Evolusi Bintang Setelah Di Deret Utama

download Evolusi Bintang Setelah Di Deret Utama

of 16

description

xtyu mjhnfgfgfgfgfgfg

Transcript of Evolusi Bintang Setelah Di Deret Utama

Evolusi BintangBintang dikenal sebagai objek langit yang tampak di malam hari. Sebuah cahaya titik yang berkerlap-kerlip, dan terkadang bila diperhatikan dengan seksama, warnanya berubah-ubah dari putih ke biru atau merah dan sebaliknya. Sebenarnya bintang merupakan bola gas yang terbentuk karena gaya gravitasinya sendiri. Cahaya bintang berasal dari hasil reaksi fusi nuklir di mana hidrogen digabungkan untuk menghasilkan helium, gelombang eletromagnetik, dan energi. Bintang memancarkan energinya relatif konstan/stabil setiap saat. Jadi, perubahan yang terjadi tidak berasal dari bintang itu sendiri. Lalu, bagaimana bintang bisa tampak berkedip?

Penyebab utamanya adalah karena bumi memiliki atmosfer dengan temperatur yang berbeda-beda, menyebabkan lapisan-lapisan udara tersebut bergerak-gerak sehingga menimbulkan turbulensi. Turbulensi ini bentuknya sama seperti ombak atau gelombang di laut dan kolam renang.Analogi sebuah koin yang terletak diam di dasar kolam renang akan tampak bergerak-gerak jika kita lihat dari atas permukaan air. Gerak semu ini terjadi karena adanya refraksi/pembiasan. Hal yang sama terjadi pada cahaya bintang yang melewati atmosfer bumi. Ketika memasuki atmosfer bumi, cahaya bintang akan dibelokkan oleh lapisan udara yang bergerak-gerak. Akibatnya posisi bintang akan berpindah-pindah. Tetapi karena perubahan posisinya sangat kecil untuk dideteksi mata, maka kita akan melihatnya sebagai kedipan.Pada zaman dahulu, orang mengira semua objek di langit adalah bintang. Hingga mereka mulai mengamati dan menyadari bahwa ada beberapa objek langit yang memiliki perpindahan berbeda dengan yang lain, juga tidak berkedip. Dan diketahuilah bahwa benda tersebut planet, bukan bintang.Benda bercahaya yang selalu tampak tidak berubah posisinya itu, oleh orang zaman dahulu dibentuk menjadi gambar-gambar visual khayalan yang kini dinamakan rasi bintang. Mereka mengkait-kaitkan bentuk rasi bintang dengan mitos-mitos dan kepercayaan yang dianut. Begitu banyak rasi bintang yang terbentuk dengan pandangan berbeda-beda tiap orang. Hingga akhirnya astronom menetapkan standar wilayah rasi bintang yang kini berjumlah 88 buah. Nama-nama rasi bintang sendiri kebanyakan diambil dari sejarah bangsa Romawi dan Yunani.Bintang yang dapat dilihat oleh mata telanjang berjumlah kurang lebih 2860 bintang. Hingga pada massa Galilleo menemukan teleskop, ia mengarahkan teleskopnya ke pusat galaksi Bimasakti. Dari hasil pengamatan, didapat hasil bahwa ternyata terdapat lebih banyak bintang lagi di langit yang tak kasat mata. Seiring dengan berjalannya waktu dan perkembangan instrumentasi astronomi, diketahui bahwa bintang yang ada di langit tidak seluruhnya benar-benar bintang, melainkan terbagi-bagi lagi menjadi beberapa kategori. Ada nebula, awan gas debu yang merupakan cikal bakal bintang. Cluster, yang merupakan sekumpulan bintang. Bintang itu sendiri, yang terbagi menjadi dua kategori yaitu bintang tunggal dan multiple stars, dan Planetary nebula.Evolusi BintangBintang tidak berbeda jauh dengan manusia atau makhluk hidup yang ada di Bumi. Bintang dilahirkan, berkembang, dan pada akhirnya padam, tidak bersinar lagi. Bedanya, tentu saja bintang tidak berkembang biak. Nah, proses evolusi bintang ini, bila dibandingkan dengan usia manusia atau bahkan usia seluruh peradaban manusia, tentunya memakan waktu yang sangat lama hingga milyaran tahun. Contohnya Matahari dalam tata surya kita, yang tidak tampak berubah sejak zaman nenek moyang hingga saat ini.Lalu bagaimana para astronom bisa mempelajari evolusi bintang, jika usia mereka tidak cukup untuk melihat perkembangan bintang yang sangat lama itu? Seorang anak kecil, tidak perlu menunggu hingga usianya 80 tahun hingga ia bisa melihat pertumbuhan seorang manusia. Ia bisa melihat dari sekitarnya, bagaimana rupa seorang remaja, dewasa, atau bahkan nenek dan kakek sekalipun. Begitu pula dengan astronom, mereka dapat meneliti bintang-bintang di langit sana terdiri dari berbagai macam usia dan tahap evolusi.Materi Antar BintangBerdasarkan hasil pengamatan, luar angkasa diantara bintang-bintang ternyata tidak benar-benar kosong, namun terdapat materi berupa gas dan debu yang disebut materi antar bintang. Di beberapa tempat materi antar bintang dapat dilihat sebagai awan antar bintang yang disebut Nebula, contohnya Nebula Orion. Kerapatan awan bintang sangatlah kecil bila dibandingkan dengan udara di sekeliling kita. Walaupun demikian, awan bintang memiliki volume yang sangat besar, sehingga cukup banyak untuk membentuk ribuan bintang.Lalu bagaimana awan antar bintang (Nebula) itu bisa membentuk bintang? Gaya gravitasi memegang peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Jika terjadi suatu peristiwa hebat, misalnya ledakan bintang, di suatu tempat sekelompok materi antar bintang akan menjadi lebih mampat daripada sekitarnya. Bagian luar awan ini akan tertarik oleh gaya gravitasi materi di bagian dalam. Akibatnya, awan akan mengerut dan semakin mampat. Peristiwa ini disebut kondensasi.Tetapi, tidak semua awan yang berkondensasi itu akan menjadi bintang. Akibat kondensasi tekanan di dalam awan akan meningkat dan akan melawan pengerutan. Bila tekanan melebihi gaya gravitasi, awan akan tercerai kembali dan proses terbentuknya bintang tidak akan terjadi.Pada setiap kondensasi kerapatan gas dalam awan bertambah besar. Riwayat gumpalan awan induk akan terjadi lagi di dalam gumpalan awan yang lebih kecil. Demikian seterusnya. Peristiwa ini disebut fragmentasi. Awan yang tadinya satu terpecah menjadi ratusan bahkan ribuan awan yang mengalami pengerutan gravitasi. Pada akhirnya, suhu menjadi cukup tinggi sehingga awan-awan tersebut akan memijar dan menjadi embrio bintang yang disebut protostar. Jadi, bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri namun berasal dari suatu kondensasi besar, bintang terbentuk dalam kelompok. Hal ini didukung oleh pengamatan. Dalam galaksi kita pun terdapat banyak gugus bintang.

