Pada awal abad ke-20, Hertzsprung dan Russell memplot berbagai bintang pada “Magnitudo Absolut” - diagram “kelas spektral”, dan ternyata sebagian besar dikelompokkan sepanjang kurva sempit. Belakangan, diagram ini (sekarang disebut diagram Hertzsprung-Russell) ternyata menjadi kunci untuk memahami dan mempelajari proses yang terjadi di dalam sebuah bintang.

Diagram memungkinkan (walaupun tidak terlalu akurat) untuk menemukan nilai absolut berdasarkan kelas spektral. Khusus untuk spektral kelas O-F. Untuk kelas selanjutnya, hal ini diperumit oleh kebutuhan untuk memilih antara raksasa dan kurcaci. Namun, perbedaan tertentu dalam intensitas beberapa garis memungkinkan kita untuk membuat pilihan ini dengan percaya diri.

Sebagian besar bintang (sekitar 90%) terletak pada diagram di sepanjang jalur sempit panjang yang disebut urutan utama. Membentang dari sudut kiri atas (dari bintang super raksasa biru) ke sudut kanan bawah (hingga katai merah). Bintang deret utama termasuk Matahari, yang luminositasnya dianggap satu kesatuan.

Titik-titik yang berhubungan dengan raksasa dan superraksasa terletak di atas deret utama di sebelah kanan, dan titik-titik yang berhubungan dengan katai putih berada di pojok kiri bawah, di bawah deret utama.

Kini menjadi jelas bahwa bintang deret utama adalah bintang normal yang mirip dengan Matahari, di mana pembakaran hidrogen terjadi dalam reaksi termonuklir. Deret utama adalah barisan bintang bobot yang berbeda. Bintang-bintang terbesar berdasarkan massa terletak di bagian atas deret utama dan merupakan raksasa biru. Bintang terkecil berdasarkan massanya adalah bintang katai. Mereka terletak di bagian bawah deret utama. Subdwarf terletak sejajar dengan deret utama, tetapi sedikit di bawahnya. Mereka berbeda dari bintang deret utama dalam kandungan logamnya yang lebih rendah.

Bintang menghabiskan sebagian besar hidupnya di deret utama. Selama periode ini, warna, suhu, luminositas, dan parameter lainnya hampir tidak berubah. Namun sebelum bintang mencapai keadaan stabil ini, saat masih dalam keadaan protobintang, ia memiliki warna merah dan, untuk waktu yang singkat, luminositasnya lebih besar daripada di deret utama.

Bintang massa besar(raksasa super) dengan murah hati mengeluarkan energinya, dan evolusi bintang-bintang semacam itu hanya berlangsung ratusan juta tahun. Oleh karena itu, bintang super raksasa biru adalah bintang muda.

Tahapan evolusi bintang setelah deret utama juga singkat. Bintang-bintang biasa menjadi raksasa merah, dan bintang-bintang yang sangat masif menjadi superraksasa merah. Ukuran bintang bertambah dengan cepat dan luminositasnya meningkat. Fase evolusi inilah yang tercermin dalam diagram Hertzsprung-Russell.

Setiap bintang menghabiskan sekitar 90% hidupnya di deret utama. Selama periode ini, sumber energi utama bintang adalah reaksi termonuklir yang mengubah hidrogen menjadi helium di pusatnya. Setelah sumber ini habis, bintang berpindah ke wilayah raksasa, tempat ia menghabiskan sekitar 10% hidupnya. Saat ini, sumber energi utama yang dilepaskan bintang adalah konversi hidrogen menjadi helium di lapisan yang mengelilingi inti padat helium. Inilah yang disebut panggung raksasa merah.

Kelahiran Bintang

Evolusi bintang dimulai di awan molekul raksasa, juga disebut tempat lahir bintang, di mana, sebagai akibat dari ketidakstabilan gravitasi, fluktuasi kepadatan primer mulai meningkat. Sebagian besar ruang "kosong" di galaksi sebenarnya mengandung antara 0,1 dan 1 molekul per cm³. Awan molekuler memiliki kepadatan sekitar satu juta molekul per cm³. Massa awan semacam itu melebihi massa Matahari sebanyak 100.000-10.000.000 kali lipat karena ukurannya: diameter 50 hingga 300 tahun cahaya.

