Bintang 1 berbentuk bola panas, sebagian besar gas terionisasi. Ionisasi materi bintang merupakan konsekuensi dari suhunya yang tinggi (dari beberapa ribu hingga beberapa puluh ribu derajat).
Sebagai hasil mempelajari komposisi kimia Matahari dan bintang-bintang lainnya, ditemukan bahwa mereka mengandung hampir semua unsur kimia yang ada di Bumi dan disajikan dalam tabel D.I. Ternyata dalam banyak kasus, 70% massa bintang adalah hidrogen, 28% adalah helium, dan 2% adalah unsur yang lebih berat.
Anda sudah tahu bahwa semakin besar massa sebuah bintang, semakin kuat medan gravitasi yang ditimbulkannya. Akibat aksi gaya gravitasi yang menekan materi bintang, suhu, kepadatan, dan tekanannya meningkat secara signifikan dari lapisan luar hingga pusat.
Jadi, misalnya suhu lapisan luar Matahari kira-kira 6 · 10 3 ° C, dan di tengahnya sekitar 14-15 juta ° C, massa jenis materi di pusat Matahari kira-kira 150 g /cm 3 (19 kali lebih banyak dari besi) , dan tekanan dari lapisan tengah ke tengah meningkat dari 7 · 10 8 menjadi 3,4 · 10 11 atm. Pada suhu dan tekanan seperti itu, reaksi termonuklir dapat terjadi di dalam inti yang merupakan sumber energi bintang.
Kekuatan radiasi sebuah bintang (disebut juga luminositas dan dilambangkan dengan huruf L) sebanding dengan pangkat empat massanya:
Reaksi termonuklir yang terjadi di kedalaman bintang adalah salah satu proses yang secara signifikan membedakan bintang dari planet, karena sumber internal pemanasan planet adalah peluruhan radioaktif. Perbedaan ini disebabkan oleh fakta bahwa massa bintang mana pun jelas lebih besar daripada massa planet terbesar sekalipun. Hal ini dapat diilustrasikan dengan menggunakan contoh Jupiter. Terlepas dari kenyataan bahwa dalam banyak hal ia sangat mirip dengan bintang, massanya ternyata tidak cukup untuk kondisi yang diperlukan agar reaksi termonuklir dapat terjadi di kedalamannya.
Sebagai hasil dari reaksi termonuklir di kedalaman Matahari, energi yang sangat besar dilepaskan untuk mempertahankan cahayanya. Mari kita perhatikan bagaimana energi ini sampai ke permukaan Matahari.
Di zona perpindahan energi radiasi (Gbr. 188), panas yang dilepaskan di inti menyebar dari pusat ke permukaan Matahari melalui radiasi, yaitu melalui penyerapan dan emisi sebagian cahaya - kuanta - oleh materi. Karena kuanta dipancarkan oleh atom ke segala arah, perjalanannya ke permukaan membutuhkan waktu ribuan tahun.
Beras. 188. Struktur Matahari
Di zona konveksi, energi ditransfer ke permukaan melalui aliran gas panas yang mengambang. Setelah mencapai permukaan, gas yang mengeluarkan energi mendingin, menjadi lebih padat dan tenggelam ke dasar zona. Di zona konvektif, gasnya buram. Oleh karena itu, Anda hanya dapat melihat lapisan-lapisan yang berada di atasnya: fotosfer, kromosfer, dan korona (tidak ditunjukkan pada gambar). Ketiga lapisan ini termasuk dalam atmosfer matahari.
Fotosfer (“bola cahaya”) dalam foto tampak seperti kumpulan titik terang - butiran (Gbr. 189), dipisahkan oleh garis gelap tipis. Titik terang merupakan aliran gas panas yang melayang ke permukaan zona konvektif.
Beras. 189. Butiran dan bintik pada fotosfer Matahari
Kromosfer (“bola warna”) dinamakan demikian karena warnanya yang ungu kemerahan. Salah satu fenomena paling menarik yang dapat diamati di kromosfer adalah penonjolan 2 . Panjang kromosfer mencapai 10-15 ribu km.
Bagian terluar dari atmosfer Matahari adalah mahkota. Ia meluas hingga jutaan kilometer (yaitu, jarak beberapa jari-jari matahari), meskipun faktanya gaya gravitasi di Matahari sangat tinggi. Luasnya corona dijelaskan oleh fakta bahwa pergerakan atom dan elektron di dalam corona, yang dipanaskan hingga suhu 1-2 juta ° C, terjadi dengan kecepatan yang sangat tinggi. Korona matahari terlihat jelas saat terjadi gerhana matahari (Gbr. 190). Bentuk dan kecerahan mahkota berubah sesuai dengan siklus aktivitas matahari, yakni dengan periodisitas 11 tahun.
Beras. 190. Korona matahari (saat gerhana matahari total tahun 1999)
Induksi medan magnet di Matahari hanya 2 kali lebih besar dibandingkan di permukaan Bumi. Namun terkadang, medan magnet terkonsentrasi muncul di wilayah kecil di atmosfer matahari, beberapa ribu kali lebih kuat daripada di Bumi. Mereka mencegah munculnya plasma panas, akibatnya, alih-alih butiran terang, terbentuk area gelap - bintik matahari (lihat Gambar 189). Ketika sekelompok besar bintik muncul, kekuatan radiasi tampak, ultraviolet dan sinar-X meningkat tajam, yang dapat berdampak buruk pada kesejahteraan manusia.
Pergerakan bintik-bintik melintasi piringan matahari merupakan akibat dari rotasinya yang terjadi dengan jangka waktu 25,4 hari relatif terhadap bintang.
Tahap akhir dari proses evolusi bintang meliputi beberapa tahap. Ketika semua hidrogen di pusat bintang berubah menjadi helium, struktur bintang mulai berubah secara nyata. Luminositasnya meningkat, suhu permukaan menurun, lapisan luar mengembang dan lapisan dalam berkontraksi. Bintang tersebut menjadi raksasa merah, yaitu bintang besar dengan luminositas tinggi dan kepadatan sangat rendah. Inti helium yang padat dan panas terbentuk di tengahnya. Ketika suhu di dalamnya mencapai 100 juta °C, reaksi pengubahan helium menjadi karbon dimulai, disertai dengan pelepasan energi dalam jumlah besar.
Pada tahap berikutnya, bintang-bintang seperti Matahari melepaskan sebagian materinya, menyusut menjadi seukuran planet, berubah menjadi bintang kecil yang sangat padat – katai putih, dan perlahan mendingin.
Pertanyaan
- Pada suhu inti sekitar 14-15 juta ° C dan tekanan dari 7 · 10 8 hingga 3,4 · 10 11 atm, bintang seharusnya berubah menjadi awan gas yang mengembang. Tapi ini tidak terjadi. Menurut Anda, kekuatan apa yang menentang perluasan bintang?
- Apa sumber energi yang dipancarkan bintang?
- Proses fisik apa yang menjadi sumber pemanasan internal planet ini?
- Apa penyebab terbentuknya bintik matahari?
- Atmosfer matahari terdiri dari lapisan apa?
- Ceritakan kepada kami tentang tahapan utama evolusi Matahari.
2 Yang menonjol adalah formasi plasma yang sangat besar, hingga ratusan ribu kilometer, di dalam korona matahari, yang memiliki kepadatan lebih tinggi dan suhu lebih rendah dibandingkan plasma corona di sekitarnya.
Bintang: kelahiran, kehidupan dan kematian mereka [Edisi ketiga, direvisi] Shklovsky Joseph Samuilovich
Bab 7 Bagaimana bintang memancar?
Bab 7 Bagaimana bintang memancar?
Pada suhu sekitar sepuluh juta Kelvin dan kepadatan materi yang cukup tinggi, bagian dalam bintang seharusnya “diisi” dengan radiasi dalam jumlah besar. Kuanta radiasi ini terus berinteraksi dengan materi, diserap dan dipancarkan kembali olehnya. Sebagai hasil dari proses tersebut, medan radiasi diperoleh keseimbangan karakter (tepatnya, hampir karakter keseimbangan - lihat di bawah), yaitu dijelaskan oleh rumus Planck yang terkenal dengan parameternya T, sama dengan suhu lingkungan. Misalnya kerapatan radiasi pada frekuensi
dalam interval frekuensi satuan sama dengan
Karakteristik penting dari medan radiasi adalah sifatnya intensitas, biasanya dilambangkan dengan simbol SAYA
Yang terakhir didefinisikan sebagai jumlah energi yang mengalir melalui area seluas satu sentimeter persegi dalam interval frekuensi satuan dalam satu detik dalam sudut padat satu steradian dalam beberapa arah tertentu, dan area tersebut tegak lurus terhadap arah ini. Jika nilai intensitasnya sama untuk semua arah, maka kerapatan radiasi dihubungkan dengan hubungan sederhana
Akhirnya, yang sangat penting untuk masalah struktur internal bintang adalah fluks radiasi, dilambangkan dengan surat itu H. Kita dapat mendefinisikan besaran penting ini dalam bentuk jumlah total energi yang mengalir keluar melalui suatu bola imajiner yang mengelilingi pusat bintang:
| (7.5) |
Jika energi “diproduksi” hanya di wilayah terdalam bintang, maka besarnya L tetap konstan, yaitu tidak bergantung pada radius yang dipilih secara sewenang-wenang R. Percaya R = R, yaitu jari-jari bintang, kita akan menemukan artinya L: jelas itu mudah kilau bintang. Adapun jumlah alirannya H, lalu berubah dengan kedalaman sebagai R -2 .
