ASTRONOMEVOLUSI BINTANG

DISUSUN OLEH:

PROGRAM STUDI PENDIDIKAN FISIKAFAKULTAS KEGURUAN DAN ILMU PENDIDIKANUNIVERSITAS MATARA2014

KATA PENGANTARPuji syukur penulis panjatkan kepada Tuhan Yang Esa yang telah memberi penulis kemudahan sehingga makalah Astronomi Evolusi Bintang dapat diseleseikan tepat pada waktunya. Penulis mengucapkan terima kasih kepada Dosen Pengampu Mata Kuliah Astronomi, yang telah memberi penulis kesempatan dan semua pihak yang telah membantu penulis untuk menyelesaikan makalah ini. Penulis menyadari bahwa makalah ini masih belum sempurna, maka penulis meminta kritik dan saran dari pembaca.

Mataram, October 2014

Author

ii

DAFTAR ISIKATA PENGANTAR1DAFTAR ISI2BAB 19. EVOLUSI BINTANG 319.1 Evolusi Bintang 619.2 Jejak Evolusi dan Kelompok-Kelompok Bintang 919.3 Bintang Deret Utama1119.4 Setelah Deret Utama 16

EVOLUSI BINTANG

Sebuah bintang seperti matahari, hidup (yaitu; menghasilkan energi nuklir) selama sekitar 10 miliar tahun. Waktu ini jauh lebih besar dari 100 juta tahun daya hidup manusia. Mengamati matahari selama 100 tahun sama halnya dengan mengamati kehidupan seseorang selama 20 detik. Hal ini mungkin membuat seorang mempelajari sebuah bintang menjadi tampak mustahil. Namun, dengan mengamati banyak bintang besar, para astronom telah mengembangkan gambaran statistik dari kehidupan bintang yang khas. Para astronom juga mengamati transisi atau perubahan dalam kehidupan bintang. Observasi ini, dikombinasikan dengan pemikiran keras, telah membawa kita ke titik di mana kita memiliki pemahaman yang cukup baik tentang evolusi bintang.19.1 Terjadinya Evolusi BintangBintang berevolusi memiliki arti bahwa bintang mengalami perubahan bentuk/penampilan dan struktur internal, karena reaksi fusi yang memasok energi bintang itu mengubah elemen ringan menjadi elemen berat, dan dapat mengubah komposisi kimia internal bintang. Peristiwa ini adalah peristiwa yang penting karena proses penting yang terjadi pada bintang tergantung pada jenis atom dan ion yang membentuk bintang. Proses ini akan berubah-ubah disebabkan oleh adanya perubahan komposisi kimia. Akibatnya, struktur internal bintang, ukuran, luminositas, dan suhu permukaannya bisa berubah juga.Dalam sebuah bintang, ada tiga proses yang bergantung pada komposisi kimia bintang. Yang pertama adalah proses di mana bintang itu menghasilkan energi. Yang kedua adalah proses di mana energi mengalir ke permukaan bintang, kemudian memancar ke luar angkasa. Yang ketiga adalah generasi tekanan, yang menolak gravitasi dan mencegah runtuhnya bintang. Selama ketiga proses ini terjadi, bintang akan berevolusi.a. Generasi EnergiAda dua cara di mana bintang menghasilkan energi fusi dan kontraksi gravitasi atau keruntuhan. Fusi HidrogenSuhu di pusat bintang mula-mula meningkat menjadi sekitar 10 juta K pada akhir kontraksi panjang bintang dari fragmen molekuler. Pada titik ini, fusi hidrogen menjadi helium dan menjadi sumber utama energi pada bintang. Pada matahari dan bintang-bintang yang lebih kecil dari matahari, fusi hidrogen menjadi helium terjadi melalui rantai proton-proton. Pada bintang yang lebih besar dari matahari, fusi hidrogen terjadi melalui siklus karbon, di mana karbon, nitrogen, dan oksigen inti bertindak sebagai katalis untuk produksi helium dari hidrogen. Seperti ditunjukkan pada gambar di bawah ini:

Gambar 19.1 Siklus karbon pada reaksi nuklir Untuk kedua reaksi tersebut, hidrogen menjadi berkurang dan helium menjadi lebih banyak seiring berjalannya waktu. Grafik ini menunjukkan bagaimana jumlah hydrogen pada bintang berubah-ubah dari waktu ke waktu pada bintang 1 M.

Gambar 19.2 Berkurangnyaa hidrogen pada inti sebuah bintang deret utama.(a) Sebelum fusi dimulai, (b) Selama fusi, (c) Setelah sebagian besar hidrogen pusat telah dikonsumsi. Pada grafik (a), jumlah hidrogen pada semua bintang sama sebelum fusi hidrogen dimulai; jumlah hidrogen adalah sama pada seluruh bintang. Selama pembakaran hidrogen, jumlah hidrogen mengalir cepat di pusat bintang karena laju reaksi fusi paling besar di sana; Namun proses ini terjadi paling cepat di inti bintang karena suhunya paling tinggi. Semakin cepat fusi berlangsung, semakin cepat pula perubahan komposisi bintang, sehingga jumlah hidrogen menurun paling cepat di pusat bintang (grafik (b)). Reaksi fusi berlangsung secara terus menerus, dalam grafik (c), menjelang akhir pembakaran hidrogen di dalam inti, jumlah hidrogen di dalam inti berkurang hingga hampir nol. Perhatikan bahwa kandungan hidrogen dari lapisan luar bintang tidak dipengaruhi oleh pembakaran hidrogen di dalam inti. Semakin banyak hidrogen yang digunakan dalam inti bintang. Jumlah hidrogen inti (proton) akan turun karena hydrogen inti ini sedang menyatu menjadi helium, sehingga tumbukan yang melibatkan proton pun berkurang. Tingkat reaksi fusi akan menurun, kecuali suhu meningkat sedikit pada saat yang bersamaan. Tumbukan menjadin lebih kuat pada suhu yang lebih tinggi dan lebih cenderung mengarah pada terjadinya reaksi fusi. Dengan demikian, meningkatnya suhu akan memperbanyak aliran proton untuk menjaga tingkat produksi energi yang tinggi. Akhirnya, semua hidrogen di inti dari sebuah bintang yang digunakan. Pada beberapa bintang, hal ini terjadi hanya setelah suhu di bagian luar inti bintang telah meningkat cukup tinggi sehingga fusi hidrogen dapat terjadi di sana. Dengan demikian, fusi hidrogen inti kadang-kadang diikuti dengan perubahan fase evolusi di mana fusi dan generasi energi terus-menerus terjadi pada lapisan tipis yang mengelilingi inti yang kaya akan helium. Bahan bakar nuklir lainnyaTemperatur yang tinggi diperlukan oleh fusi hidrogen karena inti hydrogen dan proton bermuatan listrik yang saling tolak-menolak. Unsur-unsur Inti lain selain hidrogen mengandung lebih banyak proton, sehingga unsure-unsur tersebut memiliki muatan listrik yang lebih besar untuk digunakan selama fusi berlangsung. Akibatnya, diperlukan temperatur yang lebih tinggi untuk membawa inti lainnya untuk mendukung terjadinya reaksi fusi. Pada suhu 100 K, reaksi fusi yang mengubah helium menjadi karbon mungkin terjadi. Reaksi pasangan di mana helium berubah menjadi karbon disebut proses triple karena tiga inti helium (partikel ) diperlukan untuk membuat inti karbon. Pada saat inti bintang mendapat cukup panas untuk terjadinya proses triple , semua hidrogen telah menyatu menjadi helium. Helium menjadi bahan bakar yang paling melimpah dan dapat menyediakan proses triple untuk waktu yang relatif lama. Jika suhu di bintang mencapai antara 500.000.000-1000000000 K, karbon yang dihasilkan dari proses triple digunakan sebagai bahan bakar. Jika suhu inti naik lebih tinggi pada bintang, inti lain dapat digunakan dalam reaksi fusi. Reaksi fusi dapat menghasilkan energi hanya dari bahan bakar yang massanya lebih kecil dari besi. Akan tetapi pernah juga Fusi dari unsur besi dan massa yang lebih besar dapat menghasilkan energi untuk bintang di mana reaksi-reaksi tersebut berlangsung. Kontraksi dan runtuhnya bintangSetiap kali bintang atau bagian dari sebuah bintang mengalami penyusutan ukuran, energi gravitasi dilepaskan. Umumnya, seperti dalam kasus evolusi urutan sebelum deret utama, sebuah bintang menyusut perlahan dan melepaskan energi gravitasi pada tingkat yang terkendali. Sebuah bintang sering mengalami kontraksi setelah bahan bakar nuklir telah habis digunakan dalam inti bintang. Energi yang dilepaskan selama kontraksi digunakan untuk memanaskan inti bintang, jadi kontraksi biasanya berlanjut hanya sampai suhu inti cukup untuk menimbulkan jenis lain dari inti yang akan menjadi bahan bakar nuklir. Total energi gravitasi yang pernah diberikan oleh sebuah bintang seperti itu menyusut ke dalam ukuran yang dapat dihitung dengan persamaan