Selama keruntuhan, awan molekul terbagi menjadi beberapa bagian, membentuk gumpalan yang semakin kecil. Fragmen dengan massa kurang dari ~100 massa matahari mampu membentuk bintang. Dalam formasi seperti itu, gas memanas saat berkontraksi akibat pelepasan energi potensial gravitasi, dan awan menjadi protobintang, berubah menjadi objek bola yang berputar.

Bintang-bintang pada tahap awal keberadaannya biasanya tersembunyi dari pandangan di dalam awan debu dan gas yang padat. Kepompong pembentuk bintang ini sering terlihat dalam siluet di balik radiasi terang gas di sekitarnya. Formasi seperti ini disebut butiran Bok.

Sebagian kecil protobintang tidak mencapai suhu yang cukup untuk reaksi fusi termonuklir. Bintang-bintang seperti itu disebut “katai coklat”; massanya tidak melebihi sepersepuluh Matahari. Bintang-bintang seperti itu mati dengan cepat, perlahan-lahan mendingin selama beberapa ratus juta tahun. Pada beberapa protobintang paling masif, suhu akibat kompresi kuat dapat mencapai 10 juta K, sehingga memungkinkan sintesis helium dari hidrogen. Bintang seperti itu mulai bersinar. Permulaan reaksi termonuklir membentuk keseimbangan hidrostatik, mencegah inti dari keruntuhan gravitasi lebih lanjut. Selanjutnya, bintang bisa berada dalam keadaan stabil.

Tahap awal evolusi bintang

Pada diagram Hertzsprung-Russell, bintang yang muncul menempati sebuah titik di sudut kanan atas: ia memiliki luminositas tinggi dan suhu rendah. Radiasi utama terjadi pada rentang inframerah. Radiasi dari cangkang debu dingin mencapai kita. Selama proses evolusi, posisi bintang pada diagram akan berubah. Satu-satunya sumber energi pada tahap ini adalah kompresi gravitasi. Oleh karena itu, bintang bergerak cukup cepat sejajar dengan sumbu ordinat.

Suhu permukaan tidak berubah, tetapi radius dan luminositasnya menurun. Suhu di pusat bintang meningkat, mencapai nilai di mana reaksi dimulai dengan unsur-unsur ringan: litium, berilium, boron, yang cepat terbakar, tetapi berhasil memperlambat kompresi. Lintasannya berputar sejajar dengan sumbu ordinat, suhu di permukaan bintang meningkat, dan luminositasnya hampir konstan. Akhirnya, di pusat bintang, reaksi pembentukan helium dari hidrogen (pembakaran hidrogen) dimulai. Bintang memasuki deret utama.

Durasi tahap awal ditentukan oleh massa bintang. Untuk bintang seperti Matahari, usianya sekitar 1 juta tahun, untuk bintang bermassa 10 M ☉ sekitar 1000 kali lebih kecil, dan untuk bintang bermassa 0,1 M ☉ seribu kali lebih banyak.

Tahap deret utama

Pada tahap deret utama, bintang bersinar akibat pelepasan energi dalam reaksi nuklir pengubah hidrogen menjadi helium. Pasokan hidrogen memberikan luminositas bintang bermassa 1M ☉ selama kurang lebih 10 10 tahun. Bintang dengan massa lebih besar mengkonsumsi hidrogen lebih cepat: misalnya bintang bermassa 10 M ☉ akan mengkonsumsi hidrogen dalam waktu kurang dari 10 7 tahun (luminositas sebanding dengan pangkat empat massa).

Bintang bermassa rendah

Saat hidrogen terbakar, wilayah pusat bintang mengalami kompresi yang sangat besar.

Bintang bermassa tinggi

Setelah memasuki deret utama, evolusi bintang bermassa tinggi (>1,5 M ☉ ) ditentukan oleh kondisi pembakaran bahan bakar nuklir di bagian dalam bintang. Pada tahap deret utama, ini adalah pembakaran hidrogen, tetapi tidak seperti bintang massa rendah reaksi siklus karbon-nitrogen mendominasi di inti. Dalam siklus ini, atom C dan N berperan sebagai katalis. Laju pelepasan energi dalam reaksi siklus tersebut sebanding dengan T17. Oleh karena itu, inti konvektif terbentuk di dalam inti, dikelilingi oleh zona di mana energi ditransfer melalui radiasi.