Jika intensitas radiasi ke segala arah adalah benar-benar sama(yaitu, seperti yang mereka katakan, medan radiasinya adalah isotropik), lalu alirannya H akan sama dengan nol[ 18 ]. Hal ini mudah dipahami jika kita membayangkan bahwa dalam medan isotropik, jumlah radiasi yang mengalir melalui bola dengan radius sembarang ke luar, sama dengan nomornya pemasukan di dalam lingkup energi imajiner ini. Dalam kondisi interior bintang, medan radiasi hampir isotropik. Artinya nilainya SAYA sangat unggul H. Kami dapat memverifikasi ini secara langsung. Menurut (7.2) dan (7.4) di T= 10 7 K SAYA= 10 23 erg/cm 2
terhapus, dan jumlah radiasi yang mengalir ke satu arah (“atas” atau “bawah”) akan sedikit lebih besar: F = SAYA = 3
10 23 erg/cm 2
Dengan. Sedangkan besarnya fluks radiasi matahari di bagian tengahnya. di suatu tempat di kejauhan
100 000 km dari pusatnya (tujuh kali lebih kecil dari jari-jari matahari), akan sama dengan H = aku/ 4R 2 = 4
10 33 / 10 21 = 4
10 12 erg/cm 2
s, yaitu seribu miliar kali lebih sedikit. Hal ini dijelaskan oleh fakta bahwa di bagian dalam matahari, fluks radiasi ke luar (“naik”) hampir sama persis dengan fluks radiasi ke dalam (“turun”). Ini semua tentang "hampir". Perbedaan intensitas medan radiasi yang tidak signifikan menentukan keseluruhan pola radiasi dari sebuah bintang. Karena alasan inilah kami membuat reservasi di atas bahwa medan radiasi hampir setimbang. Dengan medan radiasi yang sangat seimbang, seharusnya tidak ada fluks radiasi! Mari kita tekankan sekali lagi bahwa penyimpangan medan radiasi nyata di bagian dalam bintang dari medan Planck dapat diabaikan sama sekali, seperti terlihat dari kecilnya rasio. HF
Pada T
10 7 K energi maksimum dalam spektrum Planck berada pada rentang sinar-X. Hal ini mengikuti hukum Wien, yang terkenal dari teori dasar radiasi:
| (7.6) |
10 -8 cm atau 3? - rentang sinar-X yang khas. Jumlah energi radiasi yang terkandung di bagian dalam Matahari (atau bintang lainnya) sangat bergantung pada distribusi suhu terhadap kedalaman, karena kamu T 4. Teori pasti tentang interior bintang memungkinkan kita memperoleh ketergantungan seperti itu, yang berarti bahwa bintang kita memiliki cadangan energi radiasi sekitar 10 45 erg. Jika tidak ada yang bisa menahan kuanta radiasi keras ini, mereka akan meninggalkan Matahari dalam beberapa detik dan ledakan dahsyat ini pasti akan membakar seluruh kehidupan di permukaan bumi. Hal ini tidak terjadi karena radiasi secara harfiah “terkunci” di dalam Matahari. Ketebalan materi Matahari yang sangat besar berfungsi sebagai “penyangga” yang dapat diandalkan. Kuanta radiasi, yang terus menerus dan sangat sering diserap oleh atom, ion, dan elektron plasma materi matahari, hanya “bocor” dengan sangat lambat. Dalam proses “difusi” seperti itu, mereka secara signifikan mengubah kualitas utama mereka – energi. Jika di kedalaman bintang, seperti yang telah kita lihat, energinya sesuai dengan rentang sinar-X, maka kuanta yang keluar dari permukaan bintang sudah sangat "tipis" - energinya terutama sesuai dengan rentang optik.
Timbul pertanyaan utama: apa yang menentukan luminositas sebuah bintang, yaitu kekuatan radiasinya? Mengapa sebuah bintang, yang memiliki sumber energi yang sangat besar, menghabiskannya dengan begitu “ekonomis”, hanya kehilangan sebagian kecil, meskipun cukup pasti, sebagian dari “cadangan” radiasinya? Di atas kami menilai cadangan energi radiasi di bagian dalam bintang. Perlu diingat bahwa energi ini, ketika berinteraksi dengan materi, terus diserap dan diperbarui dalam jumlah yang sama. “Reservoir” untuk energi radiasi yang “tersedia” di perut bintang adalah panas energi partikel materi. Tidak sulit memperkirakan nilainya energi termal, disimpan dalam bintang. Untuk lebih spesifiknya, mari kita perhatikan Matahari. Dengan asumsi, untuk kesederhanaan, bahwa ia hanya terdiri dari hidrogen, dan mengetahui massanya, mudah untuk menemukan bahwa ada sekitar 2
10 57 partikel - proton dan elektron. Pada suhu tertentu T
10 7 K energi rata-rata per partikel akan sama dengan kT = 2
10 -9 erg yang artinya cadangan energi panas matahari W T merupakan jumlah yang sangat signifikan
10 48 misalnya. Pada daya radiasi matahari yang teramati L
10 33 erg/s cadangan ini cukup untuk 10 15 detik atau
30 juta tahun. Pertanyaannya adalah: mengapa Matahari memiliki luminositas persis seperti yang kita amati? Atau dengan kata lain, mengapa bola gas yang bermassa sama dengan massa Matahari, yang berada dalam keadaan setimbang hidrostatis, memiliki jari-jari tertentu dan suhu permukaan tertentu yang menjadi tempat keluarnya radiasi? Karena luminositas bintang mana pun, termasuk Matahari, dapat direpresentasikan dengan ekspresi sederhana
|
(7.7) |
Di mana T e- suhu permukaan matahari [19]. Memang, pada prinsipnya, Matahari, dengan massa dan radius yang sama, dapat memiliki suhu, katakanlah, 20.000 K, dan luminositasnya akan ratusan kali lebih besar. Namun, hal ini tidak terjadi, dan tentu saja ini bukan suatu kebetulan.
Di atas kita berbicara tentang cadangan energi panas dalam sebuah bintang. Selain energi panas, bintang juga memiliki cadangan energi jenis lain yang cukup besar. Pertama-tama, mari kita pertimbangkan gravitasi energi. Yang terakhir ini didefinisikan sebagai energi tarikan gravitasi semua partikel bintang satu sama lain. Memang benar potensi energi bintang dan memiliki tanda minus. Secara numerik, ini sama dengan usaha yang perlu dikeluarkan untuk mengatasi gaya gravitasi, “menarik” semua bagian bintang ke jarak yang sangat jauh dari pusatnya. Perkiraan besarnya energi ini dapat dibuat dengan mencari energi interaksi gravitasi bintang dengan dirinya sendiri:
Sekarang mari kita perhatikan sebuah bintang yang tidak berada dalam keadaan setimbang dan diam, tetapi dalam tahap kompresi lambat (seperti halnya protobintang; lihat § 5). Selama proses kompresi, energi gravitasi bintang perlahan-lahan berkurang(ingat bahwa itu negatif). Namun seperti terlihat dari rumus (7.9), saja setengah Energi gravitasi yang dilepaskan akan berubah menjadi panas, yaitu akan digunakan untuk memanaskan suatu zat. Separuh energi yang dilepaskan lainnya harus meninggalkan bintang dalam bentuk radiasi. Oleh karena itu, jika sumber energi radiasi sebuah bintang adalah kompresinya, maka jumlah energi yang dipancarkan selama evolusinya sama dengan cadangan energi panasnya.
Mengesampingkan untuk saat ini pertanyaan yang sangat penting tentang alasan mengapa seorang bintang memilikinya benar-benar pasti luminositas, kami segera menekankan bahwa jika kita menganggap sumber energi bintang sebagai pelepasan energi gravitasinya selama proses kompresi (seperti yang diyakini pada akhir abad ke-19), maka kita akan menghadapi kesulitan yang sangat serius. Intinya bukanlah bahwa untuk memastikan luminositas yang diamati, jari-jari Matahari harus berkurang sekitar 20 meter setiap tahunnya - teknologi astronomi observasional modern tidak mampu mendeteksi perubahan kecil dalam ukuran Matahari. Kesulitannya adalah bahwa cadangan energi gravitasi Matahari hanya akan cukup untuk radiasi bintang kita selama 30 juta tahun, asalkan radiasinya di masa lalu kira-kira sama dengan radiasi sekarang. Jika pada abad ke-19, ketika fisikawan terkenal Inggris Thompson (Lord Kelvin) mengemukakan hipotesis “gravitasi” tentang pemeliharaan radiasi matahari, pengetahuan tentang usia Bumi dan Matahari masih sangat kabur, kini hal tersebut tidak lagi terjadi. Data geologi dengan keandalan yang tinggi memungkinkan kita untuk menegaskan bahwa usia Matahari diperkirakan setidaknya beberapa miliar tahun, yang seratus kali lebih tinggi dari “skala Kelvin” untuk kehidupannya.
Hal ini mengarah pada kesimpulan yang sangat penting bahwa baik energi panas maupun gravitasi tidak dapat memberikan radiasi jangka panjang dari Matahari, serta sebagian besar bintang lainnya. Abad kita telah lama menunjukkan adanya sumber energi radiasi ketiga dari Matahari dan bintang-bintang, yang sangat penting bagi keseluruhan masalah kita. Ini tentang energi nuklir(lihat § 3). Dalam § 8 kita akan membahas secara lebih rinci dan spesifik tentang reaksi nuklir yang terjadi di bagian dalam bintang.
Jumlah cadangan energi nuklir W saya = 0 , 008Xc 2 M
10 52 erg melebihi jumlah energi gravitasi dan panas Matahari lebih dari 1000 kali lipat. Hal yang sama berlaku untuk sebagian besar bintang lainnya. Cadangan ini cukup untuk mempertahankan radiasi Matahari selama seratus miliar tahun! Tentu saja, tidak berarti bahwa Matahari akan memancarkan radiasi dalam jangka waktu yang sangat lama pada tingkat saat ini. Namun bagaimanapun juga, jelas bahwa Matahari dan bintang-bintang memiliki cadangan bahan bakar nuklir yang lebih dari cukup.
