Evolusi bintang

Evolusi bintang adalah proses di mana bintang berubah dengan seiring waktu. Perubahannya bergantung pada massa bintang, masa hidup atau usianya bervariasi dari beberapa juta tahun untuk