di mana G adalah konstanta gravitasi, M adalah massa bintang, dan R adalah jari-jarinya. Karena total energi yang dihasilkan oleh kontraksi gravitasi meningkat, maka jari-jari sebuah bintang menurun.b. Keburaman Struktur sebuah bintang juga akan dipengaruhi oleh seberapa mudah foton dapat melewati materi dalam lapisan tertentu. Jika lapisan menyerap foton, maka akan dipanaskan dengan peningkatan tekanan yang akan memperluas lapisan. Atau, jika lapisan transparan dan memungkinkan foton untuk mudah terlepas, maka lapisan yang lebih dingin dengan tekanan gas yang lebih rendah akan memungkinkan gravitasi untuk memadatkan materialnya. Para astronom menggunakan kebalikan dari transparansi, atau keburaman, untuk mengukur kemampuan foton untuk melewati material. Keburaman rendah berarti memiliki transparansi yang tinggi; Keburaman tinggi berarti memiliki transparansi yang rendah. Keburaman materi dalam lapisan yang diberikan tergantung pada komposisi kimia (beberapa elemen menyerap cahaya lebih mudah daripada unsur-unsur lain), suhu, dan kepadatan.c. Persamaan keadaan Struktur internal bintang normal cukup sederhana karena hanya beberapa prinsip-prinsip fisika yang digunakan dalam penentuan struktur benda gas. Kesederhanaan ini terangkum dalam prinsip sederhana, yaitu teorema Russel-Vogt. Untuk bintang yang memiliki komposisi seperti, struktur dan sifat yang dapat diamati tergantung pada satu parameter seperti massa bintang. Atau, teorema Russell-Vogt dapat dinyatakan sebagai berikut: Struktur ekuilibrium sebuah bintang biasa ditentukan secara khas dengan massa dan komposisi kimia. Prinsip atau teorema ini bukan suatu kebetulan, tetapi merupakan akibat langsung dari bagaimana hukum fisika menentukan struktur keseimbangan dari bintang normal. Hukum fisika ini berkaitan tekanan gas P di lapisan yang diberikan kepada kepadatan jumlah partikel N (partikel/cm3) dan suhu T pada jari-jari tertentu dari pusat bintang. Untuk gas ideal, persamaan keadaan mengatakan di mana k adalah konstanta Boltzman. Tekanan hanya sebanding dengan kepadatan jumlah partikel dan suhu (dalam Kelvin). Jumlah partikel dalam volume tertentu, tergantung pada komposisi kimia dari material, karena partikel tidak identik. Sebuah atom helium memiliki empat kali massa atom hidrogen; dengan demikian, jumlah yang diberikan helium hanya memiliki seperempat jumlah partikel sebagai jumlah yang sama dari atom hidrogen. Massa total yang sama dari kedua unsur ini pada volume yang sama akan memiliki tekanan yang berbeda. Jika tekanan dari helium berperan dalam keseimbangan gravitasi pada bintang yang stabil, maka dibutuhkan massa hidrogen empat kali lebih banyak pada suhu yang sama untuk menghasilkan tekanan yang sama. Suhu merupakan faktor tambahan. Pada suhu yang cukup rendah, atom bermuatan listrik netral. Pada suhu yang lebih tinggi, atom mengionisasi, elektron menjadi partikel bebas di sekitar inti. Setiap atom hidrogen terionisasi akan diwakili oleh dua partikel, inti (proton) dan elektron bebas, dengan perubahan yang sesuai dengan tekanan dibandingkan dengan hidrogen netral. Mengingat komposisi kimia dari gas dan keadaan ionisasi atom, maka rata-rata massa atom partikel dapat dihitung dan persamaan keadaan dinyatakan sebagai berikut: kerapatan massa menjadi P = kT / .d. Bintang jenis lainSelain bintang biasa seperti matahari kita, alam semesta juga memiliki bintang jenis lain yang strukturnya mungkin berbeda karena mereka ada di dalam sistem multi bintang atau mereka menghasilkan energi beragam dalam inti mereka. Beberapa jenis bintang termasuk bintang biner dan bintang variabel. Bintang biner Ada banyak bintang tunggal atau terisolasi seperti matahari, tapi sekitar hanya setengah dari seluruh bintang di langit yang ditemukan dalam beberapa sistem. Dari 25 bintang sistem terdekat berjarak 4 pc (13 ly) dari Matahari, 8 sebenarnya merupakan beberapa sistem (7 biner dan 1 triple sistem). Sistem biner dianalisis karakteristik orbitnya dengan menggunakan Hukum Ketiga Kepler yang menghasilkan ukuran langsung dari massa bintang. Bintang-bintang yang terpisah jauh dikenal sebagai biner visual, tetapi bintang yang lain hanya dapat dideteksi melalui Efek Doppler dan karenanya dikenal sebagai binari spektroskopi. Jika tjadi orientasi orbit adalah sedemikian rupa sehingga bintang-bintang saling melewati satu sama lain, maka trjadi gerhana biner; analisis kurva cahaya menghasilkan informasi secara langsung tentang ukuran bintang. Fenomena lain banyak ditemukan dalam sistem biner yang salaing berdekatan. Bintang yang sangat dekat akan memiliki struktur bola yang mungkin dipengaruhi oleh efek gravitasi dari bintang di dekatnya. Jika bintang-bintang cukup dekat, proses ini dapat mengakibatkan sisi terdekat bintang-bintang tersebut saling menyentuh sehingga terjadi kontak biner. Selain itu juga bisa terjadi evolusi pasangan, yaitu terjadinya pertukaran massa antara dua bintang yang mengubah jalannya evolusi untuk kedua bintang tersebut. Mengingat berbagai macam sifat bintang, sangat banyak terbentuk jenis pasangan dan terjadi banyak interaksi yang mungkin. Bintang variabel Bintang yang luminositasnya berubahan secara periodik atau non-periodik dikenal sebagai bintang variabel. Ada puluhan jenis variabel diketahui. Di antaranya adalah bintang yang sangat muda (T Tauri variabel) yang sedang dalam proses membangun kestabil produksi energi termonuklir sebagai bintang deret utama; variabel berdenyut yang lapisan luarnya membengkak dan mengalami kontraksi; dan beberapa jenis bintang raksasa merah. Variabilitas dari setiap bintang memberikan petunjuk untuk sifat internal bintang, tapi tipe tertentu dari bintang variabel yang menarik adalah karena bintang-bintang tersebut dapat digunakan sebagai alat penunjuk arah.

19.2 LINTASAN EVOLUSIONER DAN GUGUS BINTANG a. Mengubah tampilan pada Diagram H-R Jalur yang melalui diagram H-R menunjukkan bahwa bintang selanjutnya berkembang yang kemudian disebut lintasan evolusi bintang. Jalur evolusi bintang 1 M ditunjukkan pada gambar di bawah

Gambar 19.4 Sebuah H-R Diagram menunjukkan jalur evolusi dari satu bintang-surya-massa. Sebagai bintang yang menyusut selama fase itu, akan menjadi lebih panas dan redup sampai fusi dimulai pada intinya.H-R Diagram gugus bintang Trek evolusi untuk bintang deret pra-main ditunjukkan pada gambar di bawah ini

Gambar 19,5 Jalur/lintasan Evolusioner untuk bintang deret pra-utama massa yang berbeda. Posisi bintang dalam diagram H-R akan jatuh pada isochrones, garis dalam diagram H-R yang menunjukkan suhu dan luminositas dari kumpulan bintang yang memiliki usia yang sama namun massa yang berbeda.