Penting untuk ditekankan bahwa reaksi nuklir yang terjadi di kedalaman Matahari dan bintang-bintang adalah termonuklir. Ini berarti bahwa meskipun partikel bermuatan cepat (dan karena itu cukup energik) bereaksi, mereka tetap bereaksi panas. Faktanya adalah partikel gas yang dipanaskan sampai suhu tertentu memiliki Distribusi kecepatan Maxwellian. Pada suhu tertentu
10 7 K energi rata-rata gerakan termal partikel mendekati 1000 eV. Energi ini terlalu rendah untuk mengatasi gaya tolak Coulomb ketika dua inti bertabrakan dan menabrak inti lain sehingga menyebabkan transformasi nuklir. Energi yang dibutuhkan setidaknya harus puluhan kali lebih besar. Namun penting bahwa dengan distribusi kecepatan Maxwellian akan selalu ada partikel yang energinya jauh melebihi rata-rata. Benar, jumlah mereka sedikit, tetapi hanya mereka, yang bertabrakan dengan inti lain, menyebabkan transformasi nuklir dan, akibatnya, pelepasan energi. Jumlah inti yang sangat cepat, namun tetap “termal”. sangat bergantung pada suhu zat. Tampaknya dalam situasi seperti itu, reaksi nuklir, yang disertai dengan pelepasan energi, dapat dengan cepat meningkatkan suhu materi, yang pada gilirannya menyebabkan kecepatannya meningkat tajam, dan bintang dapat menghabiskan pasokan bahan bakar nuklirnya dalam jumlah besar. waktu yang relatif singkat dengan meningkatkan luminositasnya. Bagaimanapun, energi tidak bisa mengumpulkan dalam sebuah bintang - hal ini akan menyebabkan peningkatan tajam dalam tekanan gas dan bintang tersebut akan meledak begitu saja seperti ketel uap yang terlalu panas. Oleh karena itu, semua energi nuklir yang dilepaskan di kedalaman bintang harus meninggalkan bintang; Proses ini menentukan luminositas sebuah bintang. Namun faktanya adalah, apa pun reaksi termonuklir yang ada, reaksi tersebut tidak dapat terjadi di sebuah bintang dengan kecepatan yang berubah-ubah. Segera setelah, setidaknya dalam skala kecil, terjadi pemanasan lokal (yaitu lokal) pada materi bintang, pemanasan tersebut disebabkan oleh peningkatan tekanan. akan berkembang, itulah sebabnya, menurut rumus Clapeyron, hal itu akan terjadi pendinginan. Dalam hal ini, laju reaksi nuklir akan segera turun dan zat akan kembali ke keadaan semula. Proses pemulihan keseimbangan hidrostatik yang terganggu akibat pemanasan lokal, seperti yang kita lihat sebelumnya, berlangsung sangat cepat.
Dengan demikian, laju reaksi nuklir seolah-olah “menyesuaikan diri dengan distribusi suhu di dalam bintang. Meski terdengar paradoks, besarnya luminositas bintang tidak bergantung dari reaksi nuklir yang terjadi di kedalamannya! Arti penting dari reaksi nuklir adalah bahwa reaksi-reaksi tersebut seolah-olah mendukung rezim suhu yang stabil pada tingkat yang ditentukan oleh struktur bintang, memastikan luminositas bintang selama interval waktu “kosmogonik”. Jadi, bintang “normal” (misalnya Matahari) adalah mesin yang diatur dengan sempurna yang dapat beroperasi dalam mode stabil untuk waktu yang lama.
Sekarang kita harus sampai pada jawaban atas pertanyaan utama yang diajukan di awal bagian ini: jika luminositas sebuah bintang tidak bergantung pada sumber energi yang ada di dalamnya, lalu apa yang menentukannya? Untuk menjawab pertanyaan ini, pertama-tama kita harus memahami bagaimana energi diangkut (ditransfer) dari bagian pusat ke pinggiran di bagian dalam bintang. Ada tiga metode utama perpindahan energi: a) konduktivitas termal, b) konveksi, c) radiasi. Bagi sebagian besar bintang, termasuk Matahari, mekanisme transfer energi melalui konduksi termal ternyata sama sekali tidak efektif dibandingkan mekanisme lainnya. Pengecualiannya adalah lapisan tanah bawah katai putih, yang akan dibahas pada § 10. Konveksi terjadi ketika energi panas berpindah bersama materi. Misalnya, gas yang dipanaskan jika bersentuhan dengan permukaan panas akan memuai, sehingga membentuk massa jenisnya berkurang dan ia menjauh dari badan pemanas - ia hanya “mengambang”. Sebagai gantinya, gas dingin turun, yang kembali memanas dan mengapung, dll. Proses seperti itu, dalam kondisi tertentu, dapat terjadi dengan cukup hebat. Perannya di wilayah paling tengah dari bintang-bintang yang relatif masif, serta di lapisan “subfotosfer” terluarnya, bisa sangat signifikan, seperti yang akan dibahas di bawah. Proses utama transfer energi di interior bintang masih berlangsung radiasi.
Telah kami katakan di atas bahwa medan radiasi di bagian dalam bintang hampir isotropik. Jika kita membayangkan sejumlah kecil materi bintang di suatu tempat di dalam perut bintang, maka intensitas radiasi yang datang “dari bawah”, yaitu dari arah pusat bintang, akan sedikit lebih besar daripada dari arah sebaliknya. arah. Karena alasan inilah ada di dalam bintang mengalir radiasi. Apa yang menentukan perbedaan intensitas radiasi yang datang dari “atas” dan “dari bawah”, yaitu fluks radiasi? Mari kita bayangkan sejenak bahwa substansi interior bintang hampir transparan. Kemudian radiasi yang berasal jauh darinya, di suatu tempat di wilayah paling tengah bintang, akan melewati volume kita “dari bawah”. Karena suhu di sana tinggi, intensitasnya akan sangat signifikan. Sebaliknya, intensitas yang datang “dari atas” akan sesuai dengan suhu lapisan luar bintang yang relatif rendah. Dalam kasus imajiner ini, perbedaan intensitas radiasi “dari bawah” dan “dari atas” akan sangat besar dan akan sangat besar. mengalir radiasi.
Sekarang mari kita bayangkan ekstrem lainnya: materi bintang sangat buram. Kemudian dari volume ini seseorang hanya dapat “melihat” pada jarak sekitar aku/
Koefisien serapan dihitung per satuan massa[ 20 ]. Di kedalaman Matahari besarnya aku/
Hampir satu milimeter. Sekilas bahkan aneh bahwa gas bisa begitu buram. Lagi pula, ketika kita berada di atmosfer bumi, kita melihat benda-benda yang jaraknya puluhan kilometer! Opasitas yang sangat besar dari zat gas di interior bintang disebabkan oleh kepadatannya yang tinggi, dan yang terpenting, oleh suhu yang tinggi, yang menyebabkan gas tersebut terionisasi. Jelas bahwa perbedaan suhu lebih dari satu milimeter harus diabaikan. Hal ini dapat diperkirakan secara kasar dengan mempertimbangkan keseragaman perbedaan suhu dari pusat Matahari ke permukaannya. Ternyata perbedaan suhu pada jarak 1 mm mendekati seperseratus ribu derajat. Oleh karena itu, perbedaan antara intensitas radiasi yang datang dari “atas” dan “dari bawah” dapat diabaikan. Akibatnya, fluks radiasi akan dapat diabaikan dibandingkan dengan intensitasnya, seperti dibahas di atas.
Jadi, kita sampai pada kesimpulan penting bahwa opacity materi bintang menentukan mengalir radiasi, dan karena itu luminositas bintang. Semakin besar opasitas materi bintang, semakin rendah fluks radiasinya. Selain itu, fluks radiasi tentunya juga bergantung pada seberapa cepat suhu bintang berubah seiring kedalaman. Mari kita bayangkan sebuah bola gas yang dipanaskan, yang suhunya konstan. Jelas sekali bahwa dalam hal ini fluks radiasi akan sama dengan nol, terlepas dari apakah serapan radiasinya besar atau kecil. Bagaimanapun juga, apapun yang terjadi
intensitas radiasi “dari atas” akan sama dengan intensitas radiasi “dari bawah”, karena suhunya sama persis.
Sekarang kita dapat memahami sepenuhnya arti dari rumus pasti yang menghubungkan luminositas sebuah bintang dengan ciri-ciri utamanya:
|
(7.10) |
dimana simbolnya
berarti perubahan suhu saat Anda bergerak satu sentimeter dari pusat bintang. Jika suhunya benar-benar konstan, maka
akan sama dengan nol. Rumus (7.10) mengungkapkan apa yang telah dibahas di atas. Fluks radiasi dari sebuah bintang (dan akibatnya, luminositasnya) semakin besar, semakin rendah opasitas materi bintang dan semakin besar perbedaan suhu di bagian dalam bintang.
Rumus (7.10) memungkinkan kita, pertama-tama, memperoleh luminositas sebuah bintang jika karakteristik utamanya diketahui. Namun sebelum beralih ke perkiraan numerik, kami akan mengubah rumus ini. Mari berekspresi T melalui M, menggunakan rumus (6.2), dan terima itu
3M/ 4R 3 .
Lalu, dengan asumsi
Akan memiliki
|
(7.11) |
Ciri khas dari rumus yang dihasilkan adalah ketergantungan luminositas pada jari-jari bintang dihilangkan. Meskipun ketergantungan pada berat molekul rata-rata interior bintang cukup kuat, namun nilainya sendiri
Bagi sebagian besar bintang, perubahannya tidak signifikan. Opasitas materi bintang
terutama bergantung pada keberadaan unsur berat di dalamnya. Faktanya adalah hidrogen dan helium berada dalam kondisi interior bintang sepenuhnya Mereka terionisasi dan dalam keadaan ini mereka hampir tidak mampu menyerap radiasi. Memang, agar kuantum radiasi dapat diserap, energinya harus dihabiskan seluruhnya untuk mengeluarkan elektron dari inti, yaitu untuk ionisasi. Jika atom hidrogen dan helium terionisasi seluruhnya, sederhananya, tidak ada yang terkoyak [21]. Elemen berat adalah masalah yang berbeda. Seperti yang kita lihat di atas, mereka masih menyimpan sebagian elektronnya di kulit terdalamnya sehingga dapat menyerap radiasi dengan cukup efektif. Oleh karena itu, meskipun kandungan relatif unsur-unsur berat di interior bintang kecil, perannya sangat besar, karena unsur-unsur tersebut terutama menentukan opasitas materi bintang.
