif dengan cara yang sama seperti saudara perempuannya yang lebih kecil, dengan pengecualian bahwa mereka tidak memiliki zona konvektif hingga deret utama.
Objek jenis ini dikaitkan dengan apa yang disebut. Bintang herbit Ae \ Jadilah sebagai variabel tak beraturan tipe spektral B-F5. Mereka juga memiliki cakram jet bipolar. Laju aliran keluar, luminositas, dan suhu efektif secara substansial lebih tinggi daripada untuk τ Taurus, sehingga mereka secara efektif memanaskan dan menghilangkan sisa-sisa awan protostellar.
Bintang muda dengan massa lebih besar dari 8 massa matahari
Faktanya, ini sudah menjadi bintang normal. Sementara massa inti hidrostatik terakumulasi, bintang berhasil melewati semua tahap peralihan dan memanaskan reaksi nuklir sedemikian rupa sehingga mereka mengkompensasi kehilangan radiasi. Bintang-bintang ini memiliki aliran massa dan luminositas yang begitu besar sehingga tidak hanya menghentikan keruntuhan wilayah luar yang tersisa, tetapi juga mendorongnya kembali. Dengan demikian, massa bintang yang terbentuk secara nyata lebih kecil dari massa awan protostellar. Kemungkinan besar, ini menjelaskan tidak adanya bintang yang lebih besar dari 100-200 massa matahari di galaksi kita.
Bintang paruh baya
Di antara bintang-bintang yang terbentuk, ada berbagai macam warna dan ukuran. Di kelas spektral, mereka berkisar dari biru panas hingga merah dingin, dalam massa - dari 0,08 hingga lebih dari 200 massa matahari. Luminositas dan warna bintang tergantung pada suhu permukaannya, yang, pada gilirannya, ditentukan oleh massanya. Semua bintang baru "mengambil tempatnya" pada deret utama menurut komposisi kimia dan massanya. Kami tidak berbicara tentang pergerakan fisik bintang - hanya tentang posisinya pada diagram yang ditunjukkan, tergantung pada parameter bintang. Artinya, kita berbicara, pada kenyataannya, hanya tentang mengubah parameter bintang.
Apa yang terjadi di masa depan lagi tergantung pada massa bintang.
Tahun-tahun kemudian dan kematian bintang-bintang
Bintang tua dengan massa rendah
Sampai saat ini, tidak diketahui secara pasti apa yang terjadi pada bintang-bintang terang setelah menipisnya cadangan hidrogen mereka. Karena usia alam semesta adalah 13,7 miliar tahun, yang tidak cukup untuk menghabiskan pasokan bahan bakar hidrogen, teori modern didasarkan pada simulasi komputer dari proses yang terjadi di bintang-bintang tersebut.
Beberapa bintang hanya dapat mensintesis helium di beberapa daerah aktif, yang 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.
Tetapi bintang dengan massa kurang dari 0,5 matahari tidak akan pernah dapat mensintesis helium bahkan setelah reaksi dengan partisipasi hidrogen di inti berhenti. Cangkang bintang mereka tidak cukup besar untuk mengatasi tekanan yang dihasilkan oleh inti. Bintang-bintang ini termasuk katai merah (seperti Proxima Centauri), yang telah hidup di deret utama selama ratusan miliar tahun. Setelah penghentian reaksi termonuklir di intinya, mereka, secara bertahap mendingin, akan terus memancar dengan lemah dalam rentang inframerah dan gelombang mikro dari spektrum elektromagnetik.
Bintang sedang
Ketika sebuah bintang mencapai ukuran rata-rata (dari 0,4 hingga 3,4 massa matahari) fase raksasa merah, lapisan luarnya terus mengembang, inti menyusut, dan reaksi sintesis karbon dari helium dimulai. Fusi melepaskan banyak energi, memberi bintang jeda sementara. Untuk bintang seukuran Matahari, proses ini bisa memakan waktu sekitar satu miliar tahun.
Perubahan jumlah energi yang dipancarkan menyebabkan bintang mengalami periode ketidakstabilan, yang meliputi perubahan ukuran, suhu permukaan, dan pelepasan energi. Pelepasan energi digeser ke arah radiasi frekuensi rendah. Semua ini disertai dengan hilangnya massa yang meningkat karena angin matahari yang kuat dan denyut yang intens. Bintang-bintang pada fase ini diberi nama bintang tipe akhir, Bintang OH-IR atau Bintang seperti dunia, tergantung pada karakteristik persisnya. Gas yang dikeluarkan relatif kaya akan unsur-unsur berat yang diproduksi di bagian dalam bintang, seperti oksigen dan karbon. Gas membentuk selubung yang mengembang dan mendingin saat bergerak menjauh dari bintang, memungkinkan partikel dan molekul debu terbentuk. Dengan radiasi infra merah yang kuat dari bintang pusat, kondisi ideal untuk aktivasi maser terbentuk dalam amplop seperti itu.
Reaksi pembakaran helium sangat sensitif terhadap suhu. Hal ini terkadang menyebabkan ketidakstabilan yang hebat. Pulsasi hebat terjadi, yang pada akhirnya memberikan energi kinetik yang cukup ke lapisan luar untuk dikeluarkan dan menjadi nebula planet. Di tengah nebula, inti bintang tetap, yang, saat mendingin, berubah menjadi katai putih helium, biasanya dengan massa hingga 0,5-0,6 massa matahari dan diameter orde diameter Bumi.
Katai putih
Sebagian besar bintang, termasuk Matahari, mengakhiri evolusinya, berkontraksi hingga tekanan elektron yang merosot menyeimbangkan gravitasi. Dalam keadaan ini, ketika ukuran bintang berkurang seratus kali lipat dan kepadatannya menjadi satu juta kali lipat dari air, bintang itu disebut katai putih. Itu tidak memiliki 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 itu berlanjut sampai sebagian besar partikel berubah menjadi neutron yang dikemas begitu rapat sehingga ukuran bintang diukur dalam kilometer, dan kerapatannya adalah 100 juta kali kepadatan air. Objek seperti itu disebut bintang neutron; kesetimbangannya dipertahankan oleh tekanan materi neutron yang merosot.
Bintang supermasif
Setelah lapisan luar bintang, dengan massa lebih besar dari lima massa matahari, tersebar membentuk supergiant merah, inti mulai menyusut karena gaya gravitasi. Sebagai hasil kompresi, suhu dan peningkatan kepadatan, dan urutan baru reaksi termonuklir dimulai. Dalam reaksi seperti itu, unsur-unsur berat disintesis, yang untuk sementara menahan keruntuhan nukleus.
Pada akhirnya, karena semakin banyak elemen berat dari tabel periodik terbentuk, besi -56 disintesis dari silikon. Sampai titik ini, sintesis unsur-unsur melepaskan sejumlah besar energi, tetapi inti besi -56-lah yang memiliki cacat massa maksimum dan pembentukan inti yang lebih berat tidak menguntungkan. Oleh karena itu, ketika inti besi bintang mencapai nilai tertentu, tekanan di dalamnya tidak lagi mampu menahan gaya gravitasi kolosal, dan inti langsung runtuh dengan neutronisasi materinya.
Apa yang terjadi di masa depan tidak sepenuhnya jelas. Tapi apa pun itu, dalam hitungan detik menyebabkan ledakan supernova dengan kekuatan luar biasa.