ProtostarSuatu protostar yang telah mengakhiri proses fragmentasinya akan terus mengerut akibat gravitasinya sendiri. Materi dalam protostar sebagian besar adalah hidrogen dengan kerapatan seragam pada awalnya. Evolusi protostar ditandai dengan keruntuhan yang sangat cepat.Laju evolusi pada tahap ini, temperatur di pusat bintang cukup tinggi untuk berlangsungnya pembakaran hidrogen. Pada saat itu tekanan di dalam bintang menjadi besar dan pengerutan pun berhenti. Ia menjadi bintang di deret utama. Namun bila massa bintang terlalu kecil, suhu di pusat bintang tidak akan cukup tinggi untuk berlangsungnya reaksi pembakaran hidrogen. Bintang akhirnya mendingin dan menjadi bintang katai gelap tanpa adanya reaksi ini yang berarti.Evolusi LanjutSelanjutnya bintang mencapai deret utama berumur nol (zero age main-sequence, ZAMS). Komposisi bintang tersebut masih homogen, mencerminkan komposisi awan antar bintang yang membentuknya. Energi yang dipancarkan bintang terutama berasal dari reaksi inti yang berlangsung di pusat bintang. Yaitu reaksi fusi yang merubah hidrogen menjadi helium, dengan perlahan terjadi perubahan komposisi di pusat bintang, hidrogen berkurang dan helium bertambah. Akibatnya struktur bintang pun berubah, bintang makin terang, jari-jari bertambah besar, tempertur efektif berkurang.Ada perbedaan proses evolusi bintang tergantung dari massa bintang tersebut. Pada bintang bermassa besar, terjadi reaksi daur karbon yang terkonsentrasi ke pusat, disebut pusat konveksi. Pada bintang tipe ini, di bagian selubungnya tidak terjadi reaksi inti. Karena itu, komposisi selubung masih sama dengan komposisi awal. Lain halnya dengan bintang bermassa rendah yang membangkitkan energinya tidak terkonsentrasi di pusat. Konveksi justru terjadi di selubung.Akibat reaksi pembakaran hidrogen, jumlah helium di pusat bintang bertambah. Timbunan helium di pusat bintang itu mengakibatkan terjadinya pengerutan gravitasi secara perlahan. Bila massa pusat helium ini mencapai 10 % hingga 20% massa bintang, pusat helium tidak lagi mengerut dengan perlahan namun runtuh dengan cepat. Saat itu struktur bintang berubah, bagian luar bintang akan memuai dengan cepat, bintang berubah menjado bintang raksasa merah. Saat itu, bintang mempunyai 2 sumber energi yaitu pembakaran hidrogen di kulit yang melingkupi pusat helium, dan pembakaran helium di pusat bintang.Evolusi tahap akhir suatu bintang masih belum pasti. Namun dari beberapa perhitungan didapat bahwa unsur kimia yang lebih berat dari karbon terbentuk di pusat bintang. Inti helium, berubah menjadi karbon, selanjutnya membentuk oksigen. Hal ini menyebabkan temperatur pusat meningkat, dan saat mencapai 600 derajat, inti karbon akan berinteraksi membentuk magnesium, neon, dan natrium. Demikian seterusnya akan terjadi pembakaran unsur kimia dalam bintang. Hingga akhirnya akan terbentuk inti besi. Besi merupakan inti yang paling mantap dan tidak akan bereaksi membentuk inti yang lebih berat. Selanjutnya, akan terjadi keruntuhan gravitasi pusat besi yang menyebabkan Supernova.SupernovaTidak semua bintang mengakhiri hidupnya dengan meledak menjadi Supernova, yaitu hanya terjadi pada bintang yang massanya 8 kali massa matahari atau lebih massif dari Matahari. Nah, supernova akan terjadi ketika bintang tersebut tidak lagi memiliki cukup bahan bakar untuk proses fusi di inti bintang. Menciptakan tekanan keluar sehingga memicu terjadinya dorongan gravitasi kedalam massa bintang yang besar.Saat ledakan terjadi, bintang akan melepaskan sejumlah besar energi dan memuntahkan elemen berat seperti kalisum dan besi ke ruang antar bintang. Materi yang dilepaskan ini kemudian menjadi benih yang mengisi awan debu dan gas dimana bintang dan planet baru akan dilahirkan. Dan siklus terbentuknya bintang dimulai dari awal.