Luminositas bintang bermassa tinggi jauh lebih tinggi daripada luminositas Matahari, dan hidrogen dikonsumsi lebih cepat. Hal ini juga disebabkan oleh fakta bahwa suhu di pusat bintang-bintang tersebut juga jauh lebih tinggi.

Ketika proporsi hidrogen dalam inti konvektif menurun, laju pelepasan energi menurun. Namun karena laju pelepasan energi ditentukan oleh luminositas, inti mulai berkontraksi, dan laju pelepasan energi tetap konstan. Pada saat yang sama, bintang tersebut mengembang dan berpindah ke wilayah raksasa merah.

Tahap kematangan bintang

Bintang bermassa rendah

Pada saat hidrogen terbakar habis, inti helium kecil terbentuk di pusat bintang bermassa rendah. Di dalam inti, massa jenis materi dan suhu masing-masing mencapai nilai 10 9 kg/m 3 dan 10 8 K. Pembakaran hidrogen terjadi pada permukaan inti. Ketika suhu di inti meningkat, laju pembakaran hidrogen meningkat dan luminositas meningkat. Zona bercahaya secara bertahap menghilang. Dan karena peningkatan kecepatan aliran konvektif, lapisan terluar bintang mengembang. Ukuran dan luminositasnya meningkat - bintang berubah menjadi raksasa merah.

Bintang bermassa tinggi

Ketika hidrogen dalam bintang bermassa besar benar-benar habis, reaksi rangkap tiga helium mulai terjadi di inti dan pada saat yang sama reaksi pembentukan oksigen (3He=>C dan C+He=>O). Pada saat yang sama, hidrogen mulai terbakar di permukaan inti helium. Sumber lapisan pertama muncul.

Pasokan helium habis dengan sangat cepat, karena dalam reaksi yang dijelaskan, relatif sedikit energi yang dilepaskan dalam setiap aksi elementer. Gambaran tersebut berulang, dan dua sumber lapisan muncul di bintang, dan reaksi C+C=>Mg dimulai di inti.

Jalur evolusi ternyata sangat rumit. Dalam diagram Hertzsprung-Russell, bintang bergerak sepanjang rangkaian raksasa atau (dengan massa sangat tinggi di wilayah superraksasa) secara berkala menjadi Cepheid.

Tahap akhir evolusi bintang

Bintang tua bermassa rendah

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

Kematian bintang bermassa tinggi

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

Reaksi nuklir dengan besi tidak terjadi karena memerlukan pengeluaran (bukan pelepasan) energi. Oleh karena itu, inti besi berkontraksi dengan cepat, suhu dan kepadatan di dalamnya meningkat, mencapai nilai yang fantastis - suhu 10 9 K dan kepadatan 10 9 kg/m3.

Pada saat ini dua dimulai proses kritis, masuk ke inti secara bersamaan dan sangat cepat (tampaknya, dalam hitungan menit). Yang pertama adalah selama tumbukan nuklir, atom besi meluruh menjadi 14 atom helium, yang kedua adalah elektron “ditekan” menjadi proton, membentuk neutron. Kedua proses tersebut terkait dengan penyerapan energi, dan suhu di inti (juga tekanan) langsung turun. Lapisan luar bintang mulai turun menuju pusat.

Jatuhnya lapisan luar menyebabkan peningkatan suhu yang tajam di dalamnya. Hidrogen, helium, dan karbon mulai terbakar. Hal ini disertai dengan aliran neutron kuat yang berasal dari inti pusat. Akibatnya terjadi ledakan nuklir dahsyat yang meluruhkan lapisan terluar bintang yang sudah mengandung semua unsur berat hingga kalifornium. Menurut pandangan modern, semua atom unsur kimia berat (yaitu lebih berat dari helium) terbentuk di Alam Semesta tepatnya dalam ledakan supernova. Di lokasi supernova yang meledak, bergantung pada massa bintang yang meledak, tetap ada bintang neutron atau lubang hitam.