Ledakan neutrino yang menyertainya memicu gelombang kejut. Pancaran neutrino yang kuat dan medan magnet yang berputar mengeluarkan sebagian besar materi yang dikumpulkan oleh bintang - yang disebut elemen tempat duduk, termasuk besi dan elemen yang lebih ringan. Materi hamburan dibombardir oleh neutron yang dikeluarkan dari nukleus, menangkapnya dan dengan demikian menciptakan satu set elemen yang lebih berat daripada besi, termasuk yang radioaktif, hingga uranium (dan mungkin bahkan kalifornium). Jadi, ledakan supernova menjelaskan keberadaan unsur-unsur yang lebih berat dari besi dalam materi antarbintang.
Gelombang ledakan dan pancaran neutrino membawa material menjauh dari bintang yang sekarat dan masuk ke ruang antarbintang. Selanjutnya, bergerak melalui ruang angkasa, bahan supernova ini dapat bertabrakan dengan puing-puing ruang angkasa lainnya, dan mungkin berpartisipasi dalam pembentukan bintang, planet, atau satelit baru.
Proses yang terjadi selama pembentukan supernova masih dipelajari, dan sejauh ini tidak ada kejelasan tentang masalah ini. Juga dipertanyakan apa yang sebenarnya tersisa dari bintang aslinya. Namun, dua opsi sedang dipertimbangkan:
Bintang neutron
Diketahui bahwa dalam beberapa supernova, gravitasi yang kuat di bagian dalam supergiant memaksa elektron jatuh ke inti atom, di mana mereka bergabung dengan proton untuk membentuk neutron. Gaya elektromagnetik yang memisahkan inti terdekat menghilang. Inti bintang sekarang menjadi bola padat inti atom dan neutron individu.
Bintang-bintang seperti itu, yang dikenal sebagai bintang neutron, berukuran sangat kecil - tidak lebih dari ukuran kota besar - dan memiliki kepadatan yang sangat tinggi. Periode revolusi mereka menjadi sangat pendek karena ukuran bintang berkurang (karena kekekalan momentum sudut). Beberapa membuat 600 putaran per detik. Ketika sumbu yang menghubungkan kutub magnet utara dan selatan dari bintang yang berputar cepat ini menunjuk ke Bumi, pulsa radiasi dapat direkam, berulang pada interval yang sama dengan periode revolusi bintang. Bintang neutron semacam itu disebut "pulsar" dan menjadi bintang neutron pertama yang ditemukan.
Lubang hitam
Tidak semua supernova menjadi bintang neutron. Jika bintang memiliki massa yang cukup besar, maka keruntuhan bintang akan berlanjut dan neutron sendiri akan mulai jatuh ke dalam hingga radiusnya menjadi kurang dari radius Schwarzschild. Setelah itu, bintang tersebut menjadi lubang hitam.
Keberadaan lubang hitam diprediksi oleh relativitas umum. Menurut relativitas umum, materi dan informasi tidak dapat meninggalkan lubang hitam dalam kondisi apa pun. Namun, mekanika kuantum memungkinkan pengecualian untuk aturan ini.
Sejumlah pertanyaan terbuka tetap ada. Kepala di antara mereka: "Apakah ada lubang hitam sama sekali?" Memang, untuk mengatakan dengan pasti bahwa objek tertentu adalah lubang hitam, perlu untuk mengamati cakrawala peristiwanya. Semua upaya untuk melakukan ini telah berakhir dengan kegagalan. Tetapi masih ada harapan, karena beberapa objek tidak dapat dijelaskan tanpa menarik akresi, dan akresi ke objek tanpa permukaan padat, tetapi keberadaan lubang hitam tidak membuktikan hal ini.
Pertanyaannya juga terbuka: mungkinkah sebuah bintang runtuh langsung ke lubang hitam, melewati supernova? Apakah ada supernova yang nantinya akan menjadi lubang hitam? Apa efek yang tepat dari massa awal bintang pada pembentukan objek pada akhir siklus hidupnya?
PENGANTAR
BAB 1. Evolusi Bintang
BAB 2.Fusi termonuklir di perut bintang dan kelahiran bintang
BAB 3. Usia paruh baya seorang bintang
BAB 4. Tahun-tahun berikutnya dan kematian bintang-bintang
KESIMPULAN
literatur
PENGANTAR
Sumber-sumber ilmiah modern menunjukkan bahwa alam semesta terdiri dari 98% bintang, yang "pada gilirannya" adalah elemen utama galaksi. Sumber informasi memberikan berbagai definisi tentang konsep ini, berikut beberapa di antaranya:
Bintang adalah benda langit di mana reaksi termonuklir sedang, akan, atau akan pergi. Bintang adalah bola gas (plasma) yang sangat besar. Terbentuk dari lingkungan gas-debu (hidrogen dan helium) sebagai akibat dari kompresi gravitasi. Suhu materi di bagian dalam bintang diukur dalam jutaan Kelvin, dan di permukaannya - dalam ribuan Kelvin. Energi sebagian besar bintang dilepaskan sebagai hasil reaksi termonuklir dari konversi hidrogen menjadi helium, yang terjadi pada suhu tinggi di daerah dalam. Bintang sering disebut benda utama Semesta, karena mengandung sebagian besar zat bercahaya di alam.
Bintang adalah benda bulat besar yang terdiri dari helium dan hidrogen, serta gas lainnya. Energi bintang terkandung dalam intinya, di mana 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".
BAB 1. Evolusi Bintang
Evolusi bintang- urutan perubahan yang dialami bintang selama hidupnya, yaitu, selama ratusan ribu, jutaan atau miliaran tahun, saat ia memancarkan cahaya dan panas.
Sebuah bintang memulai kehidupannya sebagai awan gas antarbintang yang dingin dan dijernihkan (medium gas yang dimurnikan yang mengisi seluruh ruang di antara bintang-bintang), berkontraksi di bawah 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 menjadi bintang penuh. Tahap pertama kehidupan bintang mirip dengan matahari - itu didominasi oleh reaksi siklus hidrogen. Itu tetap dalam keadaan ini untuk sebagian besar hidupnya, berada di urutan utama diagram Hertzsprung-Russell (Gbr. 1) (menunjukkan hubungan antara magnitudo absolut, luminositas, jenis spektral dan suhu permukaan bintang, 1910), sampai cadangan bahan bakar di intinya. Ketika di pusat bintang semua hidrogen berubah menjadi helium, inti helium terbentuk, dan pembakaran termonuklir hidrogen berlanjut di pinggirannya. Selama periode ini, struktur bintang mulai berubah. Luminositasnya meningkat, lapisan luar mengembang, dan suhu permukaan menurun - bintang menjadi raksasa merah, yang membentuk cabang pada diagram Hertzsprung-Russell. Bintang menghabiskan lebih sedikit waktu di cabang ini daripada di deret utama. Ketika massa inti helium yang terakumulasi menjadi signifikan, ia tidak dapat menahan beratnya sendiri dan mulai menyusut; jika bintang cukup besar, kenaikan suhu pada saat yang sama 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).
Beras. 1. Diagram Hertzsprung-Russell
Evolusi bintang kelas G pada contoh Matahari
BAB 2. Fusi termonuklir di bagian dalam bintang
Pada tahun 1939, ditetapkan bahwa sumber energi bintang adalah fusi termonuklir yang terjadi di bagian dalam bintang. Sebagian besar bintang dipancarkan karena di bagian dalamnya empat proton bergabung melalui serangkaian tahap peralihan menjadi satu partikel alfa. Transformasi ini dapat berlangsung dalam dua cara utama, yang disebut proton-proton, atau siklus p-p, dan karbon-nitrogen, atau siklus CN. Pada bintang bermassa rendah, pelepasan energi terutama disediakan oleh siklus pertama, pada yang berat - oleh yang kedua. Stok bahan bakar nuklir di bintang terbatas dan terus-menerus dihabiskan untuk radiasi. Proses fusi termonuklir, yang melepaskan energi dan mengubah komposisi materi bintang, dikombinasikan dengan gravitasi, yang cenderung menekan bintang dan juga melepaskan energi, serta radiasi dari permukaan, membawa energi yang dilepaskan, adalah kekuatan pendorong utama evolusi bintang.