Sisa Kematian BintangMateri yang dilepaskan bintang pada saat terjadinya Supernova akan menjadi benih bintang baru. Lalu bagaimana nasib bintang yang mati? Untuk bintang bermassa sedang, ia akan berubah menjadi bintang katai putih. Untuk bintang bermassa besar yang setelah meledak massanya 1.4 3 kali massa Matahari akan berubah menjadi bintang neutron. Sedangkan yang lebih besar dari 3 kali massa Matahari akan berubah menjadi black hole.

EVOLUSI BINTANGSep1ULIA DEWI MUTHMAINAH.Evolusi bintang adalah perubahan pelahan-lahan sejak suatu bintang terjadi sampai- menjadi bintang yang stabil, kemudian me masuki deret utama dalam waktu yang lama, kemudian menjadi bintang raksasa, lalu mengalami keadaan degenerasi, seterusnya melontarkan sebagian masanya bagian luar dan membentuk masa kecil dengan kerapatan yang besar. sampai menjadi bintang netron dan black hole, melalui tahapan-tahapanMatahari adalah bintang dengan kelas G2V, yang berarti merupakan bintang dengan temperatur permukaan sekitar 6000 Kelvin dan merupakan bintang katai yang sedang melakukan pembangkitan energi dari pembakaran hidrogen.Maka dapat dijelaskan tahapan evolusi matahariberikut:1. Tahap awal pada tahap ini bintang terbentuk dari pengerutan Gravitasional kabut atau nebula, sehingga sebagian energi potensialnya terpancarkan menjadi energi termal dan energi radiasi. Gumpalan membesar, suhu pusatnya cukup tinggi untuk berlangsungnya reaksi inti; dan -tekanannya cukup besar untuk nenghenti-kan pengerutan, sehingga bintang menjadi stabil dan kemudian masuk ke deret utama (Main sequence).Matahari menghabiskan sebagian besar waktu hidupnya di deret utama.Matahari meninggalkan deret utama bila massa pusat helium telah mencapai 10 15% massa bintang (batas Schonberg-Chandrasekhar).2. Tahap raksasa: setelah lama Matahari berada di deret utama, reaksi inti menghasilkan helium cukup banyak dipusatnya dan disebut pusat helium dengan reaksi inti hidrogen tetap. berlangsung di sekitarnya. Setelah 10% dari hidrogen berubah menjadi helium, bintang menjadi raksasa merah (red giant).3. tahap bajang putih dan degenerasi.; suhu.di pusat raksasa merah (red giant) sangat tinggi, sehingga terjadi reaksi tripel alpha, yaitu tiga inti helium rnembentuk satu inti karbon, di samping masih berlangsungnya reaksi inti hidrogen. Bintang mengerut terus dan masanya menjadi besar, akhirnya menjadi bajang putih atau kata putih (white dwarf) yang rapat massanya mencapai 10 pangkat 9 Kg/m kubik dan elektron bebas mengalami keadaan degenerasi.4. tahap pembakaran He di pusat yang terdegenerasi sempurna.5. tahap helium flash6. Planetary nebula dan Katai Putih. Katai putih, juga disebut katai degenerasi, adalah bintang kecil yang sudah tidak lagi bersinar, terdiri dari materi terdegenerasi. Katai putih diduga sebagai tahap evolusi terakhir bintang bermassa kecil dan menengah7. Pada akhirnya menjadi katai gelap (Katai gelap merujuk pada katai putih yang sudah cukup terdinginkan sehingga tidak lagi memancarkan cahaya dalam panjang gelombang tampak.).b. Bintang raksasa bermassa 5 massa matahari.Raksasa merah adalah bintang raksasa terang dengan massa yang ringan atau sedang (sekitar 0.5-10 massa matahari) yang berada pada fase akhir evolusi bintang. Atmosfer luarnya menggembung dan lemah, sehingga jari-jarinya menjadi sangat besar dan suhu permukaannya rendah, sekitar 5.000 K atau lebih rendah. Kenampakan raksasa merah bermacam-macam, dari jingga kekuningan hingga merah. Bintang raksasa merah biasanyadiklasifikasikan dalam kelas K, M, S, atau C.Raksasa merah yang paling umum ada adalah bintang cabang raksasa merah yang lapisan luarnya masih memfusikan hidrogendengan helium, sementara intinya terdiri dari helium yang tidak aktif. Bentuk raksasa merah yang lain adalah bintang [cabang raksasa asimptotik] yang menghasilkan karbon dari helium melalui proses alfa-tiga.Dalam Evolusi bintang raksasa yang bermasa 5 massa matahari, melalui tahapan sebagai berikut:1. Tahap awal pada tahap ini bintang terbentuk dari pengerutan Gravitasional kabut atau nebula, sehingga sebagian energi potensialnya terpancarkan menjadi energi termal dan energi radiasi. Gumpalan membesar, suhu pusatnya cukup tinggi untuk berlangsungnya reaksi inti; dan -tekanannya cukup besar untuk nenghenti-kan pengerutan, sehingga bintang menjadi stabil dan kemudian masuk ke deret utama (Main sequence).Bintang tersebut menghabiskan sebagian besar waktu hidupnya di deret utama.Bintang tersebut meninggalkan deret utama bila massa pusat helium telah mencapai 10 15% massa bintang (batas Schonberg-Chandrasekhar).2. Tahap raksasa: setelah lama Matahari berada di deret utama, reaksi inti menghasilkan helium cukup banyak dipusatnya dan disebut pusat helium dengan reaksi inti hidrogen tetap. berlangsung di sekitarnya. Setelah 10% dari hidrogen berubah menjadi helium, bintang menjadi raksasa merah (red giant).3. tahap bajang putih dan degenerasi.; suhu.di pusat raksasa merah (red giant) sangat tinggi, sehingga terjadi reaksi tripel alpha, yaitu tiga inti helium rnembentuk satu inti karbon, di samping masih berlangsungnya reaksi inti hidrogen. Bintang mengerut terus dan masanya menjadi besar, akhirnya menjadi bajang putih atau kata putih (white dwarf) yang rapat massanya mencapai 10 pangkat 9 Kg/m kubik dan elektron bebas mengalami keadaan degenerasi.4. Pada bintang yang bermassa 5 kali matahari, mengalami tahap selanjutnya mengalami kenaikan temperatur, keadaan terdegenerasi yang berlangsung lama.5. Massa berkurang6. Tidak terjadi carbon Flash.7. Terbentuk Planetary nebula dan katai putihKatai putih, juga disebut katai degenerasi, adalah bintang kecil yang sudah tidak lagi bersinar, terdiri dari materi terdegenerasi. Katai putih diduga sebagai tahap evolusi terakhir bintang bermassa kecil dan menengah.8. Berakhir menjadi Katai Gelap (Katai gelap merujuk pada katai putih yang sudah cukup terdinginkan sehingga tidak lagi memancarkan cahaya dalam panjang gelombang tampak.).

