Siklus hidup bintang berlangsung singkat. Fusi termonuklir di perut bintang
Bintang, seperti halnya manusia, bisa lahir baru, muda, tua. Setiap saat, beberapa bintang mati dan yang lainnya terbentuk. Biasanya si bungsu di antara mereka seperti Matahari. Mereka berada dalam tahap pembentukan dan sebenarnya adalah protobintang. Para astronom menyebut mereka bintang T-Tauri setelah prototipe mereka. Menurut sifatnya - misalnya, luminositas - protobintang bervariasi, karena keberadaannya belum memasuki fase stabil. Di sekitar banyak dari mereka ada sejumlah besar materi. Arus angin yang kuat berasal dari bintang tipe-T.
Protobintang: awal dari siklus hidup
Jika materi jatuh di permukaan protobintang, ia dengan cepat terbakar dan berubah menjadi panas. Akibatnya, suhu protobintang terus meningkat. Ketika naik begitu banyak sehingga di pusat bintang-bintang diluncurkan reaksi nuklir, protobintang memperoleh status yang biasa. Dengan dimulainya reaksi nuklir, sebuah bintang memperoleh sumber energi yang konstan, yang mendukung aktivitas vitalnya untuk waktu yang lama. Berapa lama siklus hidup bintang di alam semesta akan tergantung pada ukuran aslinya. Namun, diyakini bahwa bintang-bintang dengan diameter Matahari memiliki energi yang cukup untuk hidup dengan nyaman selama sekitar 10 miliar tahun. Meskipun demikian, juga terjadi bahwa bintang yang lebih masif hidup hanya beberapa juta tahun. Hal ini disebabkan oleh fakta bahwa mereka membakar bahan bakar mereka lebih cepat.
Bintang ukuran normal
Masing-masing bintang adalah gumpalan gas panas. Di kedalamannya, proses pembangkitan energi nuklir terus berlangsung. Namun, tidak semua bintang seperti Matahari. Salah satu perbedaan utama adalah warna. Bintang tidak hanya berwarna kuning, tetapi juga kebiruan, kemerahan.
Kecerahan dan luminositas
Mereka juga berbeda dalam karakteristik seperti kilau dan kecerahan. Seberapa terang bintang yang diamati dari permukaan bumi ternyata tidak hanya bergantung pada luminositasnya, tetapi juga pada jaraknya dari planet kita. Mengingat jaraknya ke Bumi, bintang dapat memiliki kecerahan yang sangat berbeda. Indikator ini berkisar dari sepersepuluh ribu kecerahan Matahari hingga kecerahan yang sebanding dengan lebih dari satu juta Matahari.
Sebagian besar bintang berada di ujung bawah spektrum ini, menjadi redup. Dalam banyak hal, Matahari adalah bintang rata-rata yang khas. Namun, dibandingkan dengan yang lain, ia memiliki kecerahan yang jauh lebih tinggi. Sejumlah besar bintang redup dapat diamati bahkan dengan mata telanjang. Alasan bintang berbeda dalam kecerahan adalah karena massanya. Warna, kilau dan perubahan kecerahan dari waktu ke waktu ditentukan oleh jumlah zat.
Upaya untuk menjelaskan siklus hidup bintang
Orang telah lama mencoba melacak kehidupan bintang, tetapi upaya pertama para ilmuwan agak malu-malu. Pencapaian pertama adalah penerapan hukum Lane pada hipotesis Helmholtz-Kelvin tentang kontraksi gravitasi. Ini membawa pemahaman baru ke astronomi: secara teoritis, suhu bintang harus meningkat (lajunya berbanding terbalik dengan jari-jari bintang) sampai peningkatan kepadatan memperlambat proses kompresi. Maka konsumsi energi akan lebih tinggi dari kedatangannya. Pada saat ini, bintang akan mulai mendingin dengan cepat.
Hipotesis tentang kehidupan bintang
Salah satu hipotesis asli tentang siklus hidup bintang diajukan oleh astronom Norman Lockier. Dia percaya bahwa bintang muncul dari materi meteorik. Pada saat yang sama, ketentuan hipotesisnya tidak hanya didasarkan pada kesimpulan teoretis yang tersedia dalam astronomi, tetapi juga pada data analisis spektral bintang. Lockyer yakin bahwa unsur-unsur kimia yang mengambil bagian dalam evolusi benda langit terdiri dari partikel elementer - "protoelemen". Tidak seperti neutron, proton, dan elektron modern, mereka tidak memiliki karakter umum, tetapi individual. Misalnya, menurut Lockyer, hidrogen meluruh menjadi apa yang disebut "protohidrogen"; besi menjadi "proto-besi". Astronom lain juga mencoba menggambarkan siklus hidup sebuah bintang, misalnya James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.
Bintang raksasa dan kerdil
bintang ukuran besar adalah yang terpanas dan paling terang. Mereka biasanya berwarna putih atau kebiruan. Terlepas dari kenyataan bahwa mereka berukuran raksasa, bahan bakar di dalamnya terbakar begitu cepat sehingga mereka kehilangannya hanya dalam beberapa juta tahun.