Kelahiran bintang
Evolusi bintang dimulai di awan molekul raksasa, juga disebut buaian bintang. Sebagian besar ruang "kosong" di galaksi sebenarnya mengandung antara 0,1 dan 1 molekul per cm³. Awan molekul memiliki kerapatan sekitar satu juta molekul per cm³. Massa awan semacam itu melebihi massa Matahari sebanyak 100.000-10.000.000 kali karena ukurannya: dari 50 hingga 300 tahun cahaya.
Selama awan berputar bebas di sekitar pusat galaksi asalnya, tidak ada yang terjadi. Namun, karena ketidakhomogenan medan gravitasi, gangguan dapat muncul di dalamnya, yang mengarah ke konsentrasi massa lokal. Gangguan tersebut menyebabkan keruntuhan gravitasi awan. Salah satu skenario yang mengarah ke ini adalah tabrakan dua awan. Peristiwa lain yang menyebabkan keruntuhan bisa jadi adalah perjalanan awan melalui lengan padat galaksi spiral. Juga, faktor kritis mungkin ledakan supernova terdekat, gelombang kejut yang akan bertabrakan dengan awan molekul dengan kecepatan tinggi. Selain itu, tabrakan galaksi dimungkinkan, yang mampu menyebabkan ledakan pembentukan bintang, karena awan gas di masing-masing galaksi runtuh dalam tabrakan. Secara umum, setiap diskontinuitas gaya yang bekerja pada massa awan dapat memulai proses pembentukan bintang.
Karena ketidakhomogenan yang telah muncul, tekanan gas molekuler tidak dapat lagi mencegah kompresi lebih lanjut, dan gas mulai berkumpul di sekitar pusat bintang masa depan di bawah aksi gaya tarik gravitasi. Setengah dari energi gravitasi yang dilepaskan dihabiskan untuk memanaskan awan, dan setengahnya lagi untuk radiasi cahaya. Di awan, tekanan dan kepadatan meningkat ke arah pusat, dan keruntuhan bagian tengah terjadi lebih cepat daripada bagian perifer. Saat kompresi berlangsung, jalur bebas rata-rata foton berkurang, dan awan menjadi semakin tidak transparan untuk radiasinya sendiri. Hal ini menyebabkan kenaikan suhu yang lebih cepat dan kenaikan tekanan yang lebih cepat. Akibatnya, gradien tekanan menyeimbangkan gaya gravitasi, inti hidrostatik terbentuk, dengan massa sekitar 1% dari massa awan. Momen ini tidak terlihat. Evolusi lebih lanjut dari protobintang adalah pertambahan materi yang terus jatuh pada "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 dari fase protostellar dan awal dari fase bintang muda.
Sebuah bintang massa T dan jari-jari R dapat dicirikan oleh energi potensialnya ... Potensi, atau energi gravitasi bintang disebut kerja yang harus dikeluarkan untuk menyemprotkan materi bintang hingga tak terhingga. Sebaliknya, energi ini dilepaskan ketika bintang berkontraksi, mis. dengan penurunan radius. Nilai energi ini dapat dihitung dengan menggunakan rumus:
Energi potensial Matahari sama dengan: E = 5,9 10 41 J.
Sebuah studi teoretis tentang proses kontraksi gravitasi sebuah bintang menunjukkan bahwa sekitar setengah dari energi potensialnya dipancarkan oleh bintang, sementara separuh lainnya dihabiskan untuk menaikkan suhu massanya menjadi sekitar sepuluh juta Kelvin. Namun, tidak sulit untuk diyakinkan bahwa Matahari akan menerangi energi ini dalam 23 juta tahun. Jadi, kompresi gravitasi dapat menjadi sumber energi untuk bintang hanya pada beberapa tahap perkembangannya yang agak singkat.
Teori fusi termonuklir dirumuskan pada tahun 1938 oleh fisikawan Jerman Karl Weizsacker dan Hans Bethe. Prasyarat untuk ini adalah, pertama, penentuan pada tahun 1918 oleh F. Aston (Inggris) massa atom helium, yaitu 3,97 massa atom hidrogen. , kedua, identifikasi pada tahun 1905 tentang hubungan antara berat badan T dan energinya E dalam bentuk rumus Einstein:
di mana c adalah kecepatan cahaya, ketiga, penemuan pada tahun 1929 bahwa, karena efek terowongan, dua partikel bermuatan sama (dua proton) dapat saling mendekati pada jarak di mana gaya tarik-menarik akan lebih besar, serta penemuan pada tahun 1932 dari positron e + dan neutron n.
Yang pertama dan paling efektif dari reaksi fusi termonuklir adalah pembentukan empat proton p dari inti atom helium sesuai dengan skema:
Sangat penting apa yang muncul di sini cacat massa: massa inti helium adalah 4.00389 sma, sedangkan massa keempat proton adalah 4.03252 sma. Menggunakan rumus Einstein, kami menghitung energi yang dilepaskan selama pembentukan satu inti helium:
Mudah untuk menghitung bahwa jika Matahari pada tahap awal perkembangannya terdiri dari satu hidrogen, maka transformasinya menjadi helium akan cukup untuk keberadaan Matahari sebagai bintang dengan kehilangan energi saat ini sekitar 100 miliar tahun. Faktanya, kita berbicara tentang "kelelahan" sekitar 10% hidrogen dari bagian terdalam bintang, di mana suhunya cukup untuk reaksi fusi.
Reaksi sintesis helium dapat berlangsung dalam dua cara. Yang pertama disebut pp-siklus, kedua - DENGAN TIDAK ADA siklus. Dalam kedua kasus, dua kali di setiap inti helium, proton berubah menjadi neutron sesuai dengan skema:
,
di mana V- neutrino.
Tabel 1 menunjukkan waktu rata-rata dari masing-masing reaksi fusi termonuklir, interval di mana jumlah partikel awal akan berkurang sebesar e satu kali.
Tabel 1. Reaksi sintesis helium.
Efisiensi reaksi sintesis dicirikan oleh kekuatan sumber, jumlah energi yang dilepaskan per satuan massa materi per satuan waktu. Ini mengikuti dari teori bahwa
, sedangkan . Batas suhu T, di atas mana peran utama tidak akan dimainkan hal-, A siklus CNO, sama dengan 15 10 6 K. Di bagian dalam Matahari, peran utama akan dimainkan oleh hal- siklus. Justru karena reaksi pertama memiliki karakteristik waktu yang sangat lama (14 miliar tahun), Matahari dan bintang-bintang serupa melewati jalur evolusi mereka selama sekitar sepuluh miliar tahun. Untuk bintang putih yang lebih masif, waktu ini puluhan dan ratusan kali lebih pendek, karena waktu karakteristik reaksi utama jauh lebih singkat. CNO- siklus.Jika suhu di bagian dalam bintang setelah kehabisan hidrogen di sana mencapai ratusan juta kelvin, dan ini mungkin untuk bintang dengan massa T> 1,2m , maka reaksi pengubahan helium menjadi karbon menjadi sumber energi sesuai skema:
... Perhitungan menunjukkan bahwa bintang tersebut akan menghabiskan cadangan helium dalam waktu sekitar 10 juta tahun. Jika massanya cukup besar, inti terus menyusut dan pada suhu di atas 500 juta derajat, reaksi sintesis inti atom yang lebih kompleks menjadi mungkin sesuai dengan skema: 
Pada suhu yang lebih tinggi, reaksi seperti itu terjadi:
dll. hingga pembentukan inti besi. Ini adalah reaksi eksotermik, karena jalurnya, energi dilepaskan.