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

1. Evolusi bintang

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

2. Fusi termonuklir di bagian dalam bintang

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

3. Siklus paruh baya sebuah bintang

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

4. Tahun-tahun berikutnya dan kematian bintang-bintang

Bintang tua dengan massa rendah

Hingga saat ini, belum diketahui secara pasti apa yang terjadi pada bintang terang setelah pasokan hidrogennya habis. Karena usia alam semesta adalah 13,7 miliar tahun, jumlah ini tidak cukup untuk menyebabkan habisnya pasokan bahan bakar hidrogen di bintang-bintang tersebut, teori modern didasarkan pada pemodelan komputer dari proses yang terjadi di bintang-bintang tersebut. Beberapa bintang hanya dapat mensintesis helium di zona aktif tertentu sehingga menyebabkan ketidakstabilan dan angin bintang yang kuat. Dalam hal ini, pembentukan nebula planet tidak terjadi, dan bintang hanya menguap, menjadi lebih kecil dari katai coklat. Bintang dengan massa kurang dari 0,5 Matahari tidak mampu mengubah helium bahkan setelah reaksi yang melibatkan hidrogen berhenti di inti - massanya terlalu kecil untuk menghasilkan fase kompresi gravitasi baru hingga memicu “penyalaan” helium. Bintang-bintang tersebut termasuk katai merah seperti Proxima Centauri, yang berumur puluhan miliar hingga puluhan triliun tahun di deret utama. 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) dari fase raksasa merah, intinya kehabisan hidrogen dan reaksi sintesis karbon dari helium dimulai. Proses ini terjadi pada suhu yang lebih tinggi dan oleh karena itu aliran energi dari inti meningkat, yang mengarah pada fakta bahwa lapisan luar bintang mulai mengembang. Awal sintesis karbon menandai tahap baru dalam kehidupan bintang dan berlanjut selama beberapa waktu. Untuk bintang yang ukurannya mirip Matahari, proses ini bisa memakan waktu sekitar satu miliar tahun. Perubahan jumlah energi yang dipancarkan menyebabkan bintang mengalami periode ketidakstabilan, termasuk perubahan ukuran, suhu permukaan, dan keluaran energi. Keluaran energi bergeser ke arah radiasi frekuensi rendah. Semua ini disertai dengan meningkatnya hilangnya massa akibat angin bintang yang kuat dan denyut yang intens. Bintang-bintang pada fase ini disebut bintang tipe akhir, bintang OH-IR, atau bintang mirip Mira, bergantung pada jenisnya 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 radiasi infra merah yang kuat dari bintang pusat, kondisi ideal untuk mengaktifkan maser. Reaksi pembakaran helium sangat sensitif terhadap suhu. Terkadang hal ini menyebabkan ketidakstabilan yang besar. Pulsasi yang kuat muncul, yang pada akhirnya memberikan percepatan yang cukup pada lapisan luar untuk terlempar dan berubah menjadi nebula planet. Di tengah nebula, inti bintang yang telanjang tetap ada, di mana reaksi termonuklir berhenti, dan saat mendingin, ia berubah menjadi katai putih helium, biasanya memiliki massa hingga 0,5-0,6 matahari dan diameter sebesar 0,5-0,6 matahari. urutan diameter bumi.

katai putih

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

Bintang supermasif

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

Bintang neutron

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

Lubang hitam

Tidak semua supernova menjadi bintang neutron. Jika bintang mempunyai massa yang cukup besar, maka keruntuhan bintang akan terus berlanjut, dan neutron sendiri akan mulai jatuh ke dalam hingga radiusnya menjadi lebih kecil dari jari-jari Schwarzschild. Setelah itu, bintang tersebut menjadi lubang hitam. Keberadaan lubang hitam telah diprediksi oleh teori relativitas umum. Menurut teori ini, materi dan informasi tidak dapat pergi lubang hitam mustahil. Namun, mekanika kuantum mungkin membuat pengecualian terhadap aturan ini. Masih ada sejumlah 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. Hal ini tidak mungkin dilakukan hanya dengan menentukan cakrawala, tetapi dengan menggunakan interferometri radio garis dasar ultra-panjang, metrik di dekat suatu objek dapat ditentukan, serta variabilitas milidetik dapat dicatat dengan cepat. Sifat-sifat ini, yang diamati pada suatu objek, seharusnya membuktikan keberadaan lubang hitam secara pasti.