Evolusi bintang

Definisi Teknologi

Nama Cina: evolusi bintang

Nama Inggris: evolusi bintang

Definisi: pembentukan bintang setelah gravitasi, tekanan dan peran reaksi nuklir, struktur bintang bervariasi dengan waktu, sampai energi habis, menjadi merosot bintang atau lubang hitam dalam proses.

Ilmu terapan: astronomi (subjek), bintang dan galaksi Bima Sakti (dua mata pelajaran)

Atas isi oleh Komite Persetujuan Teknologi Sains Nasional dan diumumkan

Evolusi bintang adalah bintang lahir, tumbuh dan dewasa menjadi proses penuaan kematian, evolusi bintang adalah proses yang sangat lambat. Menurut berbagai astronom bintang penelitian observasional dan teoritis untuk mengetahui bagaimana kehidupan bintang itu dari konsepsi untuk lahir, dari pertumbuhan hingga jatuh tempo, dan akhirnya penuaan, kematian dari keseluruhan proses. Teori evolusi bintang, astronomi, bintang-bintang dalam hidup mereka pada teori evolusi.

Pengantar singkat

Evolusi bintang dan dalam peta massal kepadatan dipindahkan, tetapi tetap dalam kotak garis putus-putus. Gambar A3 adalah area persegi amplifikasi, menunjukkan evolusi bintang pada berbagai tahap pusatnya reaksi termonuklir utama terjadi. Evolusi bintang

Karena kontrol gravitasi, kecenderungan umum kepadatan evolusi bintang meningkat (bergerak turun dalam gambar), sedangkan kehilangan kualitas, fragmentasi, sehingga fenomena tidak stabil atau bahan peledak seperti penurunan massa (pada gambar di sebelah kiri). Evolusi bintang harus memesan salah satu dari tiga negara yang mungkin untuk akhir dingin: katai putih, bintang neutron, lubang hitam.

Teori evolusi bintang, astronomi, bintang-bintang dalam hidup mereka pada teori evolusi.