Seperti yang kita ketahui, energi yang dipancarkan bintang ke ruang sekitarnya dilepaskan di bagian dalamnya dan secara bertahap merembes ke permukaan bintang. Perpindahan energi melalui ketebalan zat bintang ini dapat dilakukan melalui dua mekanisme: transfer bercahaya atau konveksi.
Dalam kasus pertama, kita berbicara tentang penyerapan ganda dan emisi ulang kuanta. Faktanya, dengan setiap tindakan tersebut, pemisahan kuanta terjadi, oleh karena itu, alih-alih -kuanta keras yang muncul selama fusi termonuklir di bagian dalam bintang, jutaan kuanta berenergi rendah mencapai permukaannya. Dalam hal ini, hukum kekekalan energi terpenuhi.
Dalam teori transfer energi, konsep panjang lintasan bebas kuantum frekuensi tertentu diperkenalkan. Sangat mudah untuk mengetahui bahwa dalam kondisi atmosfer bintang, jalur bebas kuantum tidak melebihi beberapa sentimeter. Dan waktu yang dibutuhkan kuanta energi untuk merembes dari pusat bintang ke permukaannya diukur dalam jutaan tahun.Namun, di bagian dalam bintang, kondisi yang mungkin muncul di mana keseimbangan pancaran seperti itu dilanggar. Air berperilaku serupa dalam bejana yang dipanaskan dari bawah. Untuk waktu tertentu, cairan berada dalam keadaan setimbang di sini, karena molekul, setelah menerima energi berlebih langsung dari dasar bejana, berhasil mentransfer sebagian energi karena tumbukan ke molekul lain yang lebih tinggi. Ini menetapkan gradien suhu tertentu di kapal dari bawah ke tepi atas. Namun, seiring waktu, laju di mana molekul dapat mentransfer energi ke atas melalui tumbukan menjadi kurang dari laju perpindahan panas dari bawah. Mendidih set in - perpindahan panas dengan gerakan langsung materi.
Bagian satu ASPEK ASTRONOMI MASALAH
4. Evolusi bintang Astronomi modern memiliki sejumlah besar argumen yang mendukung pernyataan bahwa bintang-bintang terbentuk oleh kondensasi awan gas dan debu medium antarbintang. Proses pembentukan bintang dari lingkungan ini terus berlanjut hingga saat ini. Penjelasan tentang keadaan ini adalah salah satu pencapaian terbesar astronomi modern. Sampai baru-baru ini, diyakini bahwa semua bintang terbentuk hampir bersamaan, miliaran tahun yang lalu. Runtuhnya konsep-konsep metafisika ini difasilitasi, pertama-tama, oleh kemajuan astronomi observasional dan perkembangan teori struktur dan evolusi bintang-bintang. Akibatnya, menjadi jelas bahwa banyak bintang yang diamati adalah objek yang relatif muda, dan beberapa di antaranya muncul ketika sudah ada manusia di Bumi. Argumen penting yang mendukung kesimpulan bahwa bintang terbentuk dari medium gas dan debu antarbintang adalah lokasi kelompok bintang muda (disebut "asosiasi") di lengan spiral Galaksi. Intinya adalah, menurut pengamatan astronomi radio, gas antarbintang terkonsentrasi terutama di lengan spiral galaksi. Secara khusus, ini juga terjadi di galaksi kita. Selain itu, dari "gambar radio" terperinci dari beberapa galaksi yang dekat dengan kita, dapat disimpulkan bahwa kepadatan tertinggi gas antarbintang diamati di tepi bagian dalam (sehubungan dengan pusat galaksi yang sesuai) dari spiral, yang menemukan alam penjelasan, rincian yang kita tidak bisa memikirkan di sini. Tetapi di bagian spiral inilah "zona HII", yaitu awan gas antarbintang yang terionisasi, diamati dengan metode astronomi optik. Dalam bab. 3 sudah dikatakan bahwa alasan ionisasi awan seperti itu hanya dapat berupa radiasi ultraviolet dari bintang-bintang panas yang masif - benda-benda yang jelas-jelas muda (lihat di bawah). Inti dari masalah evolusi bintang adalah pertanyaan tentang sumber energinya. Memang, dari mana datangnya, misalnya, dari sejumlah besar energi yang dibutuhkan untuk mempertahankan radiasi Matahari kira-kira pada tingkat yang diamati selama beberapa miliar tahun? Setiap detik Matahari memancarkan 4x10 33 erg, dan selama 3 miliar tahun telah memancarkan 4x10 50 erg. Tidak ada keraguan bahwa usia Matahari adalah sekitar 5 miliar tahun. Ini mengikuti setidaknya dari perkiraan modern usia Bumi menggunakan berbagai metode radioaktif. Tidak mungkin Matahari "lebih muda" dari Bumi. Pada abad terakhir dan awal abad ini, berbagai hipotesis diajukan tentang sifat sumber energi Matahari dan bintang-bintang. Beberapa ilmuwan, misalnya, percaya bahwa sumber energi matahari adalah jatuhan terus menerus dari benda-benda meteorik di permukaannya, yang lain mencari sumber dalam kompresi Matahari yang terus-menerus. Energi potensial yang dilepaskan selama proses seperti itu, dalam kondisi tertentu, dapat berubah menjadi radiasi. Seperti yang akan kita lihat di bawah, sumber ini pada tahap awal evolusi bintang bisa sangat efektif, tetapi sama sekali tidak dapat menyediakan radiasi Matahari untuk waktu yang diperlukan. Kemajuan dalam fisika nuklir memungkinkan untuk memecahkan masalah sumber energi bintang pada akhir tiga puluhan abad kita. Sumber semacam itu adalah reaksi fusi termonuklir yang terjadi di bagian dalam bintang pada suhu yang sangat tinggi yang berlaku di sana (sekitar sepuluh juta Kelvin). Sebagai hasil dari reaksi-reaksi ini, yang kecepatannya sangat bergantung pada suhu, proton diubah menjadi inti helium, dan energi yang dilepaskan perlahan-lahan "meresap" melalui perut bintang-bintang dan, akhirnya, diubah secara signifikan, dipancarkan ke ruang dunia. Ini adalah sumber yang sangat kuat. Jika kita berasumsi bahwa pada awalnya Matahari hanya terdiri dari hidrogen, yang sebagai hasil reaksi termonuklir sepenuhnya berubah menjadi helium, maka jumlah energi yang dilepaskan akan menjadi sekitar 10 52 erg. Jadi, untuk mempertahankan radiasi pada tingkat yang diamati selama miliaran tahun, cukup bagi Matahari untuk "menghabiskan" tidak lebih dari 10% dari pasokan hidrogen aslinya. Sekarang kita bisa menyajikan gambaran evolusi sebuah bintang sebagai berikut. Untuk beberapa alasan (ada beberapa di antaranya), awan gas antarbintang dan medium debu mulai mengembun. Segera (tentu saja, dalam skala astronomi!), Di bawah pengaruh gaya gravitasi