19.3 Bintang Deret UtamaFase urutan utama dalam evolusi bintang adalah periode waktu ketika menggunakan hidrogen di dalam intinya. Ini adalah periode stabilitas di mana kedua struktur dan penampilan bintang berubah secara bertahap. Fakta bahwa bintang-bintang deret utama yang diwakili oleh sebuah pita di diagram H-R yang ditempati dari bintang tipe O dan bintang B ke bintang-bintang M yang sangat umum menunjukkan bahwa bintang-bintang ini secara fisik memiliki jenis objek yang sama, meskipun beberapa faktor harus jangkauannya memperlihatkan sifat yang dapat diamati. Matahari adalah bintang deret utama dan dengan demikian, dengan implikasi, semua bintang deret utama lainnya harus memiliki sifat dasar yang sama. Melalui pemodelan teoritis Matahari dan bintang-bintang deret utama lainnya, para ilmuwan telah menentukan bahwa faktor yang membedakan mereka dari tiga jenis bintang adalah kenyataan bahwa energi mereka dihasilkan secara internal oleh konversi hidrogen menjadi helium (raksasa dan supergiant menghasilkan energi dengan kontraksi gravitasi dan dengan mengubah helium bahkan elemen yang lebih berat, katai putih diumpamakan seperti bara di perapian, memancarkan energi panas lebih jauh lagi). Seperti kebanyakan bintang lainnya, mereka juga berada dalam keadaan keseimbangan di mana gravitasi diimbangi oleh tekanan gas pada setiap radius, dan luminositas mengalir keluar di setiap tingkat level seimbang dengan energi yang dihasilkan inti interior ke tingkat itu.a. Berbagai bintang deret utama Meskipun semua bintang deret utama menghasilkan energi dari fusi hidrogen menjadi helium di dalam inti, bintang-bintang tersebut berbeda satu sama lain dalam banyak hal penting, seperti massa, ukuran, suhu, luminositas, dan struktur internal. Massa Bintang deret utama memiliki massa yang berkisar dari 0.08 M hingga 130 M. Ukuran Bintang-bintang deret utama yang paling besar juga merupakan bintang terbesar. Beberapa dari bintang-bintang tersebut 15 kali lebih besar dari matahari. Jika kita berada 1 AU dari bintang tersebut, itu akan memiliki ukuran sudut sekitar 7.5. Besar bintang terkecil pada bintang deret utama hanya sekitar sepersepuluh dari besar matahari.

Gambar 19.6 Ukuran relatif bintang deret utama dengan jenis spektral. Suhu dan Luminosity Bintang-bintang deret utama dengan massa tebesar memiliki suhu permukaan sekitar 50.000 K dan tipe spektrum O3. Bintang-bintang deret utama dengan massa terendah memiliki suhu hanya 2.400 K dan tipe spektrum M8. Brown dwarf yang lebih dingin dan masih redup termasuk dalam spektral kelas L dan T. Bintang deret utama menunjukkan jangkauan yang sangat luas dari luminositasnya. Yang paling bercahaya (dan paling besar) lebih dari satu juta kali lebih terang daripada matahari. Jika matahari digantikan oleh salah satu bintang-bintang ini, suhu bumi akan meningkat menjadi sekitar 10.000 K, sehingga bumi dan planet-planet terestrial lainnya dengan cepat akan menguap. Yang terkecil, bintang deret utama sekitar 1000 kali lebih redup daripada matahari. Jika salah satu dari bintang-bintang ini diganti matahari, suhu bumi akan jatuh sekitar 50 K, kira-kira suhu Neptunus. Tabel 19.1 Spektral jenis, suhu, jari-jari, dan luminositas untuk bintang deret utama.

Struktur internal Struktur internal dari sebuah bintang deret utama tergantung pada massanya. Bintang-bintang besar deret utama memiliki suhu inti tertinggi sebesar 40 juta K. Ini cukup panas, menunjukkan bahwa bintang deret utama terbesar dapat menggunakan siklus karbon untuk memadukan hidrogen menjadi helium. Karena reaksi fusi terjadi sangat sensitif terhadap suhu, bintang-bintang besar deret utama menggunakan hidrogen mereka jauh lebih cepat dari matahari, yang memiliki suhu inti hanya sekitar 15 juta K. Konsumsi yang cepat dari hidrogen pada bintang besar deret utama adalah sumber luminositas yang luar biasa. Bintang-bintang deret utama dengan massa rendah, sebaliknya, memiliki suhu inti di bawah 10 juta K, sehingga fusi nuklir berlangsung sangat lambat dalam inti mereka dan hanya menghasilkan output energi yang relatif lemah. Inti dari bintang besar deret utama menghasilkan terlalu banyak energi sehingga radiasinya akan membawa energi keluar. Sebaliknya, massa inti dari bintang memiliki konveksi yang kuat. Akhir area konvektif brada jauh di bawah dan tanpa penampakan bintik-bintik seperti yang Nampak pada matahari. Area tengah konvektif terbesar untuk bintang-bintang deret utama yang paling besar dan lebih kecil dengan mengurangi massa sampai massa menghilang untuk bintang yang sedikit lebih besar dari matahari. Bintang deret utama rendah massa juga memiliki wilayah konvektif, tetapi dalam kasus ini adalah lapisan permukaan mereka yang konvektif, seperti fotosfer matahari. Matahari memiliki daerah konvektif dangkal, tetapi untuk bintang dengan massa lebih rendah, kedalaman zona konvektif permukaan meningkat dengan menurunnya massa, untuk bintang-bintang deret utama massa terendah, itu memanjang sampai ke inti bintang.

Umur hidup bintang deret utama Jangka hidup keseluruhan sebuah bintang ditentukan oleh massanya. Karena bintang menghabiskan sekitar 90% dari kehidupan mereka untuk membakar hidrogen menjadi helium di deret utama (MS), urutan umur hidup bintang deret utama 'juga ditentukan oleh massa mereka. Bintang-bintang besar membutuhkan suhu pusat yang lebih tinggi dan tekanan untuk mempertahankan diri terhadap keruntuhan gravitasi, dan untuk alasan ini, reaksi fusi pada bintang-bintang ini mendahului pada tingkat yang lebih cepat daripada bintang bermassa rendah. Hasilnya adalah bahwa bintang-bintang besar menghabiskan bahan bakar hidrogen inti mereka dengan cepat dan menghabiskan lebih sedikit waktu pada urutan utama sebelum berkembang menjadi bintang raksasa merah.

Sebuah persamaan untuk umur hidup bintang deret utama dapat diperoleh sebagai fungsi dari massa bintang dan biasanya ditulis dalam kaitannya dengan unit solar (untuk derivasi dari ungkapan ini, lihat di bawah):

dimana: t = Umur hidup Matahari deret utama = 1010 M = massa bintang M = massa matahari Daya tahan dari bintang deret utama berkisar dari satu juta tahun untuk 40 kali massa matahari yaitu jenis bintang O, 560 miliar tahun untuk 0,2 kali massa matahari yaitu jenis bintang M. Mengingat bahwa alam semesta ini hanya 13,7 miliar tahun, umur hidup deret utama untuk bintang Jenis M berarti bahwa setiap bintang M yang pernah ada masih pada deret utama! Matahari, sebuah bintang dengan tipe-G memiliki umur hidup pada deret utama 10 miliar tahun, yang saat ini berusia 5 miliar tahun - sekitar setengah jalan melalui masa keruntuhannya. Daya tahan bintang deret utama dengan massa antara 1 dan 30 M ditunjukkan oleh grafik pada gambar di bawah ini

Gambar 19.8 Umur hidup bintang deret utama dengan massa yang berbeda.

19.4 SETELAH DERETAN UTAMAProduksi energi oleh peleburan pada pusat bintang berhenti ketika pusatnya menyediakan hidrogen yang dilebur menjadi helium. Tanpa sumber energi nuklir, bintang harus beralih ke kontraksi gravitasi untuk memenuhi kebutuhan energi. Seperti halnya, bintang yang menyusut melepaskan energi gravitasi, bagian dalamnya akan memanas. Dalam waktu yang relatif singkat, daerah disekeliling the inti hidrogen- habis menjadi cukup panas untuk membakar peleburan hidrogen menjadi helium dalam lapisan tipis, seperti yang ditunjukan dalam gambar 19.10. Untuk bintang seperti Mataharai, lapisan hidrogen berkembang hampir pada saat yang sama saat peleburan terhenti pada inti. Dengan demikian, bintang matahari memiliki persedian energi nuklir yang hampir stabil. Untuk kebanyakan bintang besar, ada selang waktu ratsan ribu sampai beberapa juta tahun ketika bintang tanpa nergi nuklir. GAMBAR 19.10Struktur Bintang Ketika Lapisan Hidrogen Memulai Pembakaran Inti terutama terdiri dari helium, tetapi, lapisan terluar bintang kaya akan hidrogen. Lapisan dimana produksi energi terjadi, cukup tipis.