Bintang kecil, berbeda dengan bintang raksasa, biasanya tidak begitu terang. Mereka memiliki warna merah, hidup cukup lama - selama miliaran tahun. Tetapi di antara bintang-bintang terang di langit, ada juga yang merah dan oranye. Contohnya adalah bintang Aldebaran - yang disebut "mata banteng" yang terletak di konstelasi Taurus; dan juga di konstelasi Scorpio. Mengapa bintang keren ini mampu bersaing dalam kecerahan dengan bintang panas seperti Sirius?
Ini disebabkan oleh fakta bahwa mereka pernah berkembang sangat kuat, dan diameternya mulai melebihi bintang merah besar (raksasa super). Area yang sangat luas memungkinkan bintang-bintang ini memancarkan energi yang lebih besar daripada Matahari. Ini terlepas dari kenyataan bahwa suhu mereka jauh lebih rendah. Misalnya, diameter Betelgeuse, yang terletak di konstelasi Orion, adalah beberapa ratus kali diameter lebih besar Matahari. Dan diameter bintang merah biasa biasanya kurang dari sepersepuluh ukuran Matahari. Bintang seperti itu disebut katai. Setiap benda langit dapat melewati jenis siklus hidup bintang ini - satu dan bintang yang sama pada interval hidupnya yang berbeda dapat menjadi raksasa merah dan kerdil.
Sebagai aturan, tokoh-tokoh seperti Matahari mempertahankan keberadaannya karena hidrogen di dalamnya. Itu berubah menjadi helium di dalam inti nuklir bintang. Matahari memiliki sejumlah besar bahan bakar, tetapi bahkan tidak terbatas - selama lima miliar tahun terakhir, setengah dari pasokan telah habis.
Kehidupan bintang-bintang. Siklus hidup bintang
Setelah cadangan hidrogen habis di dalam bintang, perubahan besar terjadi. Hidrogen yang tersisa mulai terbakar bukan di dalam intinya, tetapi di permukaan. Dalam hal ini, umur bintang semakin menyusut. Siklus bintang, oleh paling sedikit, kebanyakan dari mereka, pada segmen ini masuk ke tahap raksasa merah. Ukuran bintang menjadi lebih besar, sementara suhunya, sebaliknya, lebih rendah. Ini adalah bagaimana sebagian besar raksasa merah muncul, serta raksasa super. Proses ini adalah bagian dari urutan umum perubahan yang terjadi pada bintang, yang oleh para ilmuwan disebut evolusi bintang. Siklus hidup bintang mencakup semua tahapannya: pada akhirnya, semua bintang menua dan mati, dan durasi keberadaannya secara langsung ditentukan oleh jumlah bahan bakar. Bintang besar mengakhiri hidup mereka dengan ledakan besar yang spektakuler. Yang lebih sederhana, sebaliknya, mati, secara bertahap menyusut ke ukuran katai putih. Kemudian mereka memudar begitu saja.
Berapa lama rata-rata bintang hidup? Lingkaran kehidupan bintang dapat bertahan dari kurang dari 1,5 juta tahun hingga 1 miliar tahun atau lebih. Semua ini, seperti yang telah dikatakan, tergantung pada komposisi dan ukurannya. Bintang seperti Matahari hidup dari 10 hingga 16 miliar tahun. Sangat bintang terang, seperti Sirius, hidup untuk waktu yang relatif singkat - hanya beberapa ratus juta tahun. Siklus hidup bintang meliputi tahap-tahap berikut. Awan molekuler ini - keruntuhan gravitasi awan - kelahiran supernova - evolusi protobintang - akhir dari fase protostellar. Kemudian tahap-tahap berikut: awal tahap bintang muda - pertengahan kehidupan - kedewasaan - tahap raksasa merah - nebula planet - tahap katai putih. Dua fase terakhir adalah karakteristik bintang kecil.
Sifat nebula planet
Jadi, kami meninjau secara singkat siklus hidup bintang. Tapi apa itu Transformasi dari raksasa merah besar menjadi katai putih, terkadang bintang-bintang melepaskan lapisan luarnya, dan kemudian inti bintang menjadi terbuka. Cangkang gas mulai bersinar di bawah pengaruh energi yang dipancarkan oleh bintang. Tahap ini mendapatkan namanya karena fakta bahwa gelembung gas bercahaya di cangkang ini sering menyerupai cakram di sekitar planet. Tetapi pada kenyataannya, mereka tidak ada hubungannya dengan planet-planet. Siklus hidup bintang untuk anak-anak mungkin tidak mencakup semua detail ilmiah. Seseorang hanya dapat menggambarkan fase utama evolusi benda langit.
Gugus bintang
Para astronom sangat menyukai penelitian Ada hipotesis bahwa semua tokoh dilahirkan dalam kelompok, dan tidak satu per satu. Karena bintang-bintang yang termasuk dalam gugus yang sama memiliki sifat yang serupa, perbedaan di antara mereka adalah benar, dan bukan karena jarak ke Bumi. Perubahan apa pun yang disebabkan oleh bintang-bintang ini, mereka berasal pada waktu yang sama dan dalam kondisi yang sama. Terutama banyak pengetahuan yang dapat diperoleh dengan mempelajari ketergantungan sifat-sifatnya pada massa. Lagi pula, usia bintang-bintang di gugus dan jaraknya dari Bumi kira-kira sama, jadi mereka hanya berbeda dalam indikator ini. Cluster akan menarik tidak hanya untuk astronom profesional - setiap amatir akan dengan senang hati membuatnya foto yang indah, kagumi mereka secara eksklusif pemandangan indah di planetarium.