universal, bola gas buram yang relatif padat terbentuk dari awan ini. Sebenarnya, bola ini belum bisa disebut bintang, karena suhu di daerah pusatnya tidak cukup untuk memulai reaksi termonuklir. Tekanan gas di dalam bola belum mampu mengimbangi gaya tarik-menarik masing-masing bagiannya, sehingga akan terus terkompresi. Beberapa astronom sebelumnya percaya bahwa "protobintang" seperti itu diamati pada masing-masing nebula dalam bentuk formasi kompak yang sangat gelap, yang disebut globul (Gbr. 12). Kemajuan dalam astronomi radio, bagaimanapun, memaksa untuk meninggalkan sudut pandang yang agak naif (lihat di bawah). Biasanya, tidak satu protobintang terbentuk pada saat yang sama, tetapi kelompok yang lebih atau kurang banyak dari mereka. Di masa depan, kelompok-kelompok ini menjadi asosiasi dan gugus bintang, yang dikenal oleh para astronom. Sangat mungkin bahwa pada tahap yang sangat awal dalam evolusi sebuah bintang, gumpalan dengan massa yang lebih rendah terbentuk di sekitarnya, yang kemudian secara bertahap berubah menjadi planet (lihat. ch. sembilan).Beras. 12. Gelembung di nebula difusi
Ketika protobintang berkontraksi, suhunya naik dan sebagian besar energi potensial yang dilepaskan terpancar ke ruang sekitarnya. Karena dimensi bola gas yang mengerut sangat besar, radiasi dari satu unit permukaannya tidak akan signifikan. Karena fluks radiasi dari satu unit permukaan sebanding dengan pangkat empat suhu (hukum Stefan-Boltzmann), suhu lapisan permukaan bintang relatif rendah, sedangkan luminositasnya hampir sama dengan bintang biasa. dengan massa yang sama. Oleh karena itu, pada diagram spektrum-luminositas, bintang-bintang tersebut akan ditempatkan di sebelah kanan deret utama, yaitu, mereka akan jatuh ke wilayah raksasa merah atau katai merah, tergantung pada nilai massa awalnya. Di masa depan, protobintang terus menyusut. Ukurannya menjadi lebih kecil, dan suhu permukaan meningkat, akibatnya spektrum menjadi semakin "awal". Dengan demikian, bergerak di sepanjang diagram "spektrum - luminositas", protobintang akan lebih cepat "duduk" di deret utama. Selama periode ini, suhu bagian dalam bintang sudah cukup untuk memulai reaksi termonuklir di sana. Dalam hal ini, tekanan gas di dalam bintang masa depan menyeimbangkan daya tarik dan bola gas berhenti berkontraksi. Protobintang menjadi bintang. Dibutuhkan waktu yang relatif sedikit bagi protobintang untuk melewati tahap awal evolusi mereka. Jika, misalnya, massa protobintang lebih besar dari Matahari, hanya diperlukan beberapa juta tahun, jika kurang, beberapa ratus juta tahun. Karena waktu evolusi protobintang relatif singkat, sulit untuk mendeteksi fase paling awal dari evolusi bintang. Namun, bintang-bintang di tahap ini tampaknya diamati. Kami mengacu pada bintang T Tauri yang sangat menarik, biasanya terbenam dalam nebula gelap. Pada tahun 1966, secara tak terduga, menjadi mungkin untuk mengamati protobintang pada tahap awal evolusinya. Kami telah menyebutkan dalam bab ketiga buku ini tentang penemuan dengan metode radio astronomi sejumlah molekul dalam medium antarbintang, terutama OH hidroksil dan uap air H2O. Sangat mengejutkan bagi astronom radio ketika, ketika memindai langit pada panjang gelombang 18 cm, sesuai dengan garis radio OH, sumber terang, sangat kompak (yaitu, memiliki dimensi sudut kecil) ditemukan. Ini sangat tidak terduga sehingga pada awalnya mereka bahkan menolak untuk percaya bahwa jalur radio yang terang seperti itu dapat dimiliki oleh molekul hidroksil. Telah dihipotesiskan bahwa garis-garis ini milik beberapa zat yang tidak diketahui, yang segera diberi nama "sesuai" "Misterium". Namun, "misteri" itu segera berbagi nasib "saudara" optiknya - "nebulia" dan "corona". Faktanya adalah bahwa selama beberapa dekade garis terang nebula dan korona matahari tidak cocok untuk diidentifikasi dengan garis spektral yang diketahui. Oleh karena itu, mereka dikaitkan dengan elemen hipotetis tertentu yang tidak diketahui di bumi - "nebulium" dan "corona". Jangan tersenyum merendahkan pada ketidaktahuan para astronom di awal abad kita: bagaimanapun juga, teori atom tidak ada saat itu! Perkembangan fisika tidak meninggalkan ruang untuk "langit" eksotis dalam sistem periodik Mendeleev: pada tahun 1927 "nebulium" dibantah, garis-garis yang secara andal diidentifikasi dengan garis "terlarang" oksigen dan nitrogen terionisasi, dan pada tahun 1939 -1941 . diperlihatkan dengan meyakinkan bahwa garis-garis "koronium" yang misterius itu milik atom-atom besi, nikel, dan kalsium yang berlipat ganda. Jika butuh beberapa dekade untuk "membongkar" "nebulium" dan "codonium", maka hanya beberapa minggu setelah penemuan itu menjadi jelas bahwa garis-garis "misterium" milik hidroksil biasa, tetapi hanya dalam kondisi luar biasa. Pengamatan lebih lanjut, pertama-tama, mengungkapkan bahwa sumber "misteri" memiliki dimensi sudut yang sangat kecil. Hal ini ditunjukkan dengan bantuan metode penelitian yang saat itu masih baru dan sangat efektif, yang disebut "interferometri radio dasar yang sangat panjang". Inti dari metode ini direduksi menjadi pengamatan sumber secara simultan pada dua teleskop radio yang terletak pada jarak beberapa ribu km dari satu sama lain. Ternyata, resolusi sudut dalam hal ini ditentukan oleh rasio panjang gelombang dengan jarak antara teleskop radio. Dalam kasus kami, nilai ini bisa menjadi ~ 3x10 -8 rad atau beberapa seperseribu detik busur! Perhatikan bahwa dalam astronomi optik, resolusi sudut seperti itu masih belum sepenuhnya tercapai. Pengamatan semacam itu telah menunjukkan bahwa setidaknya ada tiga kelas sumber "misteri". Kami akan tertarik pada sumber kelas 1 di sini. Semuanya terletak di dalam nebula terionisasi gas, misalnya di nebula Orion yang terkenal. Seperti yang telah disebutkan, ukurannya sangat kecil, ribuan kali lebih kecil dari ukuran nebula. Yang paling menarik, mereka memiliki struktur ruang yang kompleks. Pertimbangkan, misalnya, sebuah sumber di nebula yang disebut W3.