Teori ini mengarah pada ketergantungan sederhana dari koefisien penyerapan pada karakteristik zat (rumus Kramer):
| (7.12) |
Namun perlu diperhatikan bahwa rumus ini hanyalah perkiraan. Meskipun demikian, maka kita tidak akan melakukan kesalahan yang terlalu besar jika kita memberi nilai
tidak banyak berubah dari satu bintang ke bintang lainnya. Perhitungan yang akurat menunjukkan hal itu untuk bintang masif yang panas
1, sedangkan untuk katai merah nilainya
10 kali lebih banyak. Jadi, dari rumus (7.11) dapat disimpulkan bahwa luminositas bintang “normal” (yaitu bintang yang berada dalam kesetimbangan pada deret utama) terutama bergantung pada massanya. Jika kita mengganti nilai numerik dari semua koefisien yang termasuk dalam rumus, maka nilai tersebut dapat ditulis ulang ke dalam bentuk
|
(7.13) |
Rumus ini memungkinkan untuk menentukan mutlak nilai luminositas suatu bintang jika massanya diketahui. Misalnya untuk Matahari dapat diasumsikan koefisien serapannya
20, dan berat molekul rata-rata
0, 6 (lihat di atas). Kemudian II
5, 6. Kita tidak perlu malu dengan kenyataan itu II
Ternyata tidak sama dengan satu. Hal ini disebabkan oleh kekasaran ekstrim model kami. Perhitungan yang akurat dengan mempertimbangkan distribusi suhu matahari dengan kedalaman memberikan arti II
Dekat dengan kesatuan.
Arti utama rumus (7.13) adalah memberikan ketergantungan luminositas bintang deret utama pada massa. Oleh karena itu, rumus (7.13) biasanya disebut “hubungan massa-luminositas”. Mari kita sekali lagi menarik perhatian pada fakta bahwa karakteristik penting dari sebuah bintang seperti miliknya radius, tidak termasuk dalam rumus ini. Tidak ada tanda-tanda ketergantungan luminositas bintang pada kekuatan sumber energi di kedalamannya. Keadaan terakhir ini sangat penting. Seperti yang telah kami tekankan di atas, bintang dengan massa tertentu, seolah-olah, mengatur kekuatan sumber energi, yang “menyesuaikan” dengan struktur dan “opasitasnya”.
Hubungan massa-luminositas pertama kali diturunkan oleh astronom Inggris terkemuka Eddington, pendiri teori modern tentang struktur internal bintang. Ketergantungan ini ditemukan olehnya secara teoritis dan baru kemudian dikonfirmasi dengan menggunakan bahan observasi yang luas. Kesesuaian rumus ini, seperti kita lihat di atas, diperoleh dari asumsi yang paling sederhana, dengan hasil observasi secara umum baik. Beberapa perbedaan terjadi pada massa bintang yang sangat besar dan sangat kecil (yaitu raksasa biru dan katai merah). Namun, perbaikan lebih lanjut dari teori ini memungkinkan untuk menghilangkan perbedaan-perbedaan ini...
Di atas kami menyajikan hubungan antara fluks radiasi dan perbedaan suhu, berdasarkan asumsi bahwa energi ditransfer dari bagian dalam bintang ke luar hanya melalui radiasi (lihat rumus (7.10)). Di bagian dalam bintang, syaratnya terpenuhi keseimbangan radiasi. Artinya setiap elemen volume bintang menyerap energi yang sama persis dengan energi yang dipancarkannya. Namun keseimbangan ini tidak selalu terjadi berkelanjutan. Mari kita jelaskan ini dengan contoh sederhana. Mari kita pilih elemen volume kecil di dalam bintang dan secara mental gerakkan ke atas (yaitu lebih dekat ke permukaan) dalam jarak dekat. Karena, saat kita menjauh dari pusat bintang, suhu dan tekanan gas yang membentuknya akan berkurang, volume kita akan mengembang seiring dengan pergerakan tersebut. Kita dapat berasumsi bahwa dalam proses pergerakan tersebut tidak terjadi pertukaran energi antara volume kita dan lingkungan. Dengan kata lain, pemuaian volume saat bergerak ke atas dapat dianggap adiabatik. Pemuaian ini akan terjadi sedemikian rupa sehingga tekanan internalnya selalu sama dengan tekanan eksternal lingkungan. Jika, setelah bergerak, kita membayangkan volume gas kita “ke dirinya sendiri”, maka volume tersebut akan kembali ke posisi semula atau terus bergerak ke atas. Apa yang menentukan arah pergerakan volume?
Dan P mewakili kepadatan dan tekanan. Setelah volume naik (atau, dengan kata lain, “mengalami gangguan”), dan tekanan internalnya seimbang dengan tekanan lingkungan, massa jenisnya harus berbeda dari massa jenis lingkungan tertentu. Hal ini dijelaskan oleh fakta bahwa dalam proses kenaikan dan perluasan volume kita, kepadatannya berubah menurut hukum khusus yang disebut hukum “adiabatik”. Dalam hal ini kita akan memilikinya
|
(7.15) |
Di bagian dalam bintang, transfer energi biasanya terjadi melalui radiasi. Hal ini dijelaskan keberlanjutan lingkungan dalam kaitannya dengan gangguan “imobilitas” (lihat di atas). Namun di bagian dalam sejumlah bintang terdapat lapisan-lapisan tersebut dan bahkan seluruh wilayah luas yang kondisi stabilitasnya yang diperoleh di atas tidak terpenuhi. Dalam kasus ini, sebagian besar energi berpindah secara konveksi. Hal ini biasanya terjadi ketika transfer energi melalui radiasi terbatas karena alasan tertentu. Hal ini dapat terjadi, misalnya, jika opasitasnya terlalu tinggi.
Di atas, hubungan dasar massa-luminositas diperoleh dari asumsi bahwa transfer energi pada bintang hanya terjadi melalui radiasi. Timbul pertanyaan: jika transfer energi secara konveksi juga terjadi di sebuah bintang, apakah ketergantungan ini akan dilanggar? Ternyata tidak! Faktanya adalah bahwa “bintang konvektif penuh”, yaitu bintang yang perpindahan energinya ke mana-mana, dari pusat ke permukaan, hanya dilakukan melalui konveksi, tidak ada di alam. Bintang sungguhan hanya memiliki lapisan yang kurang lebih tipis atau wilayah yang luas di pusatnya di mana konveksi memainkan peran dominan. Namun cukup memiliki setidaknya satu lapisan di dalam bintang, di mana transfer energi dilakukan melalui radiasi, sehingga opasitasnya akan berdampak paling radikal pada “throughput” bintang dalam kaitannya dengan energi yang dilepaskan di kedalamannya. Akan tetapi, keberadaan daerah konvektif pada bagian dalam bintang tentu saja akan mengubah nilai numerik koefisien pada rumus (7.13). Keadaan ini, khususnya, adalah salah satu alasan mengapa luminositas Matahari yang kami hitung menggunakan rumus ini hampir lima kali lebih tinggi daripada luminositas yang kami amati.
Jadi, karena ketidakstabilan spesifik yang dijelaskan di atas, pergerakan gas skala besar terjadi di lapisan konvektif bintang. Massa gas yang lebih panas naik dari bawah ke atas, sedangkan massa gas yang lebih dingin turun. Terjadi proses pencampuran zat yang intensif. Akan tetapi, perhitungan menunjukkan bahwa perbedaan suhu antara unsur-unsur gas yang bergerak dan lingkungan dapat diabaikan sama sekali, hanya sekitar 1 K - dan ini pada suhu zat di bawah permukaan sekitar sepuluh juta kelvin! Hal ini dijelaskan oleh fakta bahwa konveksi sendiri cenderung menyamakan suhu lapisan. Kecepatan rata-rata naik dan turunnya massa gas juga tidak signifikan - hanya sekitar beberapa puluh meter per detik. Penting untuk membandingkan kecepatan ini dengan kecepatan termal atom hidrogen terionisasi di bagian dalam bintang, yang berada pada urutan beberapa ratus kilometer per detik. Karena kecepatan pergerakan gas yang terlibat dalam konveksi puluhan ribu kali lebih kecil daripada kecepatan termal partikel materi bintang, tekanan yang disebabkan oleh aliran konvektif hampir satu miliar kali lebih kecil dari tekanan gas biasa. Artinya konveksi sama sekali tidak mempengaruhi keseimbangan hidrostatik interior bintang, yang ditentukan oleh persamaan gaya tekanan gas dan gravitasi.
Anda tidak boleh membayangkan konveksi sebagai semacam proses yang teratur, di mana area kenaikan gas secara teratur bergantian dengan area penurunannya. Sifat gerak konvektif bukanlah “laminar”, melainkan “turbulen”; artinya, ia sangat kacau, berubah secara acak dalam ruang dan waktu. Sifat kacau dari pergerakan massa gas menyebabkan pencampuran zat secara menyeluruh. Artinya komposisi kimiawi wilayah bintang yang dicakup oleh gerakan konvektif harus homogen. Keadaan terakhir ini sangat penting bagi banyak masalah evolusi bintang. Misalnya, jika akibat reaksi nuklir di bagian terpanas (tengah) zona konvektif, komposisi kimianya berubah (misalnya, hidrogen lebih sedikit, sebagian berubah menjadi helium), maka dalam waktu singkat kali ini perubahan akan menyebar ke seluruh zona konvektif. Dengan demikian, panas nuklir “segar” dapat terus memasuki “zona reaksi nuklir” - wilayah tengah bintang - yang tentu saja sangat penting bagi evolusi bintang [22]. Pada saat yang sama, mungkin ada situasi ketika tidak ada konveksi di wilayah tengah dan terpanas bintang, yang dalam proses evolusi menyebabkan perubahan radikal dalam komposisi kimia wilayah ini. Ini akan dibahas lebih rinci di § 12.