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 pertumbuhannya. 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 daripada 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. Semua bintang baru “mengambil tempatnya” di deret utama berdasarkan komposisi kimia dan massanya. 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 usia alam semesta adalah 13,7 miliar tahun, yang tidak cukup untuk menghabiskan pasokan bahan bakar hidrogen, teori-teori modern didasarkan pada simulasi komputer dari proses yang terjadi pada 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

Ketika sebuah bintang berukuran rata-rata (0,4 hingga 3,4 massa matahari) mencapai fase raksasa merah, lapisan luarnya terus mengembang, inti berkontraksi, dan reaksi sintesis karbon dari helium dimulai. 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 peningkatan penurunan berat badan karena kuat angin matahari dan denyut yang intens. Bintang pada fase ini disebut bintang tipe akhir, OH -bintang IR atau bintang mirip Mira, bergantung pada karakteristik pastinya. Gas yang dikeluarkan relatif kaya akan unsur-unsur berat yang dihasilkan di bagian dalam bintang, seperti oksigen dan karbon. Gas tersebut membentuk cangkang yang mengembang dan mendingin saat menjauh dari bintang, memungkinkan terbentuknya partikel dan molekul debu. Dengan radiasi infra merah yang kuat dari bintang pusat, kondisi ideal untuk aktivasi maser terbentuk di cangkang tersebut.

Reaksi pembakaran helium sangat sensitif terhadap suhu. Terkadang hal ini menyebabkan ketidakstabilan yang besar. Pulsasi yang 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 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 dari bintang yang 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 dalam beberapa supernova, gravitasi yang kuat di kedalaman supergiant menyebabkan elektron jatuh ke dalam inti atom, tempat elektron tersebut bergabung 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 memiliki kepadatan yang sangat tinggi. Periode orbitnya menjadi sangat pendek seiring dengan mengecilnya ukuran bintang (karena kekekalan momentum sudut). Beberapa menghasilkan 600 putaran per detik. 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 meninggalkan lubang hitam dalam kondisi apapun. Namun, mekanika kuantum memungkinkan pengecualian terhadap aturan ini.

Masih ada sejumlah pertanyaan terbuka. Yang paling utama di antara mereka adalah: “Apakah ada lubang hitam?” Lagi pula, untuk mengatakan dengan pasti bahwa suatu objek adalah lubang hitam, 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?

Evolusi Bintang dengan Massa Berbeda

Para astronom tidak dapat mengamati kehidupan satu bintang dari awal hingga akhir, karena bahkan bintang yang berumur paling pendek pun ada yang berumur jutaan tahun - lebih lama dari umur seluruh umat manusia. Perubahan dari waktu ke waktu dalam karakteristik fisik dan komposisi kimia dan bintang, yaitu evolusi bintang, para astronom mempelajarinya dengan membandingkan karakteristik banyak bintang yang terletak di dalamnya tahapan yang berbeda evolusi.

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

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

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

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

Alam Semesta merupakan makrokosmos yang selalu berubah, dimana setiap benda, zat, atau materi berada dalam keadaan transformasi dan perubahan. Proses-proses ini berlangsung selama miliaran tahun. Dibandingkan dengan durasi kehidupan manusia periode waktu yang tidak dapat dipahami ini sangatlah besar. Dalam skala kosmik, perubahan ini hanya terjadi sebentar saja. Bintang-bintang yang sekarang kita lihat di langit malam masih sama ribuan tahun yang lalu, ketika firaun Mesir bisa melihatnya, namun nyatanya selama ini perubahan ciri fisik benda langit tidak berhenti sedetik pun. Bintang lahir, hidup, dan tentunya menua - evolusi bintang berjalan seperti biasa.

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

Interpretasi evolusi bintang dari sudut pandang orang kebanyakan

Bagi kebanyakan orang, luar angkasa tampak seperti dunia yang tenang dan sunyi. Faktanya, Alam Semesta adalah laboratorium fisik raksasa tempat terjadinya transformasi besar-besaran, yang mana komposisi kimianya berubah, karakter fisik dan struktur bintang. Kehidupan sebuah bintang berlangsung selama ia bersinar dan mengeluarkan panas. Namun, keadaan cemerlang seperti itu tidak bertahan selamanya. Kelahiran cerah diikuti oleh periode kematangan bintang, yang pasti berakhir dengan penuaan benda langit dan kematiannya.