Setelah hidrogen pembakaran lapisan berkembang dalam bintang, struktur dan tampilannya mulai berubah agak cepat. (Seorang astronom sering menyebutkan bahwa peleburan hidrogen sebagi pembakaran meskipun mereka sadar bahwa pembakaran seutuhnya proses berbeda dari pembakaran nyata ataupun, pembakaran). Lapisan, dimana hidrogen diubah menjadi helium yang membakar dirinya sendiri keluar melalui massa bintang , seperti halnya kebakaran padang rumput. Helium abu tertinggal di dalam inti bintang, membuat inti menjadi padat dan lebih besar. Pada waktu yang sama, permukaan bintang mengembang dan menyejukan. Seperti yang terlihat dalam gambar 19.11, bintang berpindah keatas dan kekanan dalam diagram H-RAs Figure 19.11 shows, the star moves upward and to the right in the H-R diagram seperti halnya menjadi bintang merah raksasa. Hal ini membutuhkan miliaran tahun untuk menjadi bintang seperti Mataharai, tetapi hanya 1 milyar tahun untuk bintang 9 M.

GAMBAR 19.11Jejak Evolusi Dari Urutan Utama Daerah Raksasa Merah Untuk Bintang Dari Massa Yang Berbeda-Beda. Isokron yang ditunjukan untuk usia 10 juta, 50 juta, 100 juta, dan 1 milyar tahun. Perhatikan bahwa bintang dari 15 massa matahari keluar dari urutan utama (daerah naungan biru ) sekitar 1/100 waktu yang dibutuhkan untuk bintang 1,5 massa matahari. .

Karena bintang-bintang besar mempunyai urutan utama seumur hidup yang pendek dibandingkan dengan bintang-bintang yang kurang besar, konversi sekelompok bintang urutan utama menjadi raksasa merah mulai dengan bintang yang paling besar dan kemudian turun ke bintang-bintang yang kurang besar. Diagram H-R dari sekelompok bintang menunjukan urutan utama yang pertama tidak menunjukan bintang O (bintang deret utama terbesar), kemudian bintang B, bintang A, dan selanjutnya seiring berjalannya waktu. Gambar 19.12 menggambarkan erosi dari deret utama dengan membandingkan diagram H-R dari kelompok usia yang berbeda-beda. Dalam setiap kasus, beberapa bintang yang telah meninggalkan deret utama dapat ditemukan sebagai raksasa merah atau sebagai bintang dalam perjalanan mereka untuk menjadi raksasa merah. Jenis spektral (atau suhu) dari bintang terpanas tersisa di urutan utama dapat digunakan untuk memperkirakan usia dari sekelompok bintang. Misalnya, andaikata bintang deret utama terpanas dalam sekelompok mempunyai tipe spektral. Lebih panas, bintang deret utama yang lebih besar telah berkembang menjadi raksasa merah. Karena bintang A0 mempunyai deret utama seumur hidup sekitar 100 juta tahun, usia sekelompok harus menjadi 100 juta tahun. GAMBAR 19.12. Diagram H-R untuk Beberapa Kelompok Usia yang BerbedaNGC 2362 adalah kelompok termuda yang ditunjukan, diikuti dalam rangka peningkatan usia oleh h + x Persei. Pleiades. M41, the Hyades. Praesepe, M3, dan M67. Bintang panas deret utama berkembang lebih cepat dari pada yang bintang deret utama yang dingin., sehingga ujung panas sekelompok deret utama berakhir pada pendinginan dan pendinginan bintang seiring berjalannya waktu.

Bintang Raksasa MerahSemua bintang dengan massa yang lebih besar dari atau sama dengan Matahari berkembang untuk menjadi raksasa merah. Apa yang terjadi pada bintang setelah mencapai tahap raksasa merah, bagaimanapun, tergantung pada massa bintang tertentu. Untuk bintang tentang besar seperti Matahari, tahap raksasa merah diakhiri oleh ledakan internal yang kuat disebut kilatan helium

Kilatan Helium Inti helium menjadi lebih besar dalam raksasa merah 1 M seperti pembakaran lapisan hidrogen menghabiskan jalan keluar. Seperti menjadi lebih besar, kontrak inti dan menjadi lebih panas dan lebih padat. Sebelum menjadi cukup panas untuk peleburan helium untuk mengambil tempat, namun, inti menjadi begitu padat sehingga elektronnya menjadi terdegenerasi. Setelah ini terjadi, elektron terdegenerasi memberikan tekanan yang cukup untuk mencegah kontraksi inti, dan suhu inti tidak lagi mempengaruhi tekanan internal bintangKarena lapisan hidrogen terus membakar, inti terdegenerasi bertambah lebih panas dan lebih besar. Ketika suhu inti mencapai 100 juta K dan massa inti helium mencapai 0,6 M (yaitu, ketika dalam 60% dari hidrogen di bintang telah diubah menjadi helium), rangkap tiga suatu proses mulai mengubah helium menjadi karbon dan untuk menghasilkan energi nuklir di inti. Ketika ini terjadi, jari-jari bintang hampir mendekati 1AU 1000 kali lebih bercahaya seperti Matahari. Energi yang dilepaskan oleh peleburan helium memanaskan inti bintang, menaikkan suhunya. Dalam keadaan normal, pemanasan inti dari sebuah bintang juga akan meningkatkan tekanannya, menyebabkannya berkembang dan dinginkan. (Inilah sebabnya mengapa reaksi nuklir biasanya tidak menghasilkan peningkatan pesat dalam suhu pusat bintang.) Gas dalam 1 M inti raksasa merah, bagaimanapun, bukan gas normal. Ini adalah gas dengan elektron terdegenerasi, sehingga kenaikan suhu yang menyertai pengapian helium tidak meningkatkan tekanan internal. Peningkatan suhu, bagaimanapun, sangat mempengaruhi tingkat di mana rangkap tiga atau proses terjadi. Bahkan, dua kali lipat suhu meningkatkan laju rangkap tiga suatu proses sekitar satu miliar kali.Energi yang dihasilkan oleh tiga kali lipat suatu proses memanaskan inti, meningkatkan suhu bahkan lebih. Sebagai pemakaian helium berlanjut, suhu dan tingkat produksi energi naik cepat sampai suhu mencapai sekitar 300 juta K. Sebuah pemakaian hampir meledak helium terjadi selama pemanasan cepat ini, sehingga peristiwa ini disebut kilatan helium. Pada puncak kilatan helium, inti dari bintang memiliki, selama beberapa menit, tingkat produksi energi sebesar 10 kali cahaya Matahari . Ini kira-kira 100 kali lebih besar dari tingkat produksi energi untuk seluruh galaksi Bima Sakti.Orang mungkin berpikir bahwa kilatan helium akan membuat bintang menjadi sangat terang dan mencolok. Itu tidak terjadi, bagaimanapun, karena elektron berhenti terdegenerasi ketika inti mendapat panas yang cukup. Interior bintang mengembang sehingga suhu dan kepadatan penurunan. Pada dasarnya tidak ada energi kilatan helium pernah mencapai permukaan bintang di mana kita mungkin bisa melihatnya karena sebagian besar digunakan dalam ekspansi interior bintang. Dengan demikian, beberapa peristiwa yang paling energik yang terjadi pada bintang-bintang tersembunyi dari pandangan.Raksasa Merah Lebih Besar Bintang raksasa merah lebih besar dari sekitar 2 M terhindar kilatan helium. Inti dari bintang-bintang ini menjadi cukup panas untuk memulai tiga kali lipat proses sebelum elektron ada menjadi terdegenerasi. Pada titik ini, produksi energi oleh peleburan nuklir berlanjut di tengah bintang, kali ini dengan helium sebagai bahan bakar.Setelah hidrogen yang berada di pusat digunakan, bintang membakar hidrogen di lapisan sekitar inti helium-nya. Selama ini, bintang mengembang dan mendingin menjadi raksasa merah. Akhirnya inti menjadi cukup panas untuk helium untuk menjadi bahan bakar. Hal ini terjadi baik eksplosif selama kilatan helium untuk bintang besar seperti Matahari atau lembut di bintang yang lebih besar.

Pembakaran Inti HeliumSetelah pembakaran helium dimulai (baik eksplosif atau bertahap) dalam inti bintang, bintang tersebut memiliki dua sumber energi nuklir. Salah satunya adalah pembakaran inti-helium, dan yang lainnya adalah lapisan sekitarnya, di mana peleburan hidrogen terjadi. Seperti Gambar 19.13 menunjukkan, lapisan luar dari helium-membakar bintang sepertiyang kaya akan hidrogen, dan lapisan menengah adalah kaya hidrogen. Seperti helium terbakar dalam inti bintang, itu berkurang dalam kelimpahan dengan meningkatnya kelimpahan karbon. Oksigen juga diproduksi di inti dengan reaksi nuklir antara inti karbon dan inti helium.GAMBAR 19.13Struktur Bintang Ketika Membakar helium dalam IntinyaEnergi yang dihasilkan tidak hanya di inti tetapi juga dalam lapisan tipis pembakaran-hidrogen. Dengan berjalannya waktu, lapisan membakar jalan keluar melalui massa bintang, meningkatkan massa inti yang kaya akan helium. Dalam diagram ini, ukuran inti dan lapisan hidrogen pembakaran sangat berlebihan dibandingkan dengan ukuran bagian luar bintang.