Dari buku Teori Relativitas - tipuan abad ke-20 pengarang Sekerin Vladimir IlyichII Bintang-bintang memancar... Jadi saya terus bergerak melintasi waktu dalam langkah-langkah besar, masing-masing seribu tahun atau lebih, terpikat oleh misteri hari-hari terakhir Bumi dan mengamati dalam keadaan semacam hipnosis bagaimana di bagian barat langit Matahari menjadi lebih besar dan redup... Akhirnya,
Dari buku Menarik tentang kosmogoni pengarang Tomilin Anatoly NikolaevichIII Bintang meledak...Pada hari kedua puluh dua Bulan ketujuh tahun pertama periode Shi-Ho, Yang Weite berkata: “Saya bersujud: Saya mengamati kemunculan bintang tamu di konstelasi Twain-Kuan . Warnanya sedikit pelangi. Sesuai dengan perintah Kaisar, I
Dari buku penulisBab 19 Bintang neutron dan penemuan pulsar Sebagaimana dibahas di bagian kedua buku ini, fase akhir evolusi sebuah bintang, yang terjadi setelah sebagian besar sumber daya bahan bakar nuklir hidrogennya habis, sangat bergantung pada massa.
Dari buku penulisBab 23 Bintang sinar-X Seperti yang telah ditunjukkan dalam pendahuluan buku ini, perkembangan pesat astronomi ekstra-atmosfer, serta astronomi radio, pada tahun-tahun pascaperang menyebabkan revolusi dalam sains kita. Mungkin pencapaian ekstra-atmosfer yang paling mengesankan
Dari buku pengarang Dari buku penulisBintang dalam bermacam-macam Bermacam-macam dalam perdagangan adalah sekumpulan jenis dan jenis barang yang berbeda. Tentu saja, kami tidak akan memperdagangkan bintang. Namun di zaman kompetisi astronomi di universitas perdagangan, istilah seperti itu sangat populer. Dan kami sedang berjuang untuk itu
Dari buku penulisBintang 66. Apa itu bintang? Bintang-bintang adalah matahari lainnya, yang diperkecil menjadi seukuran tusukan peniti karena jaraknya yang sangat jauh dari Bumi. Pada tahun 1600, filsuf Italia Giordano Bruno dibakar di tiang pancang oleh Gereja Katolik karena menyatakan hal tersebut.
Dari buku penulis66. Apakah bintang itu? Bintang-bintang adalah matahari lainnya, yang diperkecil menjadi seukuran tusukan peniti karena jaraknya yang sangat jauh dari Bumi. Pada tahun 1600, filsuf Italia Giordano Bruno dibakar di tiang pancang oleh Gereja Katolik karena mengklaim bahwa bintang-bintang.
Dari buku penulis71. Bagaimana cara kerja bintang? Bintang adalah bola gas raksasa. Ini terbentuk ketika awan antarbintang, yang sebagian besar terdiri dari hidrogen dan helium, mulai runtuh karena beratnya sendiri. Kompresi berlanjut hingga inti menjadi sangat terkompresi dan panas sehingga lepas landas
Dari buku penulis78. Apakah bintang buatan? Ini adalah pertanyaan yang sangat bodoh - bukan? Namun hal ini sebenarnya berkaitan dengan pertanyaan ilmiah yang penting: Bagaimana kita bisa mengenali makhluk luar angkasa (ET)? Dalam pencarian kecerdasan luar angkasa, SETI (pencarian kecerdasan ekstra-terestrial) memindai langit
Bintang adalah benda langit tempat terjadinya reaksi termonuklir. Bintang adalah bola gas (plasma) yang sangat besar dan bercahaya. Mereka terbentuk dari lingkungan gas-debu sebagai akibat dari kompresi gravitasi. Suhu materi di bagian dalam bintang diukur dalam jutaan, 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. Perlu juga dicatat bahwa bintang memiliki kapasitas panas negatif.
Kebanyakan karakteristik bintang biasanya dinyatakan dalam satuan SI. Massa, luminositas, dan jari-jari biasanya diberikan sehubungan dengan Matahari kita:
Bintang - bola gas panas, dan sifat utama gas adalah keinginan untuk mengembang dan menempati volume berapa pun yang disediakan untuknya. Kecenderungan ini disebabkan oleh tekanan gas dan ditentukan oleh suhu dan kepadatannya. Di setiap titik di dalam bintang terdapat gaya tekanan gas yang mencoba mengembangkan bintang. Namun pada setiap titik, hal ini dilawan oleh gaya lain - gaya gravitasi lapisan di atasnya, yang mencoba menekan bintang. Namun, tidak terjadi ekspansi maupun kontraksi, bintang tersebut stabil. Artinya, kedua kekuatan tersebut saling menyeimbangkan. Dan karena berat lapisan di atasnya meningkat seiring dengan kedalaman, tekanan, dan akibatnya, suhu meningkat menuju pusat bintang.
Sebuah bintang memancarkan energi yang dihasilkan di kedalamannya. Temperatur dalam sebuah bintang didistribusikan sedemikian rupa sehingga pada lapisan mana pun, pada saat apa pun, energi yang diterima dari lapisan di bawahnya sama dengan energi yang diberikan ke lapisan di atasnya. Sebanyak energi yang dihasilkan di pusat bintang, jumlah yang sama harus dipancarkan dari permukaannya, jika tidak maka keseimbangannya akan terganggu. Jadi, tekanan radiasi juga ditambahkan ke tekanan gas.
Sinar yang dipancarkan oleh sebuah bintang menerima energinya di kedalaman tempat sumbernya berada, dan bergerak ke luar melalui seluruh ketebalan bintang, memberikan tekanan pada lapisan luar. Jika materi bintang transparan, maka kemajuan ini akan terjadi hampir seketika, dengan kecepatan cahaya. Tapi itu buram dan menghambat aliran radiasi. Sinar cahaya diserap oleh atom dan dipancarkan kembali ke arah lain. Jalur setiap sinar rumit dan menyerupai kurva zigzag yang rumit. Terkadang ia “mengembara” selama ribuan tahun sebelum muncul ke permukaan dan meninggalkan bintang.
Radiasi yang meninggalkan permukaan bintang berbeda secara kualitatif (tetapi tidak secara kuantitatif) dari radiasi yang dihasilkan oleh sumber energi bintang. Saat bergerak ke luar, panjang gelombang cahaya meningkat. Permukaan Matahari, misalnya, sebagian besar memancarkan cahaya dan sinar infra merah, sedangkan sinar-X gelombang pendek dan radiasi gamma muncul di kedalamannya. Tekanan radiasi pada Matahari dan bintang serupa hanyalah sebagian kecil dari tekanan gas, namun pada bintang raksasa, tekanan tersebut signifikan.
Perkiraan suhu dan kepadatan di bagian dalam bintang diperoleh secara teoritis, berdasarkan massa bintang yang diketahui dan kekuatan radiasinya, berdasarkan hukum fisika gas dan hukum gravitasi universal. Suhu yang ditentukan dengan cara ini di wilayah pusat bintang berkisar dari 10 juta derajat untuk bintang yang lebih ringan dari Matahari hingga 30 juta derajat untuk bintang raksasa. Suhu di pusat Matahari sekitar 15 juta derajat.
Pada suhu seperti itu, materi di bagian dalam bintang hampir terionisasi seluruhnya. Atom unsur kimia kehilangan kulit elektronnya. Materi hanya terdiri dari inti atom dan elektron individu. Karena diameter inti atom puluhan ribu kali lebih kecil dari diameter seluruh atom, miliaran inti atom dan elektron individu dapat dengan mudah masuk ke dalam volume yang hanya berisi selusin atom utuh. Dalam hal ini, jarak antar partikel, meskipun kepadatannya tinggi, akan tetap jauh dibandingkan ukurannya. Itulah sebabnya zat yang massa jenisnya di pusat Matahari 100 kali lebih tinggi daripada massa jenis air, lebih padat daripada benda padat mana pun di Bumi! - namun demikian, ia memiliki semua sifat gas ideal.
Suhu di dalam bintang semakin rendah, semakin tinggi konsentrasi partikel dalam gas, yaitu semakin rendah massa molekul rata-ratanya. Dalam materi bintang, semua unsur kimia kecuali hidrogen dan helium memiliki massa molekul rata-rata sekitar 2. Semakin banyak hidrogen dan helium, dibandingkan unsur yang lebih berat, semakin rendah suhu di pusat bintang. Matahari yang mengandung hidrogen murni, misalnya, akan memiliki suhu pusat 10 juta derajat, matahari helium 26 juta derajat, dan matahari yang seluruhnya terdiri dari unsur-unsur berat - 40 juta derajat.
Penentuan komposisi kimia dan kondisi fisik di bagian tengah bintang memungkinkan penyelesaian masalah sumber energi bintang. Pada suhu 10-30 juta derajat dan adanya sejumlah besar inti hidrogen, terjadi reaksi termonuklir, yang mengakibatkan terbentuknya inti berbagai unsur kimia. Tidak semua kemungkinan reaksi nuklir cocok sebagai sumber energi bintang, namun hanya reaksi yang melepaskan energi yang cukup besar dan dapat berlanjut selama beberapa miliar tahun kehidupan bintang.