Pembentukan protobintang dari awan gas dan debu 5-7 miliar tahun lalu

Semua informasi kita tentang bintang saat ini sesuai dengan kerangka sains. Termodinamika memberi kita penjelasan tentang proses kesetimbangan hidrostatik dan termal di mana materi bintang berada. Fisika nuklir dan kuantum memberikan wawasan proses yang sulit fusi nuklir, berkat keberadaan bintang, yang memancarkan panas dan memberi cahaya ke ruang sekitarnya. Saat lahirnya sebuah bintang, kesetimbangan hidrostatik dan termal terbentuk, didukung oleh sumber energinya sendiri. Di akhir karir gemilangnya, keseimbangan ini terganggu. Serangkaian proses yang tidak dapat diubah dimulai, yang akibatnya adalah kehancuran atau keruntuhan bintang - suatu proses besar yang terjadi secara instan dan kematian yang cemerlang tubuh surgawi.

Ledakan supernova adalah akhir yang cerah dari kehidupan bintang yang lahir di tahun-tahun awal alam semesta.

Perubahan ciri fisik bintang disebabkan oleh massanya. Laju evolusi suatu benda dipengaruhi oleh komposisi kimianya dan, sampai batas tertentu, oleh parameter astrofisika yang ada - kecepatan dan keadaan rotasi Medan gaya. Tidaklah mungkin untuk berbicara secara pasti tentang bagaimana segala sesuatu sebenarnya terjadi karena lamanya proses yang dijelaskan. Laju evolusi dan tahapan transformasi bergantung pada waktu kelahiran bintang dan lokasinya di Alam Semesta pada saat kelahirannya.

Evolusi bintang dari sudut pandang ilmiah

Bintang mana pun lahir dari gumpalan gas antarbintang yang dingin, yang, di bawah pengaruh gaya gravitasi eksternal dan internal, dikompresi hingga menjadi bola gas. Proses kompresi zat gas tidak berhenti sejenak, disertai dengan pelepasan energi panas yang sangat besar. Suhu formasi baru meningkat hingga fusi termonuklir dimulai. Mulai saat ini, kompresi materi bintang berhenti, dan keseimbangan tercapai antara keadaan hidrostatik dan termal benda tersebut. Alam Semesta telah diisi ulang dengan bintang baru yang utuh.

Bahan bakar utama bintang adalah atom hidrogen sebagai hasil reaksi termonuklir yang diluncurkan.

Dalam evolusi bintang, sumber energi panasnya sangatlah penting. Energi radiasi dan panas yang keluar ke luar angkasa dari permukaan bintang diisi kembali dengan mendinginkan lapisan dalam benda langit. Reaksi termonuklir yang terus-menerus terjadi dan kompresi gravitasi di perut bintang menggantikan kerugian tersebut. Selama terdapat cukup bahan bakar nuklir di perut bintang, bintang akan bersinar terang dan mengeluarkan panas. Segera setelah proses fusi termonuklir melambat atau berhenti sama sekali, mekanisme kompresi internal bintang diaktifkan untuk menjaga keseimbangan termal dan termodinamika. Pada tahap ini, objek sudah mengeluarkan emisi energi termal, yang hanya terlihat dalam rentang inframerah.

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

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

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

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

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

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

Sebuah bintang sedang menuju deret utama

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

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

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

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

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

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

Fase deret utama

Meskipun beberapa reaksi fusi dimulai pada tingkat yang lebih tinggi suhu rendah, fase utama pembakaran hidrogen dimulai pada suhu 4 juta derajat. Mulai saat ini fase deret utama dimulai. ikut bermain bentuk baru reproduksi energi bintang - nuklir. Energi kinetik yang dilepaskan selama kompresi suatu benda memudar ke latar belakang. Keseimbangan yang dicapai memastikan umur yang panjang dan tenang bagi sebuah bintang yang berada pada fase awal deret utama.

Fisi dan peluruhan atom hidrogen selama reaksi termonuklir yang terjadi di bagian dalam bintang

Mulai saat ini, pengamatan kehidupan sebuah bintang jelas terkait dengan fase deret utama, yang merupakan bagian penting dari evolusi benda langit. Pada tahap inilah satu-satunya sumber energi bintang adalah hasil pembakaran hidrogen. Benda tersebut berada dalam keadaan setimbang. Saat bahan bakar nuklir dikonsumsi, hanya komposisi kimia benda yang berubah. Masa tinggal Matahari dalam fase deret utama akan berlangsung sekitar 10 miliar tahun. Ini adalah waktu yang dibutuhkan bintang asal kita untuk menghabiskan seluruh pasokan hidrogennya. Sedangkan untuk bintang masif, evolusinya terjadi lebih cepat. Dengan memancarkan lebih banyak energi, sebuah bintang masif hanya bertahan dalam fase deret utama selama 10-20 juta tahun.