Karena evolusi bintang tunggal biasanya hingga beberapa miliaran tahun, manusia tidak dapat menyelesaikan pengamatan dan model proyek komputer evolusi bintang.

Tahap Evolusi

Evolusi bintang adalah bintang lahir, tumbuh dan dewasa menjadi proses penuaan kematian, evolusi bintang dari proses yang sangat lambat. Menurut berbagai astronom bintang penelitian observasional dan teoritis untuk mengetahui bagaimana kehidupan bintang itu dari konsepsi untuk lahir, dari pertumbuhan hingga jatuh tempo, dan akhirnya penuaan, kematian dari keseluruhan proses. Teori evolusi bintang, astronomi, bintang-bintang dalam hidup mereka pada teori evolusi.

Lahir

Evolusi bintang dimulai pada awan molekul raksasa. Mayoritas kepadatan galaksi batal per sentimeter kubik dari sekitar 0,1 hingga 1 atom, tetapi kepadatan awan molekul raksasa jutaan atom per sentimeter kubik. Sebuah awan molekul raksasa yang berisi ratusan ribu hingga puluhan juta massa matahari dan diameter 50 sampai 300 tahun cahaya. Evolusi bintang

Dikelilingi oleh awan molekul raksasa di galaksi berputar, beberapa peristiwa dapat menyebabkan keruntuhan gravitasi. Awan molekul raksasa mungkin bertabrakan satu sama lain, atau melalui bagian padat dari lengan spiral. Supernova terdekat dilemparkan substansi tinggi juga dapat menjadi salah satu faktor pemicu. Terakhir, nebula tabrakan galaksi yang disebabkan oleh kompresi dan gangguan juga dapat membentuk sejumlah besar bintang.

Collapse selama kekekalan momentum sudut akan menyebabkan fragmen awan molekul raksasa terus dipecah menjadi potongan kecil. Massa kurang dari sekitar 50 bintang puing pembentukan massa matahari. Dalam proses ini, gas dipanaskan oleh pelepasan energi potensial, dan kekekalan momentum sudut untuk memulai rotasi pembangkit akan menyebabkan nebula setelah pembentukan aslinya.

Tahap awal pembentukan bintang adalah nebula hampir sepenuhnya padat gas dan debu dikaburkan. Biasanya, bintang bintang yang dihasilkan melalui empat Zhouguang Liang sumber awan gas diamati untuk menyebabkan bayangan, ini dikenal sebagai Bok tetesan.

Kualitas sangat kecil (kurang dari 0,08 massa matahari) dari bintang asli suhu tidak mencapai tingkat yang memadai fusi nuklir dimulai, mereka akan menjadi katai coklat dalam ratusan juta tahun waktu perlahan-lahan mendingin. Sebagian besar kualitas yang lebih tinggi dari suhu inti bintang asli akan mencapai sepuluh juta derajat Kelvin, maka hidrogen menjadi helium dimulai, bintang sudah mulai bersinar. Inti dari fusi nuklir akan menghasilkan energi yang cukup untuk menghentikan keruntuhan gravitasi untuk mencapai keseimbangan statis. Stellar kini telah memasuki tahap yang relatif stabil. Jika bintang masih sekitar fragmen awan molekul raksasa sisa, fragmen ini mungkin pada skala yang lebih kecil terus runtuh, menjadi planet, asteroid dan komet dan benda-benda planet lainnya. Jika awan molekul raksasa fragmen bintang terbentuk cukup dekat, itu bisa membentuk sistem bintang biner dan multiple.

Usia setengah tua

Urutan usia bintang utama Tengah terbentuk ketika

Bintang memiliki warna dan ukuran yang berbeda. Dari panas ke merah biru pendinginan, 0,5-20 massa matahari. Evolusi bintang

Bintang tergantung pada kecerahan permukaan dan suhu warna, sedangkan suhu permukaan tergantung pada massa bintang. Bintang-bintang besar membutuhkan lebih banyak energi untuk melawan gravitasi dari shell, kecepatan pembakaran hidrogen jauh lebih cepat.

Setelah pembentukan bintang akan jatuh pada diagram HR dari urutan utama pada titik tertentu. Katai merah kecil dan dingin perlahan-lahan akan membakar hidrogen, mungkin tinggal di dalam urutan ini ratusan miliar tahun, sedangkan supergiant bintang besar dan panas hanya dalam beberapa ratus juta tahun setelah meninggalkan deret utama. Stellar media seperti matahari akan tinggal di dalam urutan ini sepuluh miliar tahun. Sun juga terletak di urutan utama, dianggap pada usia pertengahan. Setelah pembakaran hidrogen inti bintang, akan meninggalkan deret utama.

Kematangan

Kematangan terbentuk ketika raksasa merah, supergiants.