Bintang Cabang Horizontal Bintang seperti Matahari menjadi lebih panas dan lebih kecil setelah pembakaran inti helium dimulai. Mereka berkembang di diagram HR di pencahayaan yang kira-kira konstan. Bagian dari diagram HR, yang ditunjukkan pada Gambar 19.14, disebut cabang horisontal, sehingga bintang pada saat ini dalam evolusi mereka disebut bintang cabang horisontal. Banyak contoh bintang cabang horisontal dapat dilihat pada diagram HR kelompok lama bintang seperti M3, yang ditunjukkan pada Gambar 19.15.GAMBAR 19.14Jejak Evolusi Selama Pembakaran helium Untuk Bintang dengan Massa yang Berbeda-beda.Trek evolusi selama pembakaran inti helium ditampilkan sebagai garis ungu. Jejak evolusi dari urutan utama ke tahap raksasa merah akan ditampilkan sebagai garis biru. Umumnya, bintang-bintang berevolusi horizontal, pada pencahayaan yang mendekati konstan. Untuk bintang 1 dan 1,5 Mo, fase evolusi bintang ini yang disebut cabang horisontal.

GAMBAR 19.15Diagram H-R untuk Sekelompok Lama, M3Daerah cabang Horizontal diindikasi dalam diagram, seperti halnya deret utama dan daerah rakasasa merah.

Bintang Berdenyut Bintang yang lebih besar dari Matahari juga berkontraksi agak dan bergerak horizontal di diagram HR saat mereka tumbuh lebih panas di pencahayaan kira-kira konstan. Sementara mereka melakukannya, mereka menjadi tidak stabil dan mulai berdenyut. Selama denyutan, permukaan bintang yang bergerak masuk dan keluar. Sebagai perubahan ukuran, begitu juga suhu dan pencahayaan. Satu akan merasa ingin berpikir bahwa denyutan disebabkan oleh variasi dalam tingkat di mana energi yang dihasilkan dalam bintang. Hal ini tidak terjadi, namun. Tingkat produksi energi nuklir tetap konstan dalam bintang berdenyut. Sebaliknya, denyutan disebabkan oleh variasi dalam tingkat di mana energi bisa lepas dari bintang.Dalam sebuah bintang yang normal, gaya yang dihasilkan dari tekanan menyeimbangkan gaya gravitasi. Bayangkan, bagaimanapun, sebuah bintang di mana gaya tekanan di lapisan luar melebihi gravitasi. Jika ini terjadi, lapisan luar bintang akan mulai berkembang, didorong keluar oleh tekanan berlebih, seperti yang ditunjukkan pada Gambar 19.16. Sebagai bintang yang berkembang, gravitasinya akan turun, tetapi pasukan tekanannya akan turun lebih cepat. Ketika itu diperluas untuk ukuran tertentu, tekanan dan gravitasi akan sekali lagi berada dalam keseimbangan, tetapi bintang tidak akan berhenti berkembang. Inersia lapisan yang luar bergerak akan membawa lapisan luar titik keseimbangan. Pada saat mereka telah dibawa untuk beristirahat oleh gravitasi, tekanan mereka akan terlalu rendah untuk menyeimbangkan gravitasi, dan mereka akan mulai jatuh ke dalam lagi. Sekarang gravitasi akan meningkat, tetapi kurang dari tekanan. Lapisan luar bintang akan tinggi melewati titik keseimbangan sampai akhirnya mereka dibawa untuk beristirahat oleh gaya tekanan. Pada titik ini, siklus denyutan akan mulai lagi.Bintang berdenyut berperilaku seperti berat di musim semi. Jika berat ditarik ke bawah dan dilepaskan, ia mulai berosilasi di sekitar posisi di mana gravitasi dan tegangan di musim semi seimbang. Namun, gesekan di musim semi akhirnya menyebabkan osilasi hilang kecuali musim semi mendapat dorongan kecil ke atas setiap kali mencapai bagian bawah osilasi. Demikian pula, sebuah bintang berdenyut membutuhkan luar mendorong setiap kali kontrak untuk ukuran minimum, atau denyutan akan punah. Dalam sebuah bintang, dorongan ini disediakan oleh energi terperangkap ketika lapisan luar bintang itu jatuh ke dalam. Energi yang dilepaskan lagi setelah bintang mencapai ukuran terkecil, sehingga mendorong lapisan luar kembali ke luar, mengatasi gaya gesek. Ini adalah gas helium yang memerangkap energi dalam bintang berdenyut. Ketika bintang berdenyut berkontraksi, gas di bawah permukaannya dipanaskan.

GAMBAR 19.16Gaya Tekan Dan Gravitasi Pada Beberapa Titik Dalam Siklus Berdenyut Dari Bintang Berdenyut. A. Ketika bintang yang paling kecil, gaya tekan akan melebihi gravitasi sehingga bintang nulai berekspansi. B. Tekanan menurun seperti bintang mengembang. Ketika bintang itu yang paling berkembang pesat, kedua gaya mencapai keseimbangan. Inersia, bagaimanapun, memperluas permukaan bintang di luar titik keseimbangan. Gravitasi menjadi lebih besar dari gaya tekanan, sehingga akhirnya ekspansi berhenti. C. Ketika bintang itu terbesar, gravitasi lebih besar dari gaya tekanan dan kontraksi dimulai.D. Ketika bintang itu berkontraksi yang paling cepat, tekanan dan gravitasi seimbang lagi tapi inersia membawa bahan bintang ke dalam melewati titik keseimbangan. Tekanan menjadi lebih besar dari gravitasi lagi dan akhirnya membawa kontraksi berhenti di A, memulai siklus denyut lagi.

Pengaruh pemanasan, bagaimanapun, adalah suhu tidak lebih tinggi melainkan ionisasi helium dalam gas. Helium terionisasi sangat efektif dalam menyerap radiasi, sehingga menyerap energi radiasi mengalir keluar melalui itu. Energi yang terperangkap, oleh karena itu, di mana ia dapat menyediakan dorongan yang membantu mendorong lapisan luar bintang kembali ke luar lagi. Sebagaimana bintang mengembang, elektron dan ion helium bergabung kembali, yang membuat gas lebih terbuka dan memungkinkan lolos energi yang tersimpan.Untuk bintang untuk menjadi rentan terhadap denyutan, ia harus memiliki lapisan tepat di bawah permukaan di mana gas helium terionisasi sebagian. Keberadaan lapisan seperti sebagian terionisasi helium agak tergantung pada ukuran dan massa bintang, tapi sebagian besar pada suhu permukaannya, yang harus dalam kisaran sekitar 5000-8000 K. Sebagaimana Gambar 19.17 menunjukkan, bintang berdenyut ditemukan dalam sekelompok suhu dalam diagram HR. Wilayah ini disebut jalur ketidakstabilan. Dua jenis variabel bintang berdenyut Cepheid dan bintang RR Lyrae ditemukan dalam jalur ketidakstabilan.

GAMBAR 19.17 Letak Jalur Ketidakstabilan dalam Diagram HRVariabel Cepheid dan bintang-bintang RR Lyrae terletak di jalur ketidakstabilan. Perhatikan bahwa jalur ketidakstabilan mencakup berbagai pencahayaan tapi kisaran yang suhunya relatif.