Beras. 13. Profil dari empat komponen garis hidroksil
dalam gambar. 13 menunjukkan profil garis OH yang dipancarkan oleh sumber ini. Seperti yang Anda lihat, itu terdiri dari sejumlah besar garis terang sempit. Setiap garis sesuai dengan kecepatan gerakan tertentu di sepanjang garis pandang awan yang memancarkan garis ini. Besarnya kecepatan ini ditentukan oleh efek Doppler. Perbedaan kecepatan (sepanjang garis pandang) antara awan yang berbeda mencapai ~ 10 km / s. Pengamatan interferometrik di atas menunjukkan bahwa awan yang memancarkan setiap garis tidak berhimpitan secara spasial. Gambarnya adalah sebagai berikut: di dalam area berukuran sekitar 1,5 detik, sekitar 10 awan kompak bergerak dengan kecepatan berbeda. Setiap awan memancarkan satu baris (dalam frekuensi) tertentu. Dimensi sudut awan sangat kecil, hanya seperseribu detik busur. Karena jarak ke nebula W3 diketahui (sekitar 2000 pc), dimensi sudut dapat dengan mudah diubah menjadi dimensi linier. Ternyata dimensi linier daerah tempat awan bergerak berada pada orde 10 -2 pc, dan dimensi masing-masing awan hanya orde besarnya lebih besar dari jarak Bumi ke Matahari. Muncul pertanyaan: awan macam apa ini dan mengapa mereka memancarkan hidroksil di saluran radio dengan sangat kuat? Jawaban atas pertanyaan kedua diterima segera. Ternyata mekanisme emisi sangat mirip dengan yang diamati di laboratorium maser dan laser. Jadi, sumber "misteri" itu adalah maser kosmik alam raksasa yang beroperasi pada panjang gelombang garis hidroksil 18 cm. Dalam maser (dan pada frekuensi optik dan inframerah - dalam laser) kecerahan garis yang sangat besar dicapai, dan spektrumnya lebarnya kecil... Seperti diketahui, amplifikasi radiasi dalam garis karena efek ini dimungkinkan ketika media di mana radiasi menyebar "diaktifkan" dalam beberapa cara. Ini berarti bahwa beberapa sumber energi "eksternal" (yang disebut "pemompaan") membuat konsentrasi atom atau molekul pada tingkat awal (atas) menjadi sangat tinggi. Maser atau laser tidak mungkin tanpa "pompa" yang konstan. Pertanyaan tentang sifat mekanisme untuk "memompa" maser kosmik akhirnya belum terpecahkan. Namun, radiasi infra merah yang agak kuat kemungkinan besar akan "dipompa". Mekanisme "pemompaan" lain yang mungkin adalah beberapa reaksi kimia. Perlu menginterupsi cerita kita tentang maser kosmik untuk memikirkan fenomena menakjubkan yang ditemui para astronom di luar angkasa. Salah satu penemuan teknis terbesar di abad kita yang bergejolak, yang memainkan peran penting dalam revolusi ilmiah dan teknologi yang kita alami sekarang, mudah diwujudkan dalam kondisi alami dan, terlebih lagi, dalam skala besar! Fluks emisi radio dari beberapa maser kosmik begitu besar sehingga dapat dideteksi bahkan pada tingkat teknis astronomi radio 35 tahun yang lalu, yaitu, bahkan sebelum penemuan maser dan laser! Untuk melakukan ini, perlu "hanya" untuk mengetahui panjang gelombang yang tepat dari tautan radio OH dan menjadi tertarik pada masalahnya. Omong-omong, ini bukan pertama kalinya masalah ilmiah dan teknis terpenting yang dihadapi umat manusia diwujudkan dalam kondisi alam. Reaksi termonuklir yang mendukung radiasi Matahari dan bintang (lihat di bawah) telah mendorong pengembangan dan implementasi proyek untuk memperoleh "bahan bakar" nuklir di Bumi, yang di masa depan harus menyelesaikan semua masalah energi kita. Sayangnya, kita masih jauh dari menyelesaikan masalah yang paling penting ini, yang diselesaikan oleh alam "dengan mudah". Satu setengah abad yang lalu, Fresnel, pendiri teori gelombang cahaya, berkomentar (pada kesempatan lain, tentu saja): "Alam menertawakan kesulitan kita." Seperti yang Anda lihat, komentar Fresnel bahkan lebih benar hari ini. Mari kita kembali, bagaimanapun, ke maser kosmik. Meskipun mekanisme "pemompaan" maser ini masih belum sepenuhnya jelas, orang masih dapat membentuk gambaran kasar tentang kondisi fisik awan yang memancarkan garis 18 cm oleh mekanisme maser. awan ini cukup padat: dalam sentimeter kubik setidaknya ada 10 8 -10 9 partikel, dan sebagian besar (dan mungkin sebagian besar) dari mereka adalah molekul. Suhu tidak mungkin melebihi dua ribu Kelvin, kemungkinan besar berada di urutan 1000 Kelvin. Sifat-sifat ini sangat kontras dengan awan gas antarbintang yang paling padat sekalipun. Mengingat ukuran awan yang masih relatif kecil, kami tanpa sadar sampai pada kesimpulan bahwa mereka agak menyerupai atmosfer bintang super raksasa yang agak dingin. Sangat mungkin bahwa awan ini tidak lebih dari tahap awal perkembangan protobintang, segera setelah kondensasinya dari medium antarbintang. Fakta lain juga mendukung pernyataan ini (yang diungkapkan oleh penulis buku ini pada tahun 1966). Bintang panas muda terlihat di nebula di mana maser kosmik diamati (lihat di bawah). Akibatnya, baru-baru ini berakhir dan, kemungkinan besar, berlanjut hingga saat ini, proses pembentukan bintang. Mungkin hal yang paling aneh adalah, seperti yang ditunjukkan oleh pengamatan astronomi radio, maser kosmik jenis ini, seolah-olah, "terbenam" dalam awan kecil hidrogen terionisasi yang sangat padat. Awan ini mengandung banyak debu kosmik, yang membuatnya tidak dapat diamati dalam jangkauan optik. "Kepompong" ini terionisasi oleh bintang muda yang panas di dalamnya. Dalam mempelajari proses pembentukan bintang, astronomi inframerah terbukti sangat berguna. Memang, untuk sinar inframerah, penyerapan cahaya antarbintang tidak begitu penting. Sekarang kita dapat membayangkan gambar berikut: dari awan medium antarbintang, melalui kondensasinya, beberapa gumpalan massa yang berbeda terbentuk, berkembang menjadi protobintang. Laju evolusinya berbeda: untuk rumpun yang lebih masif akan lebih tinggi (lihat Tabel 2 di bawah). Oleh karena itu, pertama-tama, ia akan berubah menjadi bintang terpanas dari kumpulan paling masif, sementara sisanya akan bertahan untuk waktu yang kurang lebih lama di tahap protobintang. Kami mengamati mereka sebagai sumber radiasi maser di sekitar bintang panas "baru lahir", yang mengionisasi hidrogen "kepompong" yang belum terkondensasi menjadi gumpalan. Tentu saja, skema kasar ini akan disempurnakan lebih lanjut, dan tentu saja, perubahan signifikan akan dilakukan. Tetapi faktanya tetap: tiba-tiba ternyata untuk beberapa waktu (kemungkinan besar, relatif pendek) protostar yang baru lahir, secara kiasan, "berteriak" tentang kelahiran mereka, menggunakan metode radiofisika kuantum terbaru (yaitu, maser) ... 2 tahun setelah penemuan maser luar angkasa pada hidroksil (garis 18 cm) - ditemukan bahwa sumber yang sama secara bersamaan memancarkan (juga dengan mekanisme maser) garis uap air, panjang gelombangnya adalah 1,35 cm. " maser bahkan lebih besar dari " hidroksil " ". Awan yang memancarkan garis H2O, meskipun volumenya sama kecil dengan awan "hidroksil", bergerak dengan kecepatan berbeda dan jauh lebih kompak. Tidak menutup kemungkinan bahwa jalur maser * lainnya juga akan ditemukan dalam waktu dekat. Jadi, secara tak terduga, astronomi radio mengubah masalah klasik pembentukan bintang menjadi cabang astronomi observasi **. Begitu berada di deret utama dan berhenti berkontraksi, bintang itu memancar untuk waktu yang lama secara praktis tanpa mengubah posisinya pada diagram spektrum-luminositas. Radiasinya didukung oleh reaksi termonuklir yang terjadi di wilayah tengah. Dengan demikian, urutan utamanya adalah, seolah-olah, tempat kedudukan titik-titik pada spektrum - diagram luminositas, di mana sebuah bintang (tergantung pada massanya) dapat memancarkan untuk waktu yang lama dan terus-menerus karena reaksi termonuklir. Tempat sebuah bintang pada deret utama ditentukan oleh massanya. Perlu dicatat bahwa ada satu parameter lagi yang menentukan posisi bintang pemancar kesetimbangan pada diagram spektrum-luminositas. Parameter ini adalah komposisi kimia awal bintang. Jika kandungan relatif unsur-unsur berat berkurang, bintang akan "berbaring" pada diagram di bawah ini. Keadaan inilah yang menjelaskan keberadaan urutan subdwarfs. Seperti disebutkan di atas, kelimpahan relatif unsur-unsur berat di bintang-bintang ini puluhan kali lebih sedikit daripada di bintang-bintang deret utama. Waktu tinggal bintang pada deret utama ditentukan oleh massa awalnya. Jika massanya besar, radiasi bintang memiliki kekuatan yang luar biasa dan dengan cepat menghabiskan cadangan "bahan bakar" hidrogennya. Jadi, misalnya, bintang-bintang dari deret utama dengan massa beberapa puluh kali lebih besar dari massa matahari (ini adalah raksasa biru panas kelas spektral O) dapat terus memancarkan, berada di urutan ini hanya beberapa juta tahun, sedangkan bintang dengan massa yang dekat dengan matahari, berada di deret utama selama 10-15 miliar tahun. Di bawah ini adalah tabel. 2, yang memberikan durasi kontraksi gravitasi yang dihitung dan tetap pada deret utama untuk bintang-bintang dari jenis spektral yang berbeda. Tabel yang sama menunjukkan nilai massa, jari-jari, dan luminositas bintang dalam satuan surya.