Dalam pembentukan beberapa juta untuk ratusan miliar tahun kemudian, inti bintang akan mengkonsumsi hidrogen. Bintang besar dari bintang bermassa rendah dalam inti hidrogen dikonsumsi cepat. Dalam inti hidrogen dikonsumsi, bagian inti dari reaksi nuklir akan berhenti, meninggalkan inti helium. Dia - Luo tokoh mengungkapkan pentingnya hukum evolusi bintang

Kehilangan reaksi nuklir energi melawan gravitasi, keruntuhan gravitasi perumahan bintang dimulai. Suhu inti dan tekanan sebagai proses pembentukan bintang, seperti meningkat, tetapi pada tingkat yang lebih tinggi. Setelah suhu inti mencapai 100 juta derajat Kelvin, inti akan mulai fusi helium, kembali menghasilkan energi melalui fusi nuklir untuk melawan gravitasi. Massa bintang cukup untuk menghasilkan fusi helium akan melepaskan panas, dan secara bertahap didinginkan dan menjadi white dwarf.

Akumulasi panas akan menyebabkan inti dari bloats bintang, mencapai dalam urutan tahap ratusan utamanya kali ukuran raksasa merah. Fase raksasa merah akan berlangsung selama jutaan tahun, tetapi sebagian besar berwarna merah variabel raksasa bintang, seperti stabilitas bintang utama-urutan.

Langkah berikutnya dalam evolusi bintang sekali lagi ditentukan oleh massa bintang.

Resesi

Usia tua dan kematian salah satu dari tiga negara yang mungkin untuk akhir dingin: katai putih, bintang neutron, lubang hitam. [1]

Evolusi morfologi

Bintang rendah-massa

Evolusi bintang bermassa rendah tidak endpoint langsung diamati. Umur alam semesta dianggap lebih dari sepuluh miliar tahun, tidak cukup untuk membuat inti bintang hidrogen kelelahan. Teori saat ini didasarkan pada model komputer. Beberapa fusi helium bintang di core, yang mengakibatkan reaksi tidak stabil dan seimbang, serta angin matahari yang kuat. Dalam hal ini, bintang tidak menghasilkan pecahnya planet nebula, tetapi hanya akan kehabisan bahan bakar untuk menghasilkan bintang katai merah.

Tapi kurang dari 0,5 kali massa matahari bahkan setelah hidrogen habis tidak akan menghasilkan helium dalam reaksi inti. Proxima Centauri seperti merah kerdil hidup hingga ratusan miliar tahun setelah penghentian reaksi di inti katai merah di band inframerah dan microwave gelombang elektromagnetik secara bertahap redup bawah.

Bintang media massa

Mencapai fase raksasa merah, 0,4-3,4 shell bintang massa matahari akan memperluas ke luar, sedangkan inti kompresi batin yang menghasilkan helium bersama menjadi reaksi inti karbon. Fusion akan kembali menghasilkan energi, bantuan sementara dari proses kematian bintang. Untuk bintang matahari berukuran, proses ini berlangsung sekitar satu miliar tahun.

Helium membakar sangat sensitif terhadap suhu, menyebabkan ketidakstabilan yang besar. Fluktuasi akan membuat shell energi kinetik besar dari matahari untuk mendapatkan cukup untuk menjadi nebula planet. Planetary nebula inti pusat secara bertahap akan didinginkan meninggalkan menjadi kecil, kerdil putih padat, biasanya memiliki 0,6 kali massa matahari kita, tetapi hanya satu ukuran Bumi.

Mutex gaya gravitasi dan keseimbangan elektronik, katai putih relatif stabil. Dalam kasus tidak ada sumber energi, bintang di tahun-tahun panjang dalam pelepasan energi yang tersisa, secara bertahap redup bawah. Akhirnya, pelepasan energi selesai akan menjadi kerdil putih kerdil hitam,

Pada saat yang sama pembentukan sistem bintang biner atau ganda, kualitas komunikasi dapat mengubah evolusi antar bintang. Karena bagian dari massa bintang yang diperoleh, sistem massa yang lebih besar lain dari fase raksasa merah evolusi bintang akan dipercepat, sedangkan bintang bermassa rendah akan menyerap sebagian dari massa raksasa merah dalam deret utama tinggal lebih lama. Sebagai contoh, adalah teman lama Sirius tentang white dwarf massa matahari, tetapi Sirius adalah salah satu dari sekitar 2,3 bintang deret utama massa matahari. Jika massa bintang katai putih melebihi batas Chandrasekhar, elektronik mutex akan cukup untuk melawan gaya gravitasi, tetapi akan terus runtuh ke bawah. Hal ini akan menyebabkan shell bintang dibuang, yang merupakan supernova, kematian bintang itu ditandai. Dengan kata lain, tidak akan ada lebih besar dari 1,4 kali massa matahari kerdil putih. Jika katai putih dan satu lagi terdiri dari sistem bintang biner, maka sebuah bintang kerdil putih mungkin menggunakan hidrogen dari reaksi nuklir lain dan bahan sekitarnya dipanaskan melempar, bahkan kurang dari 1,4 kali massa massa katai putih matahari. Seperti ledakan yang disebut supernova.

Bintang besar

Dalam lebih dari 5 kali massa matahari menjadi merah super raksasa ekspansi shell, intinya mulai dikompresi oleh gravitasi, suhu dan kepadatan meningkat akan memicu serangkaian reaksi fusi. Reaksi fusi ini menghasilkan elemen yang lebih berat, energi yang dihasilkan sementara akan menunda keruntuhan bintang.