Variabel Cepheid Variabel Cepheid diberi nama untuk Cephei, bintang berdenyut pertama jenis ini ditemukan. jenis ini untuk ditemukan. Cephei adalah bintang raksasa kuning yang bervariasi sekitar dua faktor kecerahan dengan periode 5 1/2 hari. Variasi pencahayaan, ukuran, dan suhu untuk Cephei ditunjukkan pada Gambar 19.18 Perhatikan bahwa pencahayaan dan suhu berada pada maksimum ketika ukurannya minimal, dan ukurannya maksimum ketika pencahayaan dan temperatur yang minimal. sifat yang luar biasa dan sangat berguna variabel Cepheid adalah hubungan periode-pencahayaan mereka, korelasi antara periode denyut dan pencahayaannya. Gambar 19.19 menggambarkan hubungan periode-pencahayaan dan menunjukkan bahwa pencahayaan meningkat seperti periode denyut meningkat. Cepheids Samar, misalnya, yang sebenarnya beberapa ratus kali lebih terang seperti Matahari, berdenyut dengan jangka waktu 1 hari. Variabel Cepheid terang, 30.000 kali lebih terang seperti Matahari, berdenyut dengan periode sekitar 100 hari. Gambar 19.20 menunjukkan bahwa hubungan periode-pencahayaan dari Cepheid variabel muncul karena bintang-bintang yang lebih besar juga lebih bercahaya ketika mereka melewati diagram HR selama inti helium mengalami pembakaran. Bintang-bintang yang lebih besar juga lebih besar dan lebih rendah kepadatannya selama pembakaran inti helium. Periode dengan sebuah bintang yang berdenyut lebih besar untuk kerapatan yang lebih rendah, sehingga bintang-bintang berdenyut besar memiliki luminositas terbesar dan periode terpanjang.GAMBAR 19.18Pencahayaan, Ukuran, dan Suhu dari Cephei Selama DenyutanPerhatikan bahwa bintang itu terang kira-kira pada saat itu adalah terkecil tetapi terpanas. Ukuran bintang bervariasi dengan hanya sekitar 10% dan suhu dengan hanya sekitar 20%, tapi pencahayaan bervariasi oleh lebih dari dua faktor.

GAMBAR 19.19Periode-Hubungan Pencahayaan untuk Variabel Cepheid Semakin bercahaya Cepheid, semakin lama periode denyut. Dengan mengukur periode denyut dari Cepheid. satu dapat menemukan cahaya bintang. Hal ini memungkinkan untuk menentukan jarak dari Cepheid dari pencahayaan dan kecerahan yang tampak jelas (atau nilai mutlak dan jelas).

GAMBAR 19.20Jalur ketidakpastian dan Jejak Evolusi untuk Bintang dengan Massa Berbeda

Bintang yang lebih besar (dengan periode denyut lagi) memotong jalur ketidakstabilan pada pencahayaan yang lebih tinggi daripada bintang yang kurang besar.

Hubungan periode-pencahayaan untuk variabel Cepheid berguna untuk para astronom karena memberikan cara untuk menemukan jarak untuk variabel Cepheid dan gugus bintang atau galaksi yang mengandung Cepheid. Jika sebuah bintang dapat diidentifikasi sebagai Cepheid dan periode denyut yang diukur, maka pencahayaan dan nilai mutlak dapat ditemukan. Besarnya nialai mutlak kemudian dapat digunakan dengan bintang tersebut jelas dalam Persamaan 16.3 untuk menghitung jaraknya. Salah satu tugas utama dari Teleskop luar angkasa Hubble adalah untuk mengamati variabel Cepheid dan, dengan demikian, menemukan jarak ke galaksi jauh.

Bintang RR Lyrae Yang paling redup, bintang terpanas di jalur ketidakstabilan r adalah bintang RR Lyrae. Bintang-bintang RR Lyrae adalah bintang cabang horisontal sekitar satu massa matahari yang berdenyut ketika mereka melalui jalur ketidakstabilan Mereka kecil dan padat dibandingkan dengan Cepheids (meskipun mereka hampir sepuluh kali lebih besar dari Matahari dan sekitar seratus kali lebih bercahaya) dan memiliki periode denyut antara sekitar 1,5 jam dan 1 hari.Setelah pembakaran inti helium dimulai, sebuah bintang bergerak horizontal di diagram HR, berkembang lebih panas di pencahayaan konstan. Selama ini, bintang memasuki fase dimana selama ini berdenyut. Hubungan periode-pencahayaan untuk Cepheids. jenis bintang berdenyut, memungkinkan para astronom untuk menentukan jarak ke bintang dan sekelompok galaksi yang mengandung Cepheids.

Cabang Asimtotik RaksasaAkhirnya, semua bintang dengan massa lebih besar dari atau sama dengan massa Matahari menggunakan semua helium di inti mereka. Sebagaimana reaksi nuklir berhenti di inti mereka, peleburan helium dimulai di lapisan sekitar inti, yang sekarang sebagian besar terdiri atas karbon dan oksigen. Elektron dalam inti segera terdegenerasi. Sama seperti yang bintang lakukan sementara itu memiliki lapisan pembakaran hidrogen, bintang mengembang, mendingin, dan menjadi lebih bercahaya. Bergerak ke atas dan ke kanan dalam diagram HR, seperti yang ditunjukkan pada Gambar 19.21. Bahkan, bintang mengikuti jalur dalam diagram HR sangat mirip dengan yang diikuti ketika menjadi raksasa merah. Fase ini dalam evolusi sebuah bintang yang disebut seperti cabang asimtotik raksasa atau AGB. Struktur sebuah bintang AGB ditunjukkan pada Gambar 19.22. Sebagian besar waktu, lapisan pembakaran hidrogen menyediakan sebagian besar energi bintang sementara lapisan helium-pembakaran hampir aktif. Namun, setelah cukup helium telah membangun antara lapisan, helium digunakan dalam peristiwa hampir meledak disebut denyut termal. Setelah denyut termal, bintang kembali menampilkan hingga cukup helium terbentuk untuk terjadi denyutan lain. Dengan setiap denyut termal, massa karbon dan oksigen terdegenerasi inti meningkat. Untuk bintang-bintang besar, denyut termal terjadi di pedalaman mendalam dan hanya menghasilkan sedikit, perubahan sementara pada bintang kecerahan. Untuk bintang besar seperti Matahari, pulsa termal cukup dekat ke permukaan yang menyebabkan cahaya dari bintang untuk meningkatkan sekitar sepuluh kali lipat selama sekitar satu abad. Karena lamanya waktu antara pulsa termal adalah sekitar 100.000 tahun, kita tidak sangat mungkin untuk menyaksikan bintang tertentu menjalani denyutan.GAMBAR 19.21Jejak Evolusi Bintan Ketika Berada pada cabang Horizontal dan Cabang Asimtotik Raksasa (AGB)Ini bagian dari jalur evolusi ditampilkan dalam warna merah dan kuning untuk setiap bintang. Sebuah bintang, selama tahap ini dalam evolusinya, mengembangkan lapisan pembakaran-helium dan mengikuti jalur dalam diagram HR sangat mirip dengan yang diikuti ketika mengembangkan lapisan hidrogen pembakaran setelah melelahkan penawaran inti hidrogen.

FIGURE 19.22Struktur Bintang AGBEnergi yang dihasilkan dalam hidrogen pembakaran dan lapisan pembakaran-helium. Inti karbon-oksigen terdegenerasi dalam lapisan helium pembakaran menjadi lebih besar seiring berjalannya waktu. Inti ini adalah sebagai besar seperti bumi. Permukaan bintang jauh lebih besar daripada inti dan meluas ke ratusan atau ribuan AU.

Massa yang Hilang Sebuah bintang terus meningkat dalam ukuran dan kecerahan, meningkatkan AGB dalam diagram HR, bahkan seperti mengalami pulsa termal. Angin berkembang di bintang selama waktu ini dan pukulan lapisan luar bintang ke dalam ruang antar bintang. Para astronom tidak setuju pada penyebab angin dari bintang AGB. Namun, bintang AGB yang begitu besar sehingga gravitasi permukaan mereka sangat kecil. Apapun gangguan mampu mengusir bahan. Lapisan luar dari bintang AGB mengalir keluar di sekitar 10 km / s (sekitar 2% dari kecepatan angin matahari), berkembang dingin ketika mereka bergerak menjauh dari bintang. Partikel debu terbentuk di gas pendingin, membuat buram angin. Awan debu tebal segera cukup bahwa itu benar-benar mengaburkan bintang, menyerap cahaya dan memancar di bagian inframerah dari spektrum.

Bintang Inframerah Bintang AGB memiliki pencahayaan lebih besar 10 kali dari Matahari, namun mereka hampir tidak dikenal sampai tahun 1960-an. Hal ini karena debu yang menyerap cahaya dan memancar kembali itu sangat indah bahwa energi terpancar kembali hampir seluruhnya di daerah inframerah dari spektrum warna, yang sedikit dieksplorasi 40 tahun yang lalu. Gambar 19.23 menunjukkan bahwa bintang-bintang ini redup atau benar-benar tak terlihat di daerah yang tampak dari spektrum, sedangkan Matahari terang di daerah yang tampak tapi sangat redup di inframerah. Awan debu yang dibentuk oleh angin menandai permukaan sebuah bintang inframerah. Untuk beberapa bintang AGB, permukaan ini memiliki diameter seluas 1.000 AU, sekitar 20 kali ukuran tata surya. Lapisan luar dari bintang inframerah sangat lemah dan hanya berisi sebagian kecil dari massa bintang. Sebagian besar massa terkonsentrasi di inti karbon-oksigen dan energi menghasilkan lapisan yang mengelilinginya. Dengan demikian, bagian tengah bintang kecil dan sangat padat, tapi bagian luar sangat besar dan memiliki kepadatan yang sangat rendah.GAMBAR 19.23Spektra dari Matahari dan Bintang InframerahHampir semua energi yang dipancarkan oleh bintang inframerah dipancarkan oleh debu dingin dan tidak terlihat oleh mata manusia. Sebagian besar energi yang dipancarkan oleh Matahari di sisi lain, terletak di daerah yang tampak dari spektrum, di mana ia dapat dideteksi oleh mata manusia.