Setelah pencarian yang panjang, ditemukan bahwa bintang bersinar hampir sepanjang hidupnya karena transformasi empat inti hidrogen (proton) menjadi satu inti helium yang terjadi di dalamnya. Massa empat proton lebih besar dari massa inti helium, dan kelebihan massa ini diubah menjadi energi dalam reaksi termonuklir. Reaksi ini terjadi secara perlahan dan membuat bintang tetap bersinar selama miliaran tahun.
Masalah ketiga adalah rendahnya tingkat radiasi bintang dalam jarak tampak. Pada Gambar. Gambar 8.7 menunjukkan spektrum Matahari dan katai kelas M6 dengan komposisi kimia yang sama. Untuk memudahkan perbandingan, ketinggian maksimum dalam spektrum ini diasumsikan sama. Penurunan tajam spektrum katai-M pada wilayah dengan panjang gelombang lebih pendek dari 0,7 μm akan menghilangkan sebagian besar radiasi yang digunakan organisme darat untuk fotosintesis (Bagian 2.5.2).
Tentu saja, tidak adanya kondisi fotosintesis di planet katai M bukanlah hambatan mendasar bagi perkembangan kehidupan, karena di Bumi, misalnya, terdapat mikroorganisme yang kehidupannya tidak terkait dengan fotosintesis (Bagian 2.5.2). Selain itu, beberapa bakteri terestrial menggunakan radiasi dengan panjang gelombang lebih dari 0,7 mikron untuk fotosintesis. Jadi kelemahan radiasi tampak dari katai-M tidak bisa dianggap sebagai masalah yang tidak dapat diatasi.
Variabilitas emisi M-dwarf
Masalah terakhir ini sepertinya juga tidak berakibat fatal. Semua bintang menyala, termasuk Matahari. Suar adalah peningkatan tajam dalam emisi radiasi elektromagnetik dan partikel bermuatan dari wilayah padat fotosfer, yang sering dikaitkan dengan bintik bintang [Ini mengacu pada bintik gelap di permukaan bintang, mirip dengan bintik matahari. Mereka dicirikan oleh kepadatan energi medan magnet yang tinggi. – Catatan ed.]. Lampu kilat dapat bertahan selama beberapa menit, meskipun biasanya berlangsung selama beberapa puluh detik; namun flare yang panjang pun mempunyai puncak yang pendek dan kuat yang dimulai dengan kenaikan yang lambat dan berakhir dengan penurunan yang lambat. Selama flare, radiasi sinar-X dan ultraviolet (UV) meningkat secara khusus, yang menimbulkan bahaya terbesar bagi organisme hidup. Radiasi sinar-X tidak menimbulkan ancaman karena tidak melewati atmosfer planet, namun radiasi UV menciptakan bahaya yang nyata, terutama karena intensitasnya meningkat sekitar 100 kali lipat pada saat wabah terjadi. Untungnya, radiasi UV katai M dalam keadaan tidak terganggu sangat lemah (Gambar 8.7) sehingga bahkan dengan amplifikasi seratus kali lipat, tingkat radiasi di permukaan planet (yang memiliki atmosfer mirip Bumi) hanya beberapa kali lebih tinggi daripada radiasi UV pada katai M dalam keadaan tidak terganggu. fluks di permukaan bumi yang berasal dari Matahari yang tenang.
Meskipun kekuatan suarnya rendah, katai M muda lebih sering menyala dibandingkan Matahari, terkadang beberapa kali sehari. Untungnya, frekuensi flare menurun seiring bertambahnya usia bintang: frekuensi flare berkurang secara signifikan setelah sekitar 1 miliar tahun. Begitu seringnya flare bintang hanya bisa terjadi menahan munculnya kehidupan di permukaan planet ini. Namun hal tersebut sama sekali tidak dapat mempengaruhi kehidupan di kerak bumi atau di kedalaman lautan.
Jenis variabilitas lainnya disebabkan oleh perubahan luminositas bintang ketika bintik-bintik gelap muncul di permukaannya. Untuk bintang kelas spektral M, ukuran bintiknya bisa jauh lebih besar dibandingkan Matahari; Oleh karena itu, luminositas bintang-bintang tersebut dapat menurun hingga puluhan persen, dan ini dapat berlanjut hingga beberapa bulan. Namun, perhitungan menunjukkan bahwa di planet yang memiliki atmosfer, penurunan suhu tidak akan menjadi bencana besar bahkan bagi penghuni permukaan.
Oleh karena itu, tidak ada alasan yang baik untuk mengecualikan katai M yang ada di mana-mana dari daftar bintang yang mampu menampung planet-planet yang cocok untuk kehidupan, yang manifestasinya dapat kita deteksi dari jauh.
Zona kehidupan galaksi
Tak hanya bintangnya, Galaksi juga punya zona kehidupan. Pada Gambar. Gambar 8.8 secara skematis menunjukkan Galaksi kita jika diamati dari tepi; komponen utamanya diidentifikasi: piringan tipis, piringan tebal, penebalan tengah (tonjolan) dan lingkaran cahaya (Bagian 1.3.2). Perhatikan bahwa piringan tebal termasuk piringan tipis, tetapi berbeda dalam jenis populasi bintangnya. Jumlah bintang yang terdapat pada piringan tipis, piringan tebal, tonjolan dan lingkaran cahaya kira-kira 100:20:10:1, sehingga piringan tipis tersebut memuat sekitar 3/4 dari seluruh bintang di Galaksi.
Zona layak huni Galaksi dapat ditentukan dengan memperkirakan probabilitas keberadaan planet layak huni di setiap komponen Galaksi.
Sebagaimana disebutkan dalam Bagian 8.2.2, faktor utama yang menentukan kemungkinan munculnya kehidupan adalah kandungan logam dari zat pembentuk bintang dan sistem planetnya: agar planet yang dapat dihuni dapat lahir, sifat logam dari bintang tersebut haruslah jelas. setidaknya setengah dari matahari. Sejarah pembentukan bintang di piringan tipis adalah yang terpanjang; Sifat metalik medium antarbintangnya mulai meningkat pada awal sejarah Galaksi dan terus meningkat hingga saat ini. Oleh karena itu memang demikian
piringan tipis paling menjanjikan untuk mencari dunia yang layak huni. Benar, wilayah terluarnya mengandung lebih sedikit unsur berat, jadi seharusnya jumlah planet yang cocok di sana juga lebih sedikit. Cakram tebal tersebut dihuni oleh bintang-bintang yang jauh lebih tua dan kurang mengandung logam, sehingga kecil kemungkinannya untuk menemukan planet yang dapat dihuni di sana. Bahkan bintang-bintang yang lebih tua menghuni halo galaksi, yang berarti planet-planet yang dapat dihuni seharusnya lebih langka lagi di sana. Sekitar 1% bintang halo terkonsentrasi di gugus bintang globular (Gbr. 1.14), yang juga terdapat di tonjolan Galaksi, di mana era pembentukan bintang yang cepat telah berakhir, tetapi pembentukan bintang masih terus berlanjut sedikit demi sedikit. . Di wilayah ini, nampaknya planet-planet yang layak huni mungkin juga ada, meskipun unsur-unsur berat yang ada di sana dalam proporsi yang berbeda dibandingkan di piringan tipis, dan sulit untuk mengatakan apa dampaknya.
Selain sifat logam, ada dua faktor lagi yang mempengaruhi kelayakhunian planet: peningkatan tajam radiasi tembus dan gangguan gravitasi pada orbit. Bab 7 menyatakan bahwa banyak planet dapat disterilkan oleh radiasi yang kuat, seperti supernova; dan beberapa sistem planet dapat dihancurkan oleh pengaruh gravitasi bintang-bintang di dekatnya. Ledakan supernova terjadi di seluruh piringan, tetapi relatif lebih jarang terjadi di wilayah terluar dengan kepadatan rendah. Di bagian dalam cakram dan di tonjolan tengah, mereka menimbulkan ancaman serius bagi kehidupan. Situasi serupa terjadi di gugus bintang globular, di mana evolusi bintang masif di masa lalu berakhir dengan ledakan supernova yang memenuhi gugus bintang dengan radiasi mematikan.
Gangguan gravitasi pada orbit planet juga sangat kuat
tonjolan dan gugus bola, karena letak bintang-bintang di sana lebih berdekatan.
Oleh karena itu, jumlah terbesar bintang dengan planet yang dapat dihuni diperkirakan berada di piringan tipis, terutama di wilayah annular tengahnya, yang terletak di antara bagian tengah yang padat dan bagian pinggiran yang dijernihkan. Di dalam cincin inilah Matahari kita berada! Karena piringan tipis tersebut berisi sekitar tiga perempat bintang di Galaksi, kita harus mengecualikan lebih dari seperempat seluruh bintang dari pertimbangan. Selain itu, dari jumlah bintang yang tersisa, beberapa, karena alasan yang disebutkan di atas, tidak memiliki planet yang keberadaan kehidupannya dapat dideteksi dari jauh.
Jadi, jika kita tidak membuang katai M (dengan pengecualian 5–10% katai termuda), maka kita dapat mengatakan bahwa sekitar setengah bintang di Galaksi memiliki planet tempat kehidupan dapat dideteksi dari jauh. Kami menekankan bahwa perkiraan ini adalah Sangat kasar dan mewakili batas atas yang akan diturunkan pada bagian selanjutnya dari buku ini karena kendala tambahan yang dipertimbangkan baik pada pembentukan planet maupun kemungkinan kelangsungan hidupnya.
kesimpulan
* Karakteristik eksternal bintang dan evolusinya dijelaskan dengan jelas oleh diagram Hertzsprung-Russell, yang menunjukkan luminositas bintang dan suhu efektifnya atau parameter terkait lainnya, misalnya, alih-alih suhu efektif - kelas spektral (O, B, A , F, G, K dan M ).