Bintang yang kurang masif akan terbakar lebih lama di langit malam. Dengan demikian, bintang bermassa 0,25 M akan tetap berada dalam fase deret utama selama puluhan miliar tahun.

Diagram Hertzsprung – Russell menilai hubungan antara spektrum bintang dan luminositasnya. Poin pada diagram - lokasi bintang terkenal. Panah menunjukkan perpindahan bintang dari deret utama ke fase katai raksasa dan katai putih.

Untuk membayangkan evolusi bintang, lihat saja diagram yang mencirikan jalur benda langit pada deret utama. Bagian atas Grafiknya terlihat kurang jenuh objek karena di sinilah bintang-bintang masif terkonsentrasi. Lokasi ini dijelaskan oleh siklus hidup mereka yang pendek. Dari bintang-bintang yang dikenal saat ini, beberapa di antaranya memiliki massa 70M. Benda yang massanya melebihi batas atas 100M tidak mungkin terbentuk sama sekali.

Benda-benda langit yang massanya kurang dari 0,08 M ​​tidak mempunyai kemampuan untuk mengatasi massa kritis yang diperlukan untuk permulaan fusi termonuklir dan tetap dingin sepanjang hidupnya. Protobintang terkecil akan runtuh dan membentuk katai mirip planet.

Katai coklat mirip planet dibandingkan dengan bintang normal (Matahari kita) dan planet Jupiter

Di bagian bawah urutannya terdapat objek terkonsentrasi yang didominasi oleh bintang-bintang dengan massa sama dengan massa Matahari kita dan sedikit lebih besar. Batas khayal antara bagian atas dan bawah deret utama adalah benda yang massanya – 1,5M.

Tahap selanjutnya dari evolusi bintang

Setiap opsi untuk perkembangan keadaan bintang ditentukan oleh massanya dan lamanya waktu terjadinya transformasi materi bintang. Namun, Alam Semesta memiliki banyak segi dan mekanisme yang kompleks, sehingga evolusi bintang dapat mengambil jalur lain.

Saat melakukan perjalanan sepanjang deret utama, bintang dengan massa kira-kira sama dengan massa Matahari memiliki tiga pilihan rute utama:

1. jalani hidupmu dengan tenang dan istirahatlah dengan damai di alam semesta yang luas;
2. memasuki fase raksasa merah dan menua secara perlahan;
3. menjadi katai putih, meledak sebagai supernova, dan menjadi bintang neutron.

Kemungkinan varian evolusi protobintang bergantung pada waktu, komposisi kimia benda, dan massanya

Setelah deret utama muncullah fase raksasa. Pada saat ini, cadangan hidrogen di perut bintang telah benar-benar habis, wilayah pusat objek adalah inti helium, dan reaksi termonuklir bergeser ke permukaan objek. Di bawah pengaruh fusi termonuklir, cangkangnya mengembang, tetapi massa inti helium bertambah. Bintang biasa berubah menjadi raksasa merah.

Fase raksasa dan ciri-cirinya

Pada bintang bermassa rendah, kepadatan inti menjadi sangat besar, mengubah materi bintang menjadi gas relativistik yang mengalami degenerasi. Jika massa bintang sedikit lebih dari 0,26 M, peningkatan tekanan dan suhu menyebabkan dimulainya sintesis helium, yang meliputi seluruh wilayah pusat objek. Mulai saat ini, suhu bintang meningkat dengan cepat. Fitur utama Prosesnya adalah gas yang mengalami degenerasi tidak mempunyai kemampuan untuk memuai. Di bawah pengaruh suhu tinggi hanya laju fisi helium yang meningkat, yang disertai dengan reaksi eksplosif. Pada saat-saat seperti itu kita dapat mengamati kilatan helium. Kecerahan objek meningkat ratusan kali lipat, namun penderitaan bintang terus berlanjut. Bintang bertransisi ke keadaan baru, di mana semua proses termodinamika terjadi di inti helium dan di kulit terluar yang sudah habis.