Akhir dari Riwayat Bintang AGB Seperti halnya bintang AGB menjadi lebih besar dan lebih bercahaya, tingkat di mana kehilangan massa juga meningkat. Tingkat kehilangan massa secara bertahap tumbuh sebanyak 10 M per tahun. Jika matahari kehilangan massa pada tingkat yang besar, itu akan hilang hanya dalam 10.000 tahun. Jelas, kehilangan massa yang cepat tidak bisa terus untuk waktu yang lama di setiap bintang. Untuk bintang yang kurang besar dari sekitar 8 M, angin segera menghilangkan lapisan luar bintang itu hampir sampai ke inti terdegenerasi. Hilangnya lapisan luarnya mengakhiri riwayat AGB bintang. Untuk bintang yang lebih besar dari 8 M, AGB berakhir jauh lebih spektakuler sebagai bintang meledak dalam ledakan supernova. Supernova dijelaskan pada Bab 20.Sebuah bintang sekali lagi menjadi dingin dan bercahaya sementara itu membakar helium di lapisan tipis di sekitar inti. Pada saat yang sama, bintang mengembangkan angin dingin yang membawa lapisan luarnya ke ruang angkasa. Debu yang terbentuk di angin mengaburkan bintang dan mengkonversi cahaya untuk radiasi inframerah. Kebanyakan bintang mengakhiri fase ini dalam hidup mereka ketika mereka hampir sepenuhnya menumpahkan lapisan luar mereka.

Nebula Planet Pada akhir riwayat AGB , semua yang tersisa dari bintang adalah inti degenerasi karbon dan oksigen dikelilingi oleh kulit tipis di mana peleburan hidrogen terjadi. Gas dan debu dikeluarkan selama riwayat bintang AGB masih bergerak ke luar pada puluhan kilometer per detik. Sebagaimana puing-puing bergerak menjauh, panas, inti padat dari bintang menjadi terlihat. Bintang sekarang mulai bergerak cukup cepat ke kiri dalam diagram HR, berkembang lebih panas di pencahayaan kira-kira konstan. Hanya beberapa ribu tahun yang diperlukan untuk suhu permukaannya meningkat menjadi 30.000 K. Pada suhu ini, bintang memancarkan sejumlah besar radiasi ultraviolet mampu mengionisasi hidrogen dalam bahan yang luar-bergerak. Dipanaskan, gas terionisasi mulai bersinar, menghasilkan nebula planet seperti Cincin Nebula ditunjukkan pada Gambar 19.24. Bintang biru cerah dari mana gas nebula dikeluarkan dapat dilihat di pusat nebula planet. Nebula planet yang awalnya dinamakan untuk bentunya yang bulat dan tidak ada hubungannya dengan planet.GAMBAR 19.24 Cincin NebulaWarna kemerahan dari hasil nebula planet dari garis emisi merah yang kuat dari deret Balmer hidrogen. Bintang biru bercahaya yang memanaskan dan mengionisasi nebula planet dapat dilihat di pusat nebula.

Tidak semua nebula planet memiliki bentuk bulat. Sebagai contoh, Gambar 19.25 menunjukkan bahwa nebula planet M2-9 memiliki bentuk yang sangat memanjang. Sangat mungkin bahwa munculnya nebula planet tergantung pada sudut dari mana kita melihatnya. Hal ini karena angin dari bintang pusat nebula planet mungkin memiliki setidaknya dua bagian, seperti yang ditunjukkan pada Gambar 19.26. Salah satunya adalah cincin, atau torus. Yang lain adalah aliran gas keluar dalam dua lobus yang tegak lurus terhadap torus. Ketika kita melihat nebula sepanjang sumbu torus, kita melihat bentuk bundar seperti Cincin Nebula. Ketika kita melihat nebula tegak lurus terhadap sumbu torus, kita melihat bentuk datar seperti itu M2-9. Salah satu alasan yang mungkin mengapa gas dalam nebula planet tidak memiliki bentuk bulat mungkin bahwa bintang yang melepaskan gas yang menjadi nebula planet adalah anggota dari sistem bintang biner. Interaksi dengan bintang pendamping dapat menyebabkan gas gudang dari sebuah bintang AGB untuk menjadi terkonsentrasi di torus. Pengamatan bintang-bintang utama nebula planet menunjukkan bahwa banyak dari mereka mungkin benar-benar menjadi bintang biner dalam orbit dekat sekitar satu sama lain. Interaksi bintang dalam sistem biner dekat dijelaskan lebih lengkap dalam Bab 21.GAMBAR 19.25Sebuah Nebula Planetaria yang DiratakanGambar Teleskop luar Angkasa Hubble ini menunjukkan nebula planet M2-9. Perhatikan bahwa M2-9 terlihat cukup berbeda dari Nebula Cincin ditunjukkan pada Gambar 19 94.

GAMBAR 19.26 Model Nebula PlanetariaSebuah nebula planet dapat terdiri dari cincin dan angin tegak lurus ke cincin. Bentuk yang kita lihat tergantung pada sudut dari mana kita melihat nebula.

Dua faktor bekerja sama untuk membuat evolusi bintang di pusat nebula planet yang sangat cepat. Pertama, bintang begitu bercahaya (100.000 kali lebih terang seperti Matahari) yang mengkonsumsi hidrogen pada tingkat yang luar biasa. Kedua, sedikit hidrogen yang tersisa di kulit tipis di sekitar inti terdegenerasi. Dengan demikian, sedikit bahan bakar masih harus dikonsumsi. Beberapa bintang nebula planet mungkin memiliki sesedikit beberapa sepersejuta massa matahari hidrogen yang tersisa untuk membakar. Bercahaya, bintang bahan bakar miskin ini memudar dengan cepat. Gambar 19.27 menunjukkan bahwa mereka membuat hidung menyelam dalam diagram HR sebagai pencahayaan mereka turun 90% hanya dalam beberapa dekade (meskipun sebagian besar memerlukan beberapa ribu tahun memudar). Tanpa pasokan besar pengion foton, nebula planet bertambah gelap dan menyebar ke ruang antar bintang. Bintang itu sendiri memudar untuk menjadi bintang kerdil putih, dijelaskan dalam Bab 20.GAMBAR 19.27 Evolusi Bintang Setelah meninggalkan AGBKetika suhu bintang mencapai 30.000 K, bintang menyala pada lapisan sebelumnya dipancarkan, menghasilkan nebula planet. Dalam beberapa ribu tahun, bintang memudar secara dramatis dalam kecerahan dan menjadi titik putih kecil.

Pada akhir riwayat AGB , bintang dengan cepat menjadi cukup panas untuk mengionisasi materi itu dilepaskan ketika sebagai AGB. Gas bersinar menjadi nebula planet.