Bagian satu ASPEK ASTRONOMI MASALAH
4. Evolusi bintang Astronomi modern memiliki sejumlah besar argumen yang mendukung pernyataan bahwa bintang-bintang dibentuk oleh kondensasi awan gas dan debu medium antarbintang. Proses pembentukan bintang dari lingkungan ini berlanjut hingga hari ini. Penjelasan tentang keadaan ini adalah salah satu pencapaian terbesar astronomi modern. Baru-baru ini, diyakini bahwa semua bintang terbentuk hampir bersamaan, miliaran tahun yang lalu. Runtuhnya konsep-konsep metafisik difasilitasi, pertama-tama, oleh kemajuan astronomi observasional dan perkembangan teori struktur dan evolusi 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 adalah kasus 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 telah dikatakan bahwa alasan ionisasi awan seperti itu hanya bisa radiasi ultraviolet bintang panas masif yang jelas merupakan objek 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 pada tingkat yang kira-kira 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 penilaian modern usia bumi dengan 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 sarjana, misalnya, percaya bahwa sumbernya energi matahari adalah kejatuhan terus-menerus di permukaan benda-benda meteorik, 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. Sukses fisika nuklir diizinkan untuk memecahkan masalah sumber energi bintang di akhir tiga puluhan abad kita. Sumber seperti 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 lajunya sangat bergantung pada suhu, proton diubah menjadi inti helium, dan energi yang dilepaskan perlahan-lahan "meresap" melalui perut bintang-bintang dan, akhirnya, secara signifikan berubah, dipancarkan ke ruang dunia. Ini secara eksklusif sumber yang 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. Kemudian, kelompok-kelompok ini menjadi asosiasi dan gugus bintang, yang dikenal baik 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 Bab 9).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 massa matahari, dibutuhkan hanya beberapa juta tahun, jika kurang, dibutuhkan 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 sangat berarti bintang yang menarik tipe T Tauri, 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. Keheranan para astronom radio sangat besar ketika, ketika memindai langit pada panjang gelombang 18 cm, sesuai dengan jalur radio OH, cerah, sangat kompak (yaitu, memiliki dimensi sudut) sumber. 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, teori atom tidak ada saat itu! Perkembangan fisika tidak meninggalkan sistem periodik Tempat Mendeleev untuk "langit" eksotis: pada tahun 1927 dibantah "nebulium", garis-garis yang diidentifikasi dengan keandalan lengkap dengan garis "terlarang" oksigen terionisasi dan nitrogen, dan pada tahun 1939 -1941. diperlihatkan dengan meyakinkan bahwa garis-garis "koronium" yang misterius itu adalah 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 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. Ini ditunjukkan dengan bantuan yang baru, sangat metode yang efektif sebuah studi yang disebut "interferometri radio dasar ultra-panjang." Inti dari metode ini direduksi menjadi pengamatan sumber secara simultan pada dua teleskop radio yang terpisah satu sama lain pada jarak beberapa ribu km. Ternyata, resolusi sudut dalam hal ini ditentukan oleh rasio panjang gelombang dengan jarak antara teleskop radio. Dalam kasus kami, nilai ini dapat berupa ~ 3x10 -8 rad atau beberapa seperseribu detik busur! Perhatikan bahwa dalam astronomi optik resolusi sudut seperti itu masih sepenuhnya tidak dapat dicapai. 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 jumlah yang besar garis terang yang 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 sekitar 1,5 detik, sekitar 10 awan kompak bergerak dengan kecepatan berbeda. Setiap awan memancarkan satu (dalam frekuensi) garis 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 begitu banyak hidroksil di jalur radio? 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 luar biasa 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 "pihak ketiga" (yang disebut "pemompaan") membuat konsentrasi atom atau molekul pada tingkat awal (atas) menjadi sangat tinggi. Maser atau laser tidak mungkin tanpa "pompa" konstan. Pertanyaan tentang sifat mekanisme untuk "memompa" maser kosmik akhirnya belum terpecahkan. Namun, kemungkinan besar "pemompaan" itu agak kuat radiasi infra merah... Yang lain mekanisme yang mungkin"pemompaan" mungkin beberapa reaksi kimia. Layak untuk menginterupsi cerita kita tentang maser kosmik untuk memikirkan yang mana fenomena luar biasa astronom bertabrakan di luar angkasa. Salah satu penemuan teknis terbesar di abad kita yang bergejolak, yang memainkan peran penting dalam arus revolusi ilmiah dan teknologi, 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, masih mungkin untuk membentuk gambaran kasar tentang kondisi fisik di awan yang memancarkan garis 18 cm oleh mekanisme maser. bahwa awan ini cukup padat: setidaknya 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 secara dramatis berbeda dari awan gas antarbintang yang paling padat sekalipun. Mengingat masih relatif ukuran kecil awan, 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 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, pemecah kosmik jenis ini, seolah-olah, "terbenam" dalam awan kecil hidrogen terionisasi yang sangat padat. Di awan ini ada banyak debu kosmik, yang membuatnya tidak dapat diamati dalam jangkauan optik. "Kepompong" seperti itu 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, dengan kondensasinya, beberapa rumpun terbentuk massa yang berbeda berevolusi 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 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 terbaru radiofisika kuantum (yaitu, maser) ... 2 tahun setelah penemuan maser kosmik pada hidroksil (garis 18 cm), ditemukan bahwa sumber yang sama secara bersamaan memancarkan (juga dengan mekanisme maser) garis uap air, panjang gelombang yaitu 1, 35 cm.Intensitas maser "air" bahkan lebih besar daripada yang "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, radio astronomi 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 utama adalah, seolah-olah, tempat kedudukan titik-titik pada diagram spektrum-luminositas, di mana sebuah bintang (tergantung pada massanya) dapat memancarkan untuk waktu yang lama dan terus-menerus karena reaksi termonuklir. Tempat 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 melebihi matahari satu kali lipat (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 memberikan durasi yang dihitung kompresi gravitasi dan tetap pada deret utama untuk bintang-bintang dari tipe spektral yang berbeda. Tabel yang sama menunjukkan nilai massa, jari-jari, dan luminositas bintang dalam satuan matahari.