Meja 2
| bertahun-tahun | |||||
|
Kelas spektral |
Kilau |
kompresi gravitasi |
urutan utama | ||
|
G2 (Matahari) |
|||||
Beras. 14. Jejak evolusi untuk bintang dengan massa berbeda pada diagram "suhu luminositas"
Beras. 15. Hertzsprung - Diagram Russell untuk gugus bintang NGC 2254
Beras. 16. Hertzsprung - Diagram Russell untuk gugus bola M 3. Sumbu vertikal - magnitudo relatif
Pada diagram yang sesuai, seluruh deret utama terlihat jelas, termasuk bagian kiri atasnya, di mana bintang-bintang masif yang panas berada (indeks warna 0,2 sesuai dengan suhu 20 ribu K, mis., spektrum kelas B). Gugus bola M 3 adalah objek "lama". Jelas bahwa hampir tidak ada bintang di bagian atas diagram deret utama untuk cluster ini. Di sisi lain, cabang raksasa merah di M 3 sangat kaya diwakili, sedangkan di NGC 2254 ada sangat sedikit raksasa merah. Hal ini dapat dimengerti: di kluster tua M 3, sejumlah besar bintang telah meninggalkan deret utama, sedangkan di kluster muda NGC 2254 ini hanya terjadi dengan sejumlah kecil bintang yang relatif masif dan berkembang pesat. Patut dicatat bahwa cabang raksasa untuk 3 naik cukup curam, sedangkan untuk NGC 2254 hampir horizontal. Dari sudut pandang teori, ini dapat dijelaskan dengan kandungan unsur-unsur berat yang jauh lebih rendah di M 3. Dan memang, pada bintang-bintang dari gugus bola (dan juga di bintang-bintang lain yang tidak terlalu berkonsentrasi pada bidang galaksi seperti menuju pusat galaksi) kelimpahan relatif unsur-unsur berat tidak signifikan ... Pada diagram "indeks warna - luminositas" untuk 3 satu lagi cabang yang hampir horizontal terlihat. Tidak ada cabang analog dalam diagram yang diplot untuk NGC 2254. Teori tersebut menjelaskan munculnya cabang ini sebagai berikut. Setelah suhu inti helium padat bintang - raksasa merah - mencapai 100-150 juta K, reaksi nuklir baru akan dimulai di sana. Reaksi ini terdiri dari pembentukan inti karbon dari tiga inti helium. Segera setelah reaksi ini dimulai, kompresi nukleus akan berhenti. Lapisan permukaan lebih lanjut
bintang-bintang meningkatkan suhunya dan bintang pada diagram spektrum-luminositas akan bergerak ke kiri. Dari bintang-bintang seperti itulah cabang horizontal ketiga dari diagram untuk M 3 terbentuk.
Beras. 17. Konsolidasi Hertzsprung - diagram Russell untuk 11 gugus bintang
dalam gambar. 17 secara skematis menunjukkan diagram ringkasan "warna - luminositas" untuk 11 cluster, di mana dua (M 3 dan M 92) berbentuk bulat. Jelas terlihat bagaimana barisan utama "ditekuk" ke kanan dan ke atas dalam kelompok yang berbeda sesuai sepenuhnya dengan konsep teoritis yang telah dibahas. Dari gambar. 17, Anda bisa langsung membedakan cluster mana yang masih muda dan mana yang sudah tua. Misalnya, kluster "ganda" X dan h Perseus masih muda. Ini "mempertahankan" sebagian besar dari urutan utama. Cluster M 41 lebih tua, cluster Hyades bahkan lebih tua, dan yang paling tua adalah cluster M 67, diagram warna-luminositas yang sangat mirip dengan diagram analog untuk cluster globular M 3 dan M 92. Hanya raksasa cabang gugus bola lebih tinggi sesuai dengan perbedaan komposisi kimia, yang telah disebutkan sebelumnya. Dengan demikian, data pengamatan sepenuhnya mengkonfirmasi dan mendukung kesimpulan teori. Tampaknya sulit untuk mengharapkan tes observasional dari teori proses di interior bintang, yang tertutup dari kita oleh lapisan besar materi bintang. Namun, di sini juga, teori terus dipantau oleh praktik pengamatan astronomi. Perlu dicatat bahwa kompilasi sejumlah besar diagram "warna - luminositas" membutuhkan kerja besar para astronom-pengamat dan peningkatan radikal dalam metode pengamatan. Di sisi lain, keberhasilan teori struktur internal dan evolusi bintang tidak akan mungkin terjadi tanpa teknologi komputasi modern yang didasarkan pada penggunaan mesin penghitung elektronik berkecepatan tinggi. Penelitian di bidang fisika nuklir juga telah memberikan jasa yang tak ternilai bagi teori tersebut, yang memungkinkan untuk memperoleh karakteristik kuantitatif dari reaksi nuklir yang terjadi di interior bintang. Tidak berlebihan jika dikatakan bahwa perkembangan teori struktur dan evolusi bintang merupakan salah satu pencapaian terbesar astronomi pada paruh kedua abad ke-20. Perkembangan fisika modern membuka kemungkinan verifikasi pengamatan langsung terhadap teori struktur internal bintang, dan khususnya matahari. Kita berbicara tentang kemungkinan mendeteksi fluks neutrino yang kuat, yang seharusnya dipancarkan Matahari jika reaksi nuklir terjadi di bagian dalamnya. Telah diketahui dengan baik bahwa neutrino berinteraksi sangat lemah dengan partikel elementer lainnya. Jadi, misalnya, neutrino dapat terbang hampir tanpa penyerapan melalui seluruh ketebalan Matahari, sedangkan sinar-X dapat melewati tanpa penyerapan hanya melalui beberapa milimeter materi di interior matahari. Jika kita membayangkan bahwa seberkas neutrino yang kuat dengan energi masing-masing partikel di
Ini menempati titik di sudut kanan atas: ia memiliki luminositas tinggi dan suhu rendah. Radiasi utama terjadi pada rentang inframerah. Radiasi dari cangkang berdebu yang dingin mencapai kita. Dalam perjalanan evolusi, posisi bintang pada diagram akan berubah. Satu-satunya sumber energi pada tahap ini adalah kompresi gravitasi. Oleh karena itu, bintang bergerak agak cepat sejajar dengan sumbu ordinat.