Planetary nebula

Akhirnya, semakin rendah langkah fusi untuk mencapai tabel periodik, silikon polimerisasi dimulai menjadi besi. Sebelum ini, bintang yang diperoleh oleh energi fusi, tapi besi tidak bisa dilepaskan oleh energi fusi, sebaliknya, untuk menyerap energi fusi besi. Hal ini akan mengakibatkan tidak ada kekuatan melawan gravitasi, sementara runtuhnya inti segera dihasilkan.

Langkah berikutnya dalam evolusi mekanisme evolusi bintang tidak jelas, tetapi ini akan menghasilkan sepersekian detik ledakan supernova kekerasan. Unsur yang lebih ringan dari besi, dan dilempar keluar pada saat yang sama pembentukan neutrino gelombang kejut, setelah dilempar keluar dari penyerapan materi, pembentukan beberapa elemen radioaktif lebih berat dari besi, yang paling penting adalah uranium. Tidak ada supernova, maka massa molekul relatif lebih besar daripada unsur besi tidak akan ada.

Neutrino gelombang terus dilemparkan rilis substansi. Substansi dapat dibuang dan komet bertabrakan dengan, mungkin membentuk bintang baru, planet dan bulan, atau menjadi berbagai benda.

Ilmu pengetahuan modern belum jelas mekanisme ledakan supernova, serta komposisi puing-puing bintang, diketahui bahwa ada dua kemungkinan endpoint evolusi: bintang neutron dan lubang hitam.

Bintang Neutron

Dalam beberapa supernova antara elektron didorong ke dalam inti, neutron dan proton digabungkan menjadi. Membuat inti saling tolak setelah hilangnya gaya elektromagnetik, bintang menjadi kelompok neutron padat. Bintang semacam ini disebut bintang neutron.

Persyaratan mutu: runtuh massa inti melebihi 1,44 kali massa matahari, kurang dari 3,2 kali massa matahari.

Ukuran dari bintang neutron tidak melebihi sebuah kota besar, tapi sangat padat. Karena sebagian besar momentum sudut yang tersisa di bintang-bintang, mereka cepat diri bergerak, dan beberapa bahkan sampai 600 putaran per detik. Radiasi Stellar akan terbatas pada medan magnet dekat sumbu, dan dengan rotasi bintang. Jika sumbu magnetik sejajar dengan rotasi bumi, maka bumi selama setiap rotasi mungkin pernah mengamati radiasi bintang. Bintang neutron disebut pulsar, bintang neutron adalah yang pertama ditemukan.

Black Hole

Secara luas diakui bahwa tidak semua supernova akan membentuk bintang neutron. Jika massa bintang yang cukup besar, kemudian bahkan neutron akan hancur sampai jari-jari Schwarzschild lebih kecil dari jari-jari bintang, menjadi lubang hitam.

Persyaratan mutu: runtuh massa inti melebihi 3,2 kali massa matahari.

Steven Finn Hawking (Stephen Hawking) menggabungkan relativitas umum dan mekanika kuantum memprediksi keberadaan lubang hitam. Upaya astronom selama bertahun-tahun, berhasil mengamati medan gravitasi dari planet yang tidak diketahui untuk mengubah trek, yang dapat menyimpulkan keberadaan lubang hitam. Menurut teori tradisional relativitas umum, tidak ada informasi dari setiap bahan atau melarikan diri dari lubang hitam, tetapi mekanika kuantum memungkinkan beberapa pengecualian (dalam kondisi tertentu zat "Terowongan" fenomena, substansi melalui terowongan imajiner melalui penghalang). Keberadaan lubang hitam didukung oleh sebagian besar para astronom.

Namun masih ada beberapa masalah yang harus diselesaikan. Teori supernova saat belum sempurna, tidak bisa menjelaskan apakah bintang dapat dikompresi menjadi lubang hitam tanpa melalui ledakan supernova, apakah pembentukan lubang hitam dan supernova massa awal bintang dan evolusi hubungan berakhir.

Alasan evolusi

1930, fisikawan teoritis menemukan, reaksi nuklir akan menghasilkan energi yang sangat besar. Dengan teori ini untuk mempelajari energi matahari, energi matahari ditemukan dalam reaksi nuklir dapat digunakan hanya untuk menjelaskan.

Dari segala usia dengan berbagai reaksi termonuklir bintang terjadi di dalam, evolusi bintang akan terjadi dalam serangkaian reaksi termonuklir, unsur cahaya menjadi unsur yang lebih berat secara bertahap untuk secara bertahap mengubah komposisi bintang, perubahan keadaan internal bintang. Dan, terjadinya reaksi termonuklir membutuhkan suhu semakin tinggi.