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
Diagram yang sesuai dengan jelas menunjukkan seluruh urutan utama, termasuk bagian kiri atasnya, di mana bintang-bintang masif yang panas berada (indeks warna 0,2 sesuai dengan suhu 20 ribu K, yaitu 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 terjadi hanya 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 kelimpahan unsur-unsur berat yang jauh lebih rendah di M 3. Dan memang, di bintang-bintang gugus bola (dan juga di bintang-bintang lain yang tidak terlalu berkonsentrasi pada bidang galaksi seperti ke 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 kelompok, di mana dua (M 3 dan M 92) berbentuk bulat. Terlihat jelas bagaimana barisan utama "ditekuk" ke kanan dan ke atas dalam kelompok yang berbeda sesuai sepenuhnya dengan konsep teoritis yang telah dibahas. Ara. 17, Anda bisa langsung membedakan cluster mana yang masih muda dan mana yang sudah tua. Misalnya, cluster "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 banyak pekerjaan oleh para astronom-pengamat dan peningkatan metode pengamatan yang radikal. 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 dari 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. Diketahui bahwa neutrino berinteraksi sangat lemah dengan yang lain partikel dasar... Jadi, misalnya, neutrino dapat terbang hampir tanpa penyerapan melalui seluruh ketebalan Matahari, sementara 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
Dibentuk oleh kondensasi medium antarbintang. Melalui pengamatan, dimungkinkan untuk menentukan bahwa bintang-bintang muncul di waktu yang berbeda dan bangkit sampai hari ini.
Masalah utama dalam evolusi bintang adalah pertanyaan tentang asal usul energi mereka, berkat itu mereka bersinar dan memancarkan sejumlah besar energi. Sebelumnya, banyak teori yang dikemukakan yang dirancang untuk mengidentifikasi sumber energi pada bintang. Diyakini bahwa sumber energi bintang yang berkelanjutan adalah kompresi terus menerus. Sumber ini tentu saja bagus, tetapi tidak dapat mempertahankan radiasi yang memadai untuk waktu yang lama. Di pertengahan abad ke-20, jawaban atas pertanyaan ini ditemukan. Sumber radiasi adalah reaksi fusi termonuklir. Sebagai hasil dari reaksi ini, hidrogen berubah menjadi helium, dan energi yang dilepaskan melewati bagian dalam bintang, berubah dan menyebar ke luar angkasa (perlu dicatat bahwa semakin tinggi suhu, semakin cepat reaksi ini berlangsung; itulah sebabnya panas bintang masif meninggalkan deret utama lebih cepat).
Sekarang bayangkan munculnya bintang ...
Awan medium gas-debu antarbintang mulai mengembun. Bola gas yang agak padat terbentuk dari awan ini. Tekanan di dalam bola belum mampu mengimbangi gaya gravitasi, sehingga akan menyusut (mungkin saat ini terbentuk gumpalan dengan massa yang lebih rendah di sekitar bintang, yang akhirnya berubah menjadi planet). Saat dikompresi, suhunya naik. Dengan demikian, bintang secara bertahap menetap di deret utama. Kemudian tekanan gas di dalam bintang menyeimbangkan daya tarik dan protobintang berubah menjadi bintang.
Tahap awal evolusi bintang sangat kecil dan bintang saat ini terbenam dalam nebula, sehingga protobintang sangat sulit untuk dideteksi.
Transformasi hidrogen menjadi helium hanya terjadi di daerah pusat bintang. Di lapisan luar, kandungan hidrogen praktis tidak berubah. Karena jumlah hidrogen terbatas, cepat atau lambat ia akan terbakar. Pelepasan energi di pusat bintang berhenti dan inti bintang mulai menyusut, dan selubung membengkak. Selanjutnya, jika bintang kurang dari 1,2 kali massa matahari, ia melepaskan lapisan luarnya (pembentukan nebula planet).
Setelah cangkang dipisahkan dari bintang, lapisan dalamnya yang sangat panas terbuka, dan cangkang, sementara itu, bergerak semakin jauh. Setelah beberapa puluh ribu tahun, selubung itu akan meluruh dan hanya bintang yang sangat panas dan padat yang akan tersisa, yang secara bertahap mendingin akan berubah menjadi katai putih. Perlahan-lahan mendingin, mereka berubah menjadi katai hitam yang tak terlihat. Katai hitam adalah bintang yang sangat padat dan dingin, sedikit lebih banyak bumi, tetapi memiliki massa yang sebanding dengan massa matahari. Proses pendinginan katai putih membutuhkan waktu beberapa ratus juta tahun.