Struktur bintang deret utama tipe matahari dan raksasa merah dengan inti helium isotermal dan zona nukleosintesis berlapis

Kondisi ini bersifat sementara dan tidak stabil. Materi bintang terus tercampur, dan sebagian besarnya terlempar ke ruang sekitarnya, membentuk nebula planet. Inti panas tetap berada di pusatnya, yang disebut katai putih.

Untuk bintang bermassa besar, proses yang disebutkan di atas tidak terlalu berbahaya. Pembakaran helium digantikan oleh reaksi fisi nuklir karbon dan silikon. Pada akhirnya inti bintang akan berubah menjadi besi bintang. Fase raksasa ditentukan oleh massa bintang. Semakin besar massa suatu benda maka semakin rendah suhu di pusatnya. Ini jelas tidak cukup untuk memicu reaksi fisi nuklir karbon dan unsur lainnya.

Nasib katai putih - bintang neutron atau lubang hitam

Saat berada dalam kondisi katai putih, objek tersebut berada dalam kondisi yang sangat tidak stabil. Reaksi nuklir yang terhenti menyebabkan penurunan tekanan, inti mengalami keruntuhan. Energi dilepaskan di pada kasus ini, dihabiskan untuk peluruhan besi menjadi atom helium, yang selanjutnya membusuk menjadi proton dan neutron. Proses yang berjalan berkembang dengan pesat. Runtuhnya sebuah bintang menjadi ciri segmen skala dinamis dan membutuhkan waktu sepersekian detik. Pembakaran residu bahan bakar nuklir terjadi secara eksplosif, melepaskan sejumlah besar energi dalam hitungan detik. Ini cukup untuk meledakkan lapisan atas benda tersebut. Babak final Katai putih adalah ledakan supernova.

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

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

Menjelaskan bagian terakhir dari evolusi bintang

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

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

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

Agak sulit menjelaskan proses yang sedang berlangsung dari sudut pandang ilmiah. Para ilmuwan nuklir sepakat bahwa dalam kasus tahap akhir evolusi bintang, kita berhadapan dengan kelelahan materi. Akibat pengaruh mekanis dan termodinamika yang berkepanjangan, materi berubah properti fisik. Kelelahan materi bintang, habis dalam waktu yang lama reaksi nuklir, seseorang dapat menjelaskan kemunculan gas elektron yang mengalami degenerasi, neutronisasi dan pemusnahannya selanjutnya. Jika semua proses di atas terjadi dari awal hingga akhir, materi bintang tidak lagi menjadi substansi fisik - bintang menghilang di ruang angkasa, tanpa meninggalkan apa pun.

Gelembung antarbintang serta awan gas dan debu, yang merupakan tempat lahirnya bintang, tidak dapat diisi ulang hanya dengan bintang yang menghilang dan meledak. Alam semesta dan galaksi berada dalam keadaan setimbang. Kehilangan massa terjadi terus-menerus, kepadatan ruang antarbintang berkurang di satu bagian luar angkasa. Akibatnya, di bagian lain Alam Semesta, tercipta kondisi untuk pembentukan bintang-bintang baru. Dengan kata lain, skema ini berhasil: jika sejumlah materi hilang di satu tempat, di tempat lain di Alam Semesta, jumlah materi yang sama muncul dalam bentuk yang berbeda.

Akhirnya

Dengan mempelajari evolusi bintang-bintang, kita sampai pada kesimpulan bahwa Alam Semesta adalah solusi raksasa yang dijernihkan di mana sebagian materi diubah menjadi molekul hidrogen, yang merupakan bahan bangunan untuk bintang-bintang. Bagian lainnya larut dalam ruang, menghilang dari lingkup sensasi material. Lubang hitam dalam pengertian ini adalah tempat peralihan semua materi menjadi antimateri. Cukup sulit untuk memahami sepenuhnya makna dari apa yang terjadi, apalagi jika ketika mempelajari evolusi bintang, kita hanya mengandalkan hukum tenaga nuklir, fisika kuantum dan termodinamika. Teori harus dimasukkan dalam studi masalah ini. probabilitas relatif, yang memungkinkan terjadinya kelengkungan ruang, memungkinkan transformasi satu energi menjadi energi lain, satu keadaan menjadi keadaan lain.