Reaksi termonuklir Stellar dalam energi yang dihasilkan oleh konveksi, konduksi dan radiasi tiga cara untuk mentransfer keluar. Karena zat yang paling bintang adalah gas, konduksi panas tidak hanya khusus internal yang sangat padat bintang (misalnya white dwarf), konduksi panas internal agak signifikan. Interior paling bintang terutama mengandalkan radiasi untuk mengirimkan energi yang dihasilkan oleh reaksi nuklir, kecepatan transmisi cukup lambat, seperti matahari yang mencapai 70 juta meter di pusat transfer energi ke permukaan, Anda perlu 1000 tahun. Transportasi konvektif energi jauh lebih cepat daripada radiasi, tetapi bintang massa yang berbeda, posisi dan ketebalan troposfer sangat berbeda. Kiri atas bintang-bintang deret utama, massa yang besar, daerah pusat adalah inti konvektif kecil, radiasi luar cladding. Di bagian bawah bintang-bintang deret utama, massa rendah, lapisan radiasi internal sangat tebal, hanya permukaan troposfer tipis. Kanan bawah bintang-bintang deret utama, kualitas sangat kecil, seluruh bintang adalah konveksi. Energi yang dihasilkan di dalam bintang menentukan temperatur permukaan dan luminositas. Hukum-hukum fisika gerak dalam bintang, generasi energi, transmisi dan konsumsi energi dan suhu, tekanan, kepadatan, komposisi dan faktor lain dihubungkan. Salah satu faktor ini dapat menyebabkan perubahan dalam faktor-faktor lain perubahan. Oleh karena itu, studi tentang evolusi benda langit adalah hukum fisika, deskripsi tentang bagaimana untuk mengkoordinasikan berbagai faktor bervariasi.

Menurut komposisi kualitas dan kimia benda, menggunakan hukum fisika, dapat dihitung untuk waktu yang berbeda dari struktur internal di mana lapisan dari tengah bintang dengan suhu permukaan, densitas, tekanan, aliran energi, dan total luminositas bintang dan suhu radiasi permukaan dan kuantitas fisik lainnya, yang dapat menentukan posisi bintang dalam diagram HR, ini juga dapat ditarik struktur bintang dan parameter fisik berubah seiring waktu, sehingga diperoleh dalam proses evolusi bintang, dapat dilihat bahwa bintang-bintang dalam diagram HR posisi. Ini adalah studi tentang evolusi bintang berdasarkan metode.

Teori reaksi nuklir diterapkan pada evolusi bintang, hasil perhitungan sesuai dengan data observasi untuk membuktikan kebenaran teori ini dan aplikasi. Dengan demikian, teori evolusi bintang mulai berkembang lagi.

Hasil Evolusi

Chandrasekhar

Astronom Amerika Chandrasekhar meramalkan: massa yang kurang dari 1,44 kali matahari akan berkembang menjadi bintang katai putih

Studi sejarah

Awal 1920-an, para astronom Inggris Arthur Eddington (ASEddington ,1882-1944) melalui penelitian bahwa: akhir evolusi bintang di dalam bahan bakar habis cukup untuk mengimbangi energi yang dihasilkan oleh masalah internal antara gravitasi bintang, sehingga volume penyusutan, kepadatan meningkat, evolusi kepadatan massa katai putih. Pada tahun 1925, astronom menemukan observasi pertama dari white dwarf.

Pada tahun 1939, fisikawan Amerika Oppenheimer (R.Oppenheim ,1904-1967) mengusulkan: sebuah massa besar dari gravitasi yang sangat besar, akan membuat tujuan akhir bukanlah kerdil putih, akan terus menyusut, atom dan inti diperas rusak, proton bermuatan positif dan elektron bermuatan negatif dalam gravitasi yang kuat telah digabungkan menjadi neutron netral, sebuah bintang besar runtuh ke dalam volume yang sangat kecil, massa dan kepadatan besar bola - bintang neutron. Pada tahun yang sama, seorang astronom Chandrasekhar India-Amerika (S.Chandrasekhar ,1910-1995) meramalkan: massa yang kurang dari 1,44 kali matahari akan berkembang menjadi bintang katai putih, massa 1,44 kali lebih besar dari matahari atau bintang-bintang dalam bentuk wabah besar membuang bagian dari evolusi dari kerdil putih setelah massa, atau terus menyusut, evolusi supernova yang lebih tinggi kepadatan bintang neutron atau lubang hitam.

Pada tahun 1967, astronom radio Inggris Hewei Si (A.Hewish, 1924 -) dan Bell mahasiswa pascasarjana nya (J.Bell, 1943 ~) ditemukan pertama satu neutron.

1950, astronom Amerika Schwarzschild (M. Schwarzschild, 1912 -) meramalkan: Setelah pecahnya bintang masif menyusut, ketika itu gravitasi cukup kuat sehingga cahaya tidak dapat melarikan diri, itu akan menjadi "lubang hitam" . Pada tahun 1974, Inggris teoritis fisikawan Stephen Hawking (S. Hawking, 1942 -) Bukti: lubang hitam akan menghasilkan partikel positif dan negatif, di mana partikel dapat melarikan diri, pembentukan lubang hitam "menguap" fenomena. Dengan demikian, para astronom kini telah menemukan beberapa lubang hitam langit mungkin, namun belum sepenuhnya dikonfirmasi. Penelitian pada manusia evolusi bintang belum selesai, akan terus terus mengeksplorasi. [1]