Jika massa bintang adalah 1,2 hingga 2,5 matahari, maka bintang seperti itu akan meledak. Ledakan ini disebut supernova... Sebuah ledakan bintang meningkatkan luminositasnya ratusan juta kali dalam beberapa detik. Wabah seperti itu sangat jarang terjadi. Di Galaksi kita, ledakan supernova terjadi sekitar sekali setiap seratus tahun. Setelah ledakan seperti itu, sebuah nebula tetap, yang memiliki emisi radio besar, dan juga menyebar dengan sangat cepat, dan yang disebut bintang neutron (lebih lanjut tentang ini nanti). Selain pancaran radio yang sangat besar, nebula semacam itu masih akan menjadi sumber radiasi sinar-X, tetapi radiasi ini diserap oleh atmosfer bumi, sehingga hanya dapat diamati dari luar angkasa.
Ada beberapa hipotesis tentang penyebab ledakan bintang (supernova), tetapi belum ada teori yang diterima secara umum. Ada anggapan bahwa ini disebabkan oleh jatuhnya lapisan dalam bintang yang terlalu cepat ke arah pusat. Bintang menyusut dengan cepat menjadi bencana ukuran kecil sekitar 10 km, dan kerapatannya dalam keadaan ini adalah 10 17 kg / m 3, yang mendekati kerapatan inti atom... Bintang ini terdiri dari neutron (sementara elektron, seolah-olah, ditekan menjadi proton), itulah sebabnya ia disebut "NEUTRON"... Suhu awalnya sekitar satu miliar kelvin, tetapi di masa depan akan cepat dingin.
Bintang ini, karena ukurannya yang kecil dan pendinginan yang cepat, dianggap mustahil untuk diamati dalam waktu lama. Namun setelah beberapa saat, pulsar ditemukan. Pulsar ini ternyata adalah bintang neutron. Mereka dinamai demikian karena radiasi jangka pendek dari pulsa radio. Itu. bintang "berkedip" seolah-olah. Penemuan ini dilakukan secara tidak sengaja dan belum lama berselang, yaitu pada tahun 1967. Impuls periodik ini disebabkan oleh fakta bahwa selama rotasi yang sangat cepat, kerucut sumbu magnet terus-menerus berkedip melewati pandangan kita, yang membentuk sudut dengan sumbu rotasi.
Pulsar hanya dapat dideteksi untuk kita di bawah kondisi orientasi sumbu magnet, dan ini kira-kira 5% dari jumlah totalnya. Beberapa pulsar tidak terletak di nebula radio, karena nebula menyebar relatif cepat. Setelah seratus ribu tahun, nebula ini tidak lagi terlihat, dan usia pulsar diperkirakan mencapai puluhan juta tahun.
Jika massa sebuah bintang melebihi 2,5 massa matahari, maka pada akhir keberadaannya ia akan runtuh ke dalam dirinya sendiri dan dihancurkan oleh beratnya sendiri. Dalam hitungan detik, itu akan berubah menjadi titik. Fenomena ini disebut "keruntuhan gravitasi", dan objek ini juga disebut "lubang hitam".
Dari semua hal di atas, jelas bahwa Babak final evolusi sebuah bintang bergantung pada massanya, tetapi juga perlu memperhitungkan hilangnya massa dan rotasi yang tak terhindarkan ini.
Bintang, seperti yang Anda ketahui, mendapatkan energinya dari reaksi fusi termonuklir, dan cepat atau lambat setiap bintang akan mencapai titik ketika bahan bakar termonuklir berakhir. Semakin tinggi massa sebuah bintang, semakin cepat ia membakar semua yang dia bisa, dan bergerak ke tahap akhir keberadaannya. Peristiwa lebih lanjut dapat mengikuti skenario yang berbeda, yang mana pertama-tama bergantung pada massa.
Pada saat hidrogen "terbakar" di pusat bintang, inti helium dilepaskan di dalamnya, berkontraksi dan melepaskan energi. Di masa depan, reaksi pembakaran helium dan elemen selanjutnya dapat dimulai di dalamnya (lihat di bawah). Lapisan luar meningkat berkali-kali di bawah pengaruh peningkatan tekanan yang berasal dari inti yang dipanaskan, bintang menjadi raksasa merah.
Tergantung pada massa bintang, reaksi yang berbeda dapat terjadi di dalamnya. Tergantung pada komposisi apa yang akan dimiliki bintang pada saat kepunahan fusi.
Katai putih
Untuk bintang dengan massa hingga sekitar 10 M C, inti memiliki berat kurang dari 1,5 M C. Setelah selesainya reaksi termonuklir, tekanan radiasi berhenti, dan inti mulai menyusut di bawah pengaruh gravitasi. Ia berkontraksi sampai tekanan gas elektron yang merosot, karena prinsip Pauli, mulai mengganggu. Lapisan terluar terlepas dan tersebar, membentuk nebula planetary. Nebula semacam itu pertama kali ditemukan oleh astronom Prancis Charles Messier pada tahun 1764 dan mengkatalogkannya dengan nomor M27.