Bintang yang sangat BesarBintang paling masif, mereka dengan massa lebih besar dari 40 M, memimpin singkat tapi karir yang menarik. Mereka adalah bintang paling terang dan, karena luminositas besar mereka, mengkonsumsi bahan bakar nuklir mereka dengan cepat. A 120 bintang M, misalnya, adalah beberapa juta kali lebih bercahaya seperti matahari dan hanya berlangsung selama beberapa juta tahun. Setelah mereka meninggalkan deret utama, bintang-bintang besar biasanya menjadi supergiants merah sementara mereka mengkonsumsi helium di intinya. Setelah tahap supergiant merah, bintang-bintang besar dengan cepat tumbuh lebih panas lagi dan menjadi supergiants biru. Sebuah bintang besar mengembangkan inti besi yang akhirnya menjadi begitu besar bahwa itu runtuh, menghasilkan ledakan supernova.Bintang-bintang besar menumpahkan massa sepanjang hidup mereka. Yang paling besar dari mereka dapat kehilangan sebanyak 20% dari massa mereka sementara mereka adalah bintang deret utama dan 30% pada tahap-tahap selanjutnya. Bagi sebagian besar bintang-bintang besar, massa yang hilang dalam angin relatif stabil. Dalam beberapa kasus, bagaimanapun, kehilangan massa hampir meledak terjadi. Contoh paling spektakuler kehilangan massa yang cepat belum diamati adalah Carinae, yang terletak sekitar 2.500 pc jauh di selatan konstelasi Carina, Carinae biasanya terlalu redup untuk dilihat dengan mata telanjang. Pada 1837, bagaimanapun, Carinae meningkat dalam kecerahan sehingga antara 1837 dan 1860 itu adalah bintang paling terang kedua di langit. Setelah 1860 itu cepat memudar sekitar kecerahan yang sekarang. Kemudian, astronom menemukan bahwa bagian dari alasan itu memudar pada tahun 1860 adalah bahwa awan tebal partikel debu yang terbentuk dalam gas yang telah dikeluarkan selama ledakan nya. Awan gas dan debu dikeluarkan oleh Carinae, yang ditunjukkan pada Gambar 19.28, mengandung setidaknya 10 M bahan dan bergerak menjauh dari Carinae pada 700 km / s. Ada kemungkinan bahwa ini bukan pertama kalinya orang telah menyaksikan pengusiran massal dari Carinae. Pada 3000 SM Sumeria menemukan bintang baru yang cerah yang nyaris tidak naik di atas cakrawala selatan. The "baru" bintang mungkin Carinae selama ledakan. Carinae dua kali lipat dalam kecerahan antara tahun 1997 dan 1999 dan tetap tentang konstan dalam kecerahan sejak tahun 1999 Carinae sekarang kehilangan massa sekitar 10 M per tahun. Jelas, tidak bisa terus melakukannya untuk waktu yang lama. Carinae adalah mendekati akhir karir dan merupakan kandidat yang baik untuk ledakan supernova dalam waktu yang relatif dekat. GAMBAR 19.28 Gas dan Debu Dikeluarkan oleh CarinaeGambar Hubble Teleskop Ruang Angkasa ini menunjukkan dua lobus gas dan debu bergerak cepat menjauh dari Carinae. titik putih terang di pusat, Carinae sebenarnya 100.000 kali lebih terang dari lobus gas dan debu di sekitarnya. Kecerahan telah ditekan untuk menunjukkan rincian dari gas dan debu yang lebih jelas. Gas dan debu awan dikeluarkan oleh q Carinae lebih dari 500 kali ukuran tata surya di seluruh.

Pembentukan Berat Elemen di BintangAda lebih dari seratus unsur yang dikenal, sebagian besar yang ada secara alami di alam semesta. Salah satu keberhasilan besar dari teori evolusi bintang telah menjelaskan jumlah relatif unsur-unsur dan isotop mereka.

Bahan Bakar nuklir Beberapa elemen terbentuk dalam fusi reaksi penghasil energi dalam bintang. Fusi hidrogen menjadi helium, dan helium menjadi karbon dan oksigen, misalnya, dijelaskan sebelumnya dalam bab ini. Dalam bintang-bintang besar, suhu inti akhirnya menjadi cukup tinggi untuk kedua karbon dan oksigen untuk menjadi bahan bakar nuklir. Fusi dari karbon dan oksigen menghasilkan campuran inti-sebagian besar silikon, sulfur, dan magnesium. Orang mungkin berpikir bahwa perkembangan selanjutnya akan menjadi pemanasan lebih lanjut dari inti bintang sehingga silikon itu dan produk-produk lain dari karbon dan pembakaran oksigen bisa menjadi bahan bakar. Sesuatu yang lain terjadi, namun, sebelum suhu yang diperlukan (beberapa miliar kelvin) dapat dicapai.Radiasi yang dipancarkan oleh gas pada suhu 1 miliar K terdiri sinar gamma sebagian besar sangat energik. Sinar gamma ini mampu mengganggu inti dan menyebabkan mereka untuk memancarkan proton, neutron, dan partikel (inti helium). Proton yang dipancarkan, neutron, dan partikel segera bereaksi dengan inti lain untuk menghasilkan inti baru. Selama beberapa detik jaringan rumit reaksi nuklir berlangsung sekaligus. Produk dari reaksi satu adalah bahan bakar bagi orang lain. Pada akhir waktu itu, gas terdiri dari unsur-unsur yang memiliki 50 atau 60 proton dan neutron dalam inti mereka, seperti besi dan nikel.

Reaksi Dengan Neutron Reaksi yang menyertai gangguan inti dengan sinar gamma adalah reaksi akhir yang dapat menghasilkan energi dalam bintang. Seperti dijelaskan dalam Bab 7, Bagian 4, fusi unsur dengan nomor massa (jumlah proton dan neutrons) lebih besar dari sekitar 60 menggunakan lebih banyak energi daripada menghasilkan. Dengan demikian, unsur yang lebih berat dari besi tidak dapat bahan bakar untuk bintang. Jika fusi bahan bakar nuklir di bintang adalah satu-satunya cara untuk menghasilkan elemen berat, tidak akan ada inti dengan nomor massa yang lebih besar dari 60 Jelas ini tidak terjadi. Meskipun unsur yang lebih berat daripada besi dan nikel relatif jarang, mereka memang ada dan sangat penting untuk biologi dan teknologi. Unsur-unsur ini meliputi tembaga, emas, zirkonium, timah, yodium, tungsten, dan uranium. Mereka diproduksi oleh reaksi antara inti dan neutron.Proses S Reaksi inti besar dengan partikel bermuatan seperti proton atau partikel terjadi hanya dengan susah payah karena gaya tolak antara partikel bermuatan positif. Neutron, di sisi lain, adalah netral sehingga mereka dapat ditangkap dengan mudah oleh relatively inti besar. Mengingat cukup neutron, inti yang sangat besar dapat dibangun dari unsur-unsur seperti besi.Penumpukan inti besar dengan menangkap neutron dimulai selama fase raksasa merah dari karir bintang tapi menjadi lebih kuat ketika bintang itu terbakar helium di intinya. Neutron yang diperlukan untuk penumpukan dilepaskan ketika neon (dan lainnya) inti menangkap partikel. Selama tahap evolusi, ada banyak neutron, sebanyak beberapa ratus untuk setiap inti besi. Meski begitu, penangkapan neutron oleh inti relatif lambat karena inti tidak stabil yang dihasilkan memiliki cukup waktu untuk membusuk sebelum mereka menangkap neutron lain. Karena tingkat penangkapan neutron lambat dibandingkan dengan tingkat kerusakan, proses ini disebut proses yang lambat atau s-proses. Elemen besar sebagai bismut (dengan 83 proton dan neutron 126) dapat dibangun. Namun, inti yang lebih besar yang mungkin dibangun dari bismut tidak stabil dan tidak dapat dibuat oleh s-proses. Selain itu, ada isotop lain dari unsur-unsur ringan yang berisi angka yang luar biasa besar dari neutron yang tidak dapat dijelaskan oleh s-proses.Proses R Sangat inti berat atau kaya neutron dapat diproduksi hanya ketika ada begitu banyak neutron yang menangkap neutron sangat pesat dibandingkan dengan tingkat peluruhan. Ketika ini terjadi, proses neutron-capture disebut proses yang cepat, atau r-proses. Sebuah kepadatan neutron cukup besar untuk r-proses berlangsung terjadi hanya selama runtuhnya inti bintang selama ledakan supernova. Ledakan supernova dijelaskan dalam Bab 20 Selama supernova, sangat kepadatan tinggi dan suhu yang dihasilkan dalam inti kontraktor. Berbagai reaksi nuklir yang menghasilkan neutron terjadi. Sebuah inti besar menangkap banyak neutron setiap detik. Antara menangkap tidak ada cukup waktu untuk inti tidak stabil membusuk. Dalam hanya beberapa detik, elemen yang lebih berat daripada bismuth dapat dibentuk. Unsur-unsur terberat termasuk radium, uranium, dan plutonium.Tidak hanya ledakan supernova menghasilkan unsur yang sangat berat, itu juga mendorong mereka ke ruang angkasa. Unsur-unsur berat secara bertahap dicampur ke dalam gas antar sehingga ketika generasi kemudian membentuk bintang, mereka diperkaya dalam unsur-unsur berat. Sun sendiri kami terbentuk dari gas diperkaya oleh miliaran tahun pembentukan berat elemen dalam banyak generasi bintang-bintang besar yang mati sebagai supernova jauh sebelum Matahari lahir.Elemen besar sebagai besi dapat dibuat dalam reaksi yang menghasilkan energi dalam bintang. Lebih mas-sive elemen yang dibuat oleh reaksi neutron dengan inti. Hanya yang jenis unsur dan isotop yang dibuat oleh proses ini tergantung pada apakah neutron ditambahkan dengan cepat (proses-r) atau lambat (proses-r).