* Evolusi sebuah bintang terutama ditentukan oleh massanya yang memasuki deret utama. Bintang dengan massa hingga sekitar 8 M¤ menjadi raksasa selama evolusinya dan melepaskan cangkangnya dalam bentuk nebula planet, dan sisa-sisanya berubah menjadi katai putih. Bintang-bintang yang lebih masif tumbuh menjadi bintang super raksasa dan kemudian meledak menjadi supernova, dan sisa-sisanya menjadi bintang neutron atau lubang hitam.
* Durasi evolusi bintang di deret utama menurun tajam seiring dengan peningkatan massa awalnya, sehingga bintang yang berbeda memiliki harapan hidup yang sangat berbeda - dari saat lahirnya bintang hingga keluarnya nebula planet atau a ledakan supernova.
* Prevalensi bintang dengan tipe spektral berbeda menurun dari M ke O, sehingga katai M adalah yang paling umum.
* Planet kebumian tampaknya paling nyaman bagi perkembangan kehidupan di permukaan. Agar manifestasi kehidupan melalui dampaknya terhadap atmosfer dan permukaan planet dapat terlihat dari jarak yang sangat jauh, planet tersebut harus menghabiskan setidaknya 2 miliar tahun di zona kehidupan.
* Bintang deret utama dengan kelas spektral F, G, K dan M (yakni, bermassa kurang dari sekitar 2M), memiliki sifat metalik yang tinggi, kemungkinan besar mempunyai planet di mana manifestasi kehidupan dapat dideteksi dari jarak yang sangat jauh. Masa hidup mereka di deret utama harus melebihi 2 miliar tahun, dan usia mereka harus lebih dari 2 miliar tahun. Dari semua ini, kita harus mengecualikan bintang biner dekat, serta sistem yang disterilkan oleh ledakan supernova, dan sistem yang mengalami pengaruh gravitasi kuat dari tetangganya. Namun tidak ada alasan kuat untuk mengecualikan katai M dari pertimbangan.
* Kebanyakan bintang dengan planet layak huni tampaknya terkonsentrasi di piringan tipis Galaksi, jauh dari tepi dalam dan luarnya.
* Sebagai perkiraan kasar, kita dapat berasumsi bahwa setengah dari bintang-bintang di Galaksi mempunyai planet di mana kehidupan dapat dideteksi melalui pengamatan dari jarak yang sangat jauh. Bintang-bintang ini termasuk katai M, kecuali 5–10% bintang termuda. Perkiraan yang diberikan Sangat kasar; hal ini akan dikurangi di bagian selanjutnya dari buku ini seiring dengan mempertimbangkan kendala tambahan pada pembentukan planet dan kemungkinan kelangsungan hidup planet.
Pertanyaan
Jawabannya diberikan di akhir buku.
Pertanyaan 8.1.
Tunjukkan, sesuaikan pilihan Anda, bintang mana yang tercantum di bawah ini yang harus dikeluarkan dari daftar yang mampu memiliki planet tempat kehidupan dapat dideteksi dari jauh (ingat bahwa angka V menunjukkan bintang deret utama).
(1) Bintang tipe spektral A3V.
(2) Sistem biner yang berisi bintang bermassa matahari dan katai M yang dipisahkan oleh 3 AU.
(3) Bintang bermassa Matahari yang termasuk dalam gugus bola.
(4) Bintang kelas spektral G2V dengan usia 1 miliar tahun.
(5) Bintang kelas spektral M0V dengan usia 5 miliar tahun, terletak di piringan tebal Galaksi kira-kira di tengah radiusnya.
Pertanyaan 8.2.
Beberapa bintang yang memiliki planet raksasa memiliki kandungan logam kurang dari 1%. Jelaskan mengapa hal ini tidak bertentangan dengan pernyataan bahwa bintang-bintang tersebut kemungkinan besar tidak memiliki planet yang memiliki kehidupan di permukaannya (Bagian 8.2.2).
Keterangan untuk gambar
Gambar.8.1.
Diagram Hertzsprung–Russell menunjukkan lokasi gugusan bintang yang paling umum. Garis lurus miring sesuai dengan nilai konstan jari-jari bintang (dalam satuan jari-jari Matahari), dan angka-angka yang ditunjukkan pada deret utama menunjukkan massa bintang (dalam satuan massa Matahari).
Beras. 8.2.
Spektrum radiasi benda hitam pekat pada suhu 8000, 6000 dan 4000 K.
Beras. 8.3.
Jejak evolusi pada diagram Hertzsprung – Russell untuk bintang deret utama yang massanya (dalam massa matahari) ditunjukkan pada gambar. Jejaknya berakhir pada titik di mana perubahan dahsyat dimulai pada bintang.
Gambar.8.4.
Garis menunjukkan fungsi massa awal bintang-bintang di piringan Galaksi (skala sepanjang sumbu ordinat berubah-ubah). Titik-titik tersebut menunjukkan jumlah bintang di sekitar Matahari
dalam rentang satuan massa.
Beras. 8.5.
Batas zona kehidupan di sekitar bintang katai: kelas spektral M0 dengan massa 0,5 M¤ dan kelas G2 dengan massa 1,0 M¤ (solar metallicity).
Beras. 8.6.
Deformasi gravitasi (pasang surut) planet ini. Sumbu regangan menyimpang dari arah menuju bintang akibat cepatnya perputaran planet (hingga perputaran harian mulai terjadi sinkron dengan orbital).
Beras. 8.7. Spektrum Matahari dan katai kelas spektral M6 dengan komposisi kimia yang sama. Untuk menyamakan maxima spektral, skala vertikal dipilih berbeda.
Beras. 8.8. Diagram struktur Galaksi (tampak dari tepi). Elemen struktur utama ditonjolkan, yang batas-batasnya pada kenyataannya tidak setajam pada gambar.
Prasasti pada gambar
Gambar.8.1.
3 – Super raksasa
4 – Raksasa
5 – Urutan utama
6 – Katai putih
Beras. 8.2.
1 – Panjang gelombang, µm
2 – Daya radiasi, 10 6 W m -2 µm -1
Beras. 8.3.
1 – Suhu efektif, K
2 – Luminositas (dalam satuan luminositas matahari)
3 – Deret utama awal
4 – Deret Utama Terakhir
Gambar.8.4.
1 – Berat, 1 M ¤
2 – Jumlah relatif bintang dalam kisaran massa 1 M ¤
Beras. 8.5.
1 – Usia bintang (miliar tahun)
2 – Jarak dari bintang (au)
3 – 1,0 massa matahari
4 – 0,5 massa matahari
Beras. 8.6.
1 – Rotasi
2 – Ke bintang
Beras. 8.7.
1 – Panjang gelombang, µm
2 – Daya radiasi (satuan relatif)
3 – Matahari
4 – Kurcaci M6
Beras. 8.8.
1 – 100.000 tahun cahaya
3 – Piringan tebal (ketebalannya sekitar 4000 tahun cahaya)
5 – Piringan tipis (ketebalan sekitar 1200 tahun cahaya)
Bintang dapat disebut sebagai benda terpenting di Alam Semesta: bagaimanapun juga, bintang mengandung lebih dari 90% materi yang kita amati.
Setiap bintang merupakan bola gas masif yang memancarkan cahayanya sendiri, tidak seperti planet yang bersinar dari pantulan sinar matahari. Berdasarkan sifatnya, bintang berkerabat dengan Matahari, bintang terdekat dengan Bumi.
Semua bintang sangat jauh dari kita, dan jarak ke masing-masing bintang, kecuali Matahari, jauh lebih besar daripada jarak Bumi ke planet mana pun di tata surya. Metode langsung untuk menentukan jarak ke bintang-bintang yang relatif dekat didasarkan pada pengukuran perpindahan yang diamati terhadap latar belakang bintang-bintang yang lebih jauh yang disebabkan oleh gerakan Bumi mengelilingi Matahari (lihat Paralaks).
Jika jarak ke bintang-bintang adalah ratusan parsec atau lebih, perpindahan paralaktiknya menjadi tidak terlihat. Kemudian, untuk menentukan jarak ke bintang, digunakan metode tidak langsung lainnya yang memerlukan analisis spektrum bintang.
Bintang terdekat dengan Tata Surya, Proxima Centauri, terletak pada jarak kurang lebih 1,3 pc. Kebanyakan bintang yang terlihat jelas dengan mata telanjang berjarak puluhan dan ratusan tahun cahaya.
Bintang bervariasi dalam massa, ukuran, kepadatan, luminositas, dan komposisi kimianya. Mari kita lihat lebih dekat ciri-ciri ini.
Untuk menentukan massa bintang, dipelajari pergerakan bintang secara berpasangan dan berkelompok. Dalam sistem ini, bintang-bintang saling tarik menarik ketika mereka bergerak mengelilingi pusat massa yang sama (lihat Bintang Biner). Massa bintang dalam hal ini ditentukan berdasarkan hukum gravitasi universal (lihat Gravitasi). Paling sering, massa bintang diukur dalam satuan massa Matahari, yaitu kira-kira kg. Massa hampir semua bintang berkisar antara 0,1 hingga 50 massa matahari.
Ukuran bintang ditentukan baik dengan metode langsung, menggunakan interferometer optik, dan dengan perhitungan teoritis. Ternyata ukuran sebagian besar bintang yang diamati adalah ratusan ribu hingga jutaan kilometer. Diameter Matahari misalnya 1.392.000 km. Namun ada juga bintang yang sangat kecil - katai putih dan bintang neutron yang sangat kecil - dengan diameter 10-20 km. Bintang yang ukurannya berkali-kali lipat lebih besar dari Matahari adalah raksasa (Betelgeuse, Arcturus, Antares). Namun yang paling besar adalah bintang-bintang yang sangat langka - bintang super raksasa merah. Jika beberapa dari bintang-bintang ini berada di tempat Matahari, orbit Mars, atau bahkan Jupiter, akan berada di dalamnya!