Suhu permukaan tidak berubah, tetapi jari-jari dan luminositas berkurang. Suhu di pusat bintang naik, mencapai nilai di mana reaksi dimulai dengan elemen ringan: lithium, berilium, boron, yang cepat terbakar, tetapi berhasil memperlambat kompresi. Lintasan berputar sejajar dengan sumbu ordinat, suhu di permukaan bintang naik, dan luminositas praktis tetap konstan. Akhirnya, di pusat bintang, reaksi pembentukan helium dari hidrogen (pembakaran hidrogen) dimulai. Bintang keluar ke deret utama.
Durasi tahap awal ditentukan oleh massa bintang. Untuk bintang jenis Matahari, itu adalah sekitar 1 juta tahun, untuk bintang dengan massa 10 M kira-kira 1000 kali lebih kecil, dan untuk bintang bermassa 0,1 M ribuan kali lebih banyak.
Bintang muda bermassa rendah
Pada awal evolusinya, bintang bermassa rendah memiliki inti pancaran dan selubung konvektif (Gbr. 82, I).
Pada tahap deret utama, bintang bersinar karena pelepasan energi dalam reaksi nuklir konversi hidrogen menjadi helium. Cadangan hidrogen memberikan luminositas bintang dengan massa 1 M selama sekitar 10 10 tahun. Bintang dengan massa yang lebih besar mengkonsumsi hidrogen lebih cepat: misalnya, bintang dengan massa 10 M akan menghabiskan hidrogen dalam waktu kurang dari 107 tahun (luminositas sebanding dengan pangkat empat massa).
Bintang bermassa rendah
Saat hidrogen terbakar, daerah pusat bintang menyusut dengan kuat.
Bintang besar
Setelah mencapai deret utama, evolusi bintang bermassa besar (>1,5 .) M) ditentukan oleh kondisi pembakaran bahan bakar nuklir di bagian dalam bintang. Pada tahap deret utama, ini adalah pembakaran hidrogen, tetapi, berbeda dengan bintang bermassa rendah, reaksi siklus karbon-nitrogen mendominasi di inti. Dalam siklus ini, atom C dan N bertindak sebagai katalis. Laju pelepasan energi dalam reaksi siklus seperti itu sebanding dengan T 17. Oleh karena itu, inti konvektif terbentuk di inti, dikelilingi oleh zona di mana transfer energi dilakukan oleh radiasi.
Luminositas bintang bermassa besar jauh lebih tinggi daripada luminositas Matahari, dan hidrogen dikonsumsi lebih cepat. Ini disebabkan oleh fakta bahwa suhu di pusat bintang-bintang tersebut juga jauh lebih tinggi.
Ketika proporsi hidrogen dalam bahan inti konvektif menurun, laju pelepasan energi menurun. Tetapi karena laju pelepasan ditentukan oleh luminositas, inti mulai menyusut, dan laju pelepasan energi tetap konstan. Pada saat yang sama, bintang mengembang dan masuk ke wilayah raksasa merah.
Bintang bermassa rendah
Pada saat hidrogen benar-benar terbakar, inti helium kecil terbentuk di pusat bintang bermassa rendah. Di inti, kerapatan materi dan suhu masing-masing mencapai nilai 109 kg / m dan 108 K. Pembakaran hidrogen terjadi pada permukaan inti. Saat suhu inti naik, laju pembakaran hidrogen meningkat, dan luminositas meningkat. Zona bercahaya secara bertahap menghilang. Dan karena peningkatan kecepatan aliran konvektif, lapisan luar bintang membengkak. Ukuran dan luminositasnya meningkat - bintang berubah menjadi raksasa merah (Gbr. 82, II).
Bintang besar
Ketika hidrogen dalam bintang bermassa besar benar-benar habis, reaksi helium rangkap tiga dimulai di inti dan pada saat yang sama reaksi pembentukan oksigen (3He => C dan C + He => 0). Pada saat yang sama, hidrogen mulai terbakar di permukaan inti helium. Sumber lapisan pertama muncul.
Stok helium habis dengan sangat cepat, karena dalam reaksi yang dijelaskan dalam setiap tindakan elementer, relatif sedikit energi yang dilepaskan. Gambar berulang, dan dua sumber lapisan muncul di bintang, dan reaksi C + C => Mg dimulai di inti.
Dalam hal ini, jalur evolusi menjadi sangat sulit (Gbr. 84). Pada diagram Hertzsprung-Russell, bintang bergerak sepanjang urutan raksasa atau (dengan massa yang sangat besar di wilayah supergiants) secara berkala menjadi Cepheid.
Bintang tua bermassa rendah
Pada bintang bermassa kecil, pada akhirnya, kecepatan aliran konvektif pada tingkat tertentu mencapai kecepatan kosmik kedua, selubung terkoyak, dan bintang berubah menjadi katai putih yang dikelilingi oleh nebula planet.
Jejak evolusi bintang bermassa rendah pada diagram Hertzsprung-Russell ditunjukkan pada Gambar 83.
Kematian bintang besar
Pada akhir evolusi, bintang bermassa besar memiliki struktur yang sangat kompleks. Setiap lapisan memiliki komposisi kimianya sendiri, reaksi nuklir terjadi di beberapa sumber lapisan, dan inti besi terbentuk di tengahnya (Gbr. 85).
Reaksi nuklir dengan besi tidak berlangsung, karena memerlukan pengeluaran (dan bukan pelepasan) energi. Oleh karena itu, inti besi menyusut dengan cepat, suhu dan kerapatan di dalamnya meningkat, mencapai nilai fantastis - suhu 109 K dan tekanan 109 kg / m 3. Bahan dari situs
Pada saat ini, dua proses terpenting dimulai, berlangsung di dalam nukleus secara bersamaan dan sangat cepat (tampaknya, dalam beberapa menit). Yang pertama adalah bahwa dalam tumbukan inti, atom besi meluruh menjadi 14 atom helium, yang kedua adalah bahwa elektron "ditekan" menjadi proton, membentuk neutron. Kedua proses tersebut terkait dengan penyerapan energi, dan suhu di inti (juga tekanan) langsung turun. Lapisan luar bintang mulai jatuh ke arah pusat.
Jatuhnya lapisan luar menyebabkan kenaikan suhu yang tajam di dalamnya. Hidrogen, helium, karbon mulai terbakar. Ini disertai dengan fluks neutron yang kuat yang berasal dari inti pusat. Akibatnya, terjadi ledakan nuklir yang dahsyat, melemparkan lapisan luar bintang, yang sudah mengandung semua elemen berat, hingga ke California. Menurut pandangan modern, semua atom unsur kimia berat (yaitu, lebih berat dari helium) terbentuk di Semesta tepatnya dalam flare