Apa yang keluar dari inti disebut katai putih. Katai putih memiliki kepadatan lebih besar dari 10 7 g / cm 3 dan suhu permukaan orde 10 4 K. Luminositas 2-4 orde besarnya lebih rendah dari luminositas Matahari. Fusi termonuklir tidak terjadi di dalamnya, semua energi yang dipancarkannya terakumulasi sebelumnya, sehingga katai putih perlahan mendingin dan tidak lagi terlihat.
Katai putih masih memiliki kesempatan untuk menunjukkan aktivitas jika ia adalah bagian dari bintang biner dan menarik massa pendamping ke dirinya sendiri (misalnya, pendamping telah menjadi raksasa merah dan memenuhi seluruh lobus Roche dengan massanya). Dalam hal ini, sintesis hidrogen dalam siklus CNO dengan bantuan karbon yang terkandung dalam katai putih dapat dimulai, diakhiri dengan pengusiran lapisan hidrogen terluar (bintang "baru"). Atau massa katai putih dapat tumbuh begitu banyak sehingga komponen karbon-oksigennya tersulut oleh gelombang pembakaran eksplosif yang datang dari pusat. Akibatnya, unsur-unsur berat terbentuk dengan pelepasan sejumlah besar energi:
12 + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV
Luminositas bintang meningkat kuat dalam 2 minggu, kemudian menurun dengan cepat selama 2 minggu, setelah itu terus menurun sekitar 2 kali dalam 50 hari. Sebagian besar energi (sekitar 90%) dipancarkan sebagai sinar gamma dari rantai peluruhan isotop nikel dalam supernova tipe 1.
Tidak ada katai putih dengan massa 1,5 atau lebih massa matahari. Hal ini disebabkan fakta bahwa untuk keberadaan katai putih, perlu untuk menyeimbangkan kompresi gravitasi dengan tekanan gas elektron, tetapi ini terjadi pada massa tidak lebih dari 1,4 MC, batasan ini disebut batas Chandrasekhar . Nilai tersebut dapat diperoleh sebagai kondisi persamaan gaya tekanan dengan gaya kompresi gravitasi dengan asumsi bahwa momentum elektron ditentukan oleh hubungan ketidakpastian untuk volume yang mereka tempati, dan mereka bergerak dengan kecepatan mendekati kecepatan lampu.
Bintang neutron
Dalam kasus bintang yang lebih masif (> 10 MC), hal-hal bekerja sedikit berbeda.Suhu inti yang tinggi mengaktifkan reaksi penyerap energi, seperti merobohkan proton, neutron, dan partikel alfa dari inti, serta penangkapan elektron secara elektronik. elektron energi, yang mengkompensasi perbedaan massa dua inti. Reaksi kedua menciptakan kelebihan neutron di dalam nukleus. Kedua reaksi menyebabkan pendinginan dan kontraksi umum bintang. Ketika energi fusi nuklir berakhir, kompresi berubah menjadi cangkang yang hampir jatuh bebas ke inti yang runtuh. Pada saat yang sama, laju fusi termonuklir di lapisan luar yang jatuh dipercepat dengan tajam, yang mengarah pada emisi sejumlah besar energi dalam beberapa menit (sebanding dengan energi yang dipancarkan bintang-bintang cahaya selama seluruh keberadaannya).
Inti yang runtuh, karena massanya yang tinggi, mengatasi tekanan gas elektron dan berkontraksi lebih jauh. Dalam hal ini, reaksi p + e - → n + e terjadi, setelah itu hampir tidak ada elektron yang mengganggu kompresi dalam inti. Kompresi terjadi pada ukuran 10 - 30 km, sesuai dengan densitas yang ditetapkan oleh tekanan gas neutron yang terdegenerasi. Materi yang jatuh pada nukleus menerima gelombang kejut yang dipantulkan dari nukleus neutron dan sebagian energi yang dilepaskan selama kompresinya, yang mengarah pada pengusiran cepat kulit terluar ke samping. Objek yang dihasilkan disebut bintang neutron. Sebagian besar (90%) energi yang dilepaskan dari kompresi gravitasi dibawa oleh neutrino pada detik-detik pertama setelah keruntuhan. Proses di atas disebut ledakan supernova tipe II. Energi ledakan sedemikian rupa sehingga beberapa dari mereka (jarang) terlihat dengan mata telanjang bahkan di siang hari... Supernova pertama dicatat oleh astronom Cina pada tahun 185 Masehi. Saat ini, beberapa ratus wabah tercatat per tahun.
Bintang neutron yang dihasilkan memiliki kerapatan ~ 10 14 - 10 15 g/cm 3. Konservasi momentum sudut selama kontraksi bintang menghasilkan periode orbit yang sangat singkat, biasanya dalam kisaran 1 hingga 1000 ms. Untuk bintang biasa, periode seperti itu tidak mungkin, karena Gravitasi mereka tidak akan mampu melawan gaya sentrifugal dari rotasi tersebut. Sebuah bintang neutron memiliki medan magnet yang sangat besar, mencapai 10 12 -10 13 G di permukaan, yang menghasilkan radiasi elektromagnetik yang kuat. Sumbu magnet yang tidak bertepatan dengan sumbu rotasi mengarah pada fakta bahwa bintang neutron mengirimkan pulsa radiasi periodik (dengan periode rotasi) ke arah tertentu. Bintang seperti itu disebut pulsar. Fakta ini membantu penemuan eksperimental mereka dan digunakan untuk deteksi. Jauh lebih sulit untuk mendeteksi bintang neutron dengan metode optik karena luminositasnya yang rendah. Periode orbit secara bertahap berkurang karena konversi energi menjadi radiasi.