Jadi, bintang-bintang lebih berbeda satu sama lain dalam ukuran daripada massa. Oleh karena itu, semakin kecil suatu bintang, semakin tinggi kepadatan materinya, dan sebaliknya. Materi bintang raksasa dan super raksasa mungkin memiliki kepadatan lebih rendah dari udara dalam kondisi terestrial normal. Massa jenis rata-rata materi matahari adalah 1,4 kali massa jenis air. Katai putih jauh lebih padat dibandingkan Matahari. 1 materi bintang Sirius B memiliki massa sekitar 2 ton, dan beberapa katai putih bahkan puluhan kali lebih padat.
Namun rekor kepadatan dipegang oleh bintang neutron - kepadatannya sama dengan inti atom - g/cm3. Kepadatan materi seperti itu dapat diperoleh jika seluruh bumi dikompresi hingga berukuran setengah kilometer!
Bahkan lebih besar dari ukurannya, bintang-bintang berbeda dalam luminositasnya. Ini adalah nama yang diberikan untuk kekuatan radiasi optik, yaitu jumlah energi cahaya yang dipancarkan sebuah bintang setiap detiknya. Paling sering, luminositas dinyatakan dalam satuan luminositas matahari. Nilai ini sama dengan W. Untuk sebagian besar bintang yang diamati, luminositasnya berkisar antara beberapa ribu hingga satu juta matahari.
Komposisi kimiawi bintang ditentukan dengan mempelajari spektrumnya (lihat Klasifikasi spektral bintang). Ternyata materi bintang mengandung unsur yang sama dengan yang terdapat di Bumi. Di hampir semua bintang, lebih dari 98% massanya berasal dari dua unsur paling ringan - hidrogen dan helium, dengan hidrogen memiliki massa sekitar 2,7 kali lebih besar daripada helium. Semua unsur lainnya menyumbang sekitar 2% dari massa zat.
Bintang-bintangnya buram. Oleh karena itu, kita dapat secara langsung menentukan komposisi kimiawi hanya pada lapisan permukaannya, tempat cahaya datang kepada kita. Namun, perhitungan teoretis memungkinkan untuk memprediksi kandungan berbagai elemen di interior bintang.
Berdasarkan sifat fisik materinya, semua bintang yang diketahui dapat dibagi menjadi tiga kategori: bintang normal, katai putih, dan bintang neutron.
Bintang normal mencakup sebagian besar bintang yang dapat diamati, termasuk semua bintang yang dapat dilihat dengan mata telanjang atau teleskop kecil. Mereka terdiri dari apa yang disebut gas ideal yang sifat-sifatnya normal. Tekanannya berbanding lurus dengan suhu dan berbanding terbalik dengan volume yang ditempati gas. Dengan menggunakan hukum fisika yang dipatuhi gas, para astronom menghitung kepadatan, tekanan, dan suhu di bagian dalam bintang, yang sangat penting untuk memahami struktur bintang dan perkembangannya.
Pada bintang dengan kepadatan yang sangat tinggi, materi tidak lagi mematuhi hukum gas ideal. Gas memperoleh sifat yang berbeda dan disebut merosot. Katai putih, serta inti beberapa bintang raksasa, terbuat dari gas yang mengalami degenerasi.
Materi bintang neutron memiliki kepadatan yang sangat besar, bahkan inti atom pun tidak dapat ada. Ini terutama terdiri dari partikel elementer yang netral secara listrik - neutron. Neutron dalam keadaan normalnya termasuk, bersama dengan proton, dalam komposisi inti atom.
Materi bintang mana pun berada di bawah pengaruh gravitasi, cenderung menekan bintang tersebut. Namun, bintang tidak runtuh (setidaknya tidak dalam waktu cepat) karena gravitasi terhambat oleh tekanan materi bintang. Pada bintang normal, tekanan ini disebabkan oleh sifat elastis gas ideal panas. Pada katai putih, kompresi dicegah oleh tekanan gas yang mengalami degenerasi. Hampir tidak bergantung pada apakah gas itu panas atau dingin. Pada bintang neutron, gravitasi dibatasi oleh gaya nuklir yang bekerja di antara masing-masing neutron.
Suhu dan tekanan termal gas di bintang dipertahankan oleh sumber energi internal.
Jika habis (dan cepat atau lambat hal ini terjadi di setiap bintang), gaya gravitasi akan memampatkan bintang menjadi bola kecil yang padat. Pada bintang normal, energi terus-menerus dihasilkan di wilayah pusat, di mana kepadatan dan suhu gas mencapai nilai maksimum. Di sana, reaksi termonuklir terjadi antara proton (inti atom hidrogen), akibatnya gas paling ringan, hidrogen, diubah menjadi helium yang lebih berat. Dalam hal ini, energi dilepaskan yang memungkinkan bintang-bintang mempertahankan suhu tinggi untuk waktu yang lama, namun cadangan hidrogen di bintang-bintang secara bertahap berkurang. Di Matahari, misalnya, setiap detik jumlah hidrogen berkurang sekitar 600 juta ton, dan helium bertambah dalam jumlah yang hampir sama. Dalam satu detik, energi yang dilepaskan kira-kira sama dengan J, yang dibawa oleh gelombang elektromagnetik. Beberapa persen energi ini diterima oleh partikel elementer yang ada di mana-mana - neutrino, yang muncul selama reaksi nuklir. Mereka dengan mudah menembus bintang dan terbang dengan kecepatan cahaya ke ruang antarbintang.
Pada beberapa bintang raksasa merah, suhu di wilayah pusat sangat tinggi sehingga reaksi antar inti helium mulai terjadi di sana, sehingga terbentuk unsur yang lebih berat, karbon. Reaksi ini juga disertai dengan pelepasan energi.
Menurut konsep ilmiah modern, sebagian besar unsur yang lebih berat daripada helium yang ada di alam terbentuk selama reaksi termonuklir di bagian dalam bintang atau dalam reaksi yang terjadi selama ledakan supernova.
Ketika sebuah bintang masih sangat muda dan reaksi nuklir belum dimulai di dalamnya, sumber energinya dapat berupa kompresi materi bintang, yaitu pemadatannya di bawah pengaruh gravitasinya sendiri: energi potensial materi tersebut berkurang dan berubah menjadi energi panas.
Seperti semua benda di alam, bintang tidak tetap tidak berubah. Mereka lahir, berevolusi dan akhirnya “mati”. Pertanyaan tentang bagaimana bintang terbentuk belum terselesaikan sepenuhnya. Hubungan yang diamati antara daerah pembentuk bintang dengan awan gas dingin yang sangat masif dan perhitungan teoritis evolusi gas di ruang antarbintang menunjukkan kemungkinan kelahiran bintang melalui kompresi bertahap dari medium antarbintang yang awalnya sangat langka. Gaya utama yang menekan suatu gas adalah gaya tarik gravitasi molekul-molekulnya satu sama lain.
Umur sebuah bintang bergantung pada massanya. Bintang-bintang dengan massa lebih kecil dari Matahari menggunakan cadangan bahan bakar nuklirnya dengan sangat hemat dan dapat bersinar selama puluhan miliar tahun. Oleh karena itu, bintang bermassa kecil tidak sempat menjadi tua.
Namun bintang masif bersinar dalam waktu yang relatif singkat. Dengan demikian, bintang bermassa 15 massa matahari menyia-nyiakan cadangan energinya hanya dalam 10 juta tahun. Bintang seperti Matahari kita bisa hidup sekitar seribu kali lebih lama.
Hampir sepanjang hidupnya, bintang mempertahankan suhu dan ukurannya hampir konstan. Dalam hal ini, bintang berada pada deret utama diagram spektrum-luminositas. Namun ketika semua hidrogen di wilayah tengah diubah menjadi helium, bintang mulai berubah dengan relatif cepat. Ukurannya bertambah, dan meskipun suhu permukaannya turun, energi yang dipancarkan bintang meningkat berkali-kali lipat. Bintang itu menjadi raksasa merah. Suhu di wilayah tengah meningkat hingga 100 juta derajat, dan reaksi pengubahan helium menjadi karbon “menyala” di inti helium padat bintang tersebut.
Pada tahap tertentu dalam perkembangan raksasa merah, lapisan luar bintang yang membengkak ini mungkin “diatur ulang”, dan kemudian bintang tersebut akan ditempatkan di dalam cincin gas nebula planet (lihat Nebula.) Bintang itu sendiri kemudian akan menyusut dan berubah menjadi katai putih yang mendingin secara perlahan.
Jalur perkembangan ini menanti Matahari kita: dalam 6-7 miliar tahun, setelah melewati tahap raksasa merah, ia akan menjadi katai putih. Bintang dengan massa 1,5-3 kali lebih besar dari Matahari tidak akan mampu menghentikan kontraksinya pada tahap katai putih di akhir hidupnya. Gaya gravitasi yang kuat akan memampatkannya hingga mencapai kepadatan di mana “neutronisasi” materi akan terjadi: interaksi elektron dengan proton akan mengarah pada fakta bahwa hampir seluruh massa bintang akan terkandung dalam neutron. Bintang neutron terbentuk. Bintang paling masif bisa menjadi bintang neutron setelah meledak sebagai supernova (lihat Supernova). Perhitungan menunjukkan bahwa bintang neutron pasti memiliki magnet yang tinggi. Berputar dengan cepat pada suatu poros, mereka dapat menghasilkan aliran gelombang radio yang kuat. Dibuka pada tahun 60an. sumber emisi radio berdenyut - pulsar - tampaknya adalah bintang neutron berputar yang muncul setelah ledakan supernova.
Jika massa sebuah bintang (atau “sisanya” setelah hilangnya materi) melebihi 3-5 massa matahari, maka, setelah mulai berkontraksi pada akhir masa aktifnya, ia tidak akan dapat menghentikan kontraksinya bahkan pada saat itu. tahap bintang neutron. Hasil akhir dari kompresi gravitasi yang tidak terkendali adalah terbentuknya lubang hitam.
Anda dapat membaca lebih lanjut tentang berbagai jenis bintang dan beberapa karakteristiknya di entri kamus terkait.