Lapisan luar Sebuah bintang neutron terdiri dari materi kristal, terutama besi dan unsur-unsur tetangganya. Sebagian besar sisa massa adalah neutron, di bagian paling tengah bisa ada pion dan hiperon. Kepadatan bintang tumbuh ke arah pusat dan dapat mencapai nilai yang jauh lebih tinggi daripada kerapatan materi nuklir. Perilaku materi pada kepadatan seperti itu kurang dipahami. Ada teori tentang quark bebas, termasuk tidak hanya generasi pertama, pada kepadatan ekstrim materi hadronik. Keadaan superkonduktor dan superfluida dari materi neutron dimungkinkan.
Ada 2 mekanisme untuk mendinginkan bintang neutron. Salah satunya adalah emisi foton, seperti di tempat lain. Mekanisme kedua adalah neutrino. Ini berlaku selama suhu inti di atas 108 K. Ini biasanya sesuai dengan suhu permukaan di atas 106 K dan berlangsung 105 −10 6 tahun. Ada beberapa cara untuk memancarkan neutrino:
Lubang hitam
Jika massa bintang aslinya melebihi 30 massa matahari, maka inti yang terbentuk dalam ledakan supernova akan lebih berat dari 3 MC. Dengan massa seperti itu, tekanan gas neutron tidak dapat lagi menahan gravitasi, dan inti tidak berhenti pada tahap bintang neutron, tetapi terus runtuh (meskipun demikian, bintang neutron yang terdeteksi secara eksperimental memiliki massa tidak lebih dari 2 massa matahari). massa, bukan tiga). Kali ini, tidak ada yang akan mencegah keruntuhan, dan lubang hitam akan terbentuk. Objek ini memiliki sifat relativistik murni dan tidak dapat dijelaskan tanpa relativitas umum. Terlepas dari kenyataan bahwa zat tersebut, menurut teori, telah runtuh menjadi satu titik - singularitas, lubang hitam memiliki jari-jari bukan nol, yang disebut jari-jari Schwarzschild:
RW = 2GM / dtk 2.
Jari-jari menandai batas medan gravitasi lubang hitam, yang tidak dapat diatasi bahkan untuk foton, yang disebut cakrawala peristiwa. Misalnya, radius Schwarzschild Matahari hanya 3 km. Di luar cakrawala peristiwa, medan gravitasi lubang hitam sama dengan medan benda biasa bermassanya. Lubang hitam hanya dapat diamati dengan efek tidak langsung, karena lubang hitam itu sendiri tidak memancarkan energi yang nyata.
Terlepas dari kenyataan bahwa tidak ada yang dapat meninggalkan cakrawala peristiwa, lubang hitam masih dapat menciptakan radiasi. Dalam ruang hampa fisik kuantum, pasangan partikel-antipartikel virtual terus-menerus dilahirkan dan menghilang. Medan gravitasi terkuat dari lubang hitam dapat memiliki waktu untuk berinteraksi dengan mereka sebelum menghilang dan menyerap antipartikel. Jika energi total antipartikel maya negatif, lubang hitam kehilangan massa, dan partikel yang tersisa menjadi nyata dan menerima energi yang cukup untuk terbang menjauh dari medan lubang hitam. Radiasi ini disebut radiasi Hawking dan memiliki spektrum benda hitam. Beberapa suhu dapat dikaitkan dengannya:
Pengaruh proses ini pada massa sebagian besar lubang hitam dapat diabaikan dibandingkan dengan energi yang mereka terima bahkan dari radiasi peninggalan. Pengecualiannya adalah lubang hitam mikroskopis peninggalan, yang bisa saja terbentuk pada tahap awal evolusi Alam Semesta. Dimensi kecil mempercepat proses penguapan dan memperlambat proses perolehan massa. Tahap terakhir dari penguapan lubang hitam tersebut harus berakhir dengan ledakan. Tidak ada ledakan yang cocok dengan deskripsi yang direkam.
Materi yang jatuh di lubang hitam memanas dan menjadi sumber radiasi sinar-X, yang merupakan tanda tidak langsung dari keberadaan lubang hitam. Ketika materi jatuh ke lubang hitam dengan momen besar momentum, ia membentuk piringan akresi yang berputar di sekitarnya, di mana partikel kehilangan energi dan momentum sudut sebelum jatuh ke lubang hitam. Dalam kasus lubang hitam supermasif, dua arah yang berbeda muncul di sepanjang sumbu piringan, di mana tekanan radiasi yang dipancarkan dan efek elektromagnetik mempercepat partikel yang dikeluarkan dari piringan. Ini menciptakan pancaran materi yang kuat di kedua arah, yang juga dapat didaftarkan. Menurut satu teori, ini adalah bagaimana inti galaksi aktif dan quasar diatur.
Lubang hitam yang berputar adalah objek yang lebih kompleks. Dengan rotasinya, ia "menangkap" area ruang tertentu di luar cakrawala peristiwa ("Efek Mencurigakan Lensa"). Daerah ini disebut ergosphere, dan batasnya disebut batas statis. Batas statis adalah ellipsoid yang berimpit dengan horizon peristiwa di dua kutub rotasi lubang hitam.
Lubang hitam yang berputar memiliki mekanisme tambahan kehilangan energi melalui transfer energi ke partikel yang telah memasuki ergosfer. Kehilangan energi ini disertai dengan hilangnya momentum sudut dan memperlambat rotasi.
Bibliografi
- S.B.Popov, M.E. Prokhorov "Astrofisika bintang neutron tunggal: bintang neutron radio dan magnetar" GAISH MSU, 2002
- William J. Kaufman "Perbatasan Kosmik Relativitas" 1977
- Sumber lain di Internet
20 Desember 10 gram
Seperti benda apapun di alam, bintang juga tidak bisa tetap tidak berubah. Mereka lahir, berkembang dan, akhirnya, "mati". Evolusi bintang membutuhkan waktu miliaran tahun, tetapi ada perdebatan tentang waktu pembentukannya. Sebelumnya, para astronom percaya bahwa proses "kelahiran" mereka dari debu bintang membutuhkan jutaan tahun, tetapi belum lama ini, foto-foto wilayah langit dari Nebula Orion Besar diperoleh. Selama beberapa tahun, sedikit
Pada gambar 1947, sekelompok kecil objek mirip bintang terekam di tempat ini. Pada tahun 1954, beberapa di antaranya sudah menjadi lonjong, dan setelah lima tahun, benda-benda ini hancur menjadi yang terpisah. Jadi untuk pertama kalinya, proses kelahiran bintang terjadi secara harfiah di depan para astronom.
Mari kita lihat lebih dekat bagaimana struktur dan evolusi bintang berjalan, di mana mereka mulai dan bagaimana kehidupan mereka yang tak berujung, menurut standar manusia, berakhir.
Secara tradisional, para ilmuwan berasumsi bahwa bintang terbentuk sebagai hasil dari kondensasi awan dari lingkungan gas-debu. Di bawah pengaruh gaya gravitasi, bola gas buram, padat dalam struktur, terbentuk dari awan yang terbentuk. Tekanan internalnya tidak dapat mengimbangi gaya gravitasi yang menekannya. Secara bertahap, bola berkontraksi sedemikian rupa sehingga suhu bagian dalam bintang naik, dan tekanan gas panas di dalam bola menyeimbangkan kekuatan eksternal. Setelah itu, kompresi berhenti. Durasi proses ini tergantung pada massa bintang dan biasanya berkisar antara dua hingga beberapa ratus juta tahun.
Struktur bintang menunjukkan hal yang sangat demam tinggi di perut mereka, yang berkontribusi pada proses termonuklir terus menerus (hidrogen yang membentuk mereka berubah menjadi helium). Proses inilah yang menyebabkan radiasi bintang yang intens. Waktu yang dibutuhkan mereka untuk mengkonsumsi pasokan hidrogen yang tersedia ditentukan oleh massa mereka. Durasi radiasi juga tergantung pada ini.
Ketika cadangan hidrogen habis, evolusi bintang mendekati tahap pembentukan, yang terjadi sebagai berikut. Setelah pelepasan energi berhenti, gaya gravitasi mulai menekan inti. Dalam hal ini, ukuran bintang meningkat secara signifikan. Luminositas juga meningkat saat proses berlanjut, tetapi hanya dalam lapisan tipis pada batas inti.
Proses ini disertai dengan peningkatan suhu inti helium yang runtuh dan transformasi inti helium menjadi inti karbon.
Matahari kita diprediksi akan berubah menjadi raksasa merah dalam delapan miliar tahun. Dalam hal ini, radiusnya akan meningkat beberapa puluh kali lipat, dan luminositasnya akan meningkat ratusan kali dibandingkan dengan indikator saat ini.
Umur bintang, seperti yang telah disebutkan, tergantung pada massanya. Objek dengan massa yang lebih kecil dari massa matahari, sangat ekonomis "menghabiskan" cadangannya, oleh karena itu, mereka dapat bersinar selama puluhan miliar tahun.
Evolusi bintang berakhir dengan pembentukan, ini terjadi pada bintang-bintang yang massanya dekat dengan massa Matahari, yaitu. tidak melebihi 1,2 dari itu.
Bintang raksasa cenderung dengan cepat menghabiskan pasokan bahan bakar nuklirnya. Ini disertai dengan hilangnya massa yang signifikan, khususnya karena pengusiran kulit terluar. Akibatnya, hanya bagian tengah yang mendingin secara bertahap yang tersisa, di mana reaksi nuklir benar-benar berhenti. Seiring waktu, bintang-bintang seperti itu menghentikan radiasinya dan menjadi tidak terlihat.
Namun terkadang evolusi normal dan struktur bintang terganggu. Paling sering ini berlaku untuk objek besar yang telah menghabiskan semua jenis bahan bakar termonuklir. Kemudian mereka dapat diubah menjadi neutron, atau Dan semakin banyak ilmuwan mempelajari benda-benda ini, semakin banyak pertanyaan baru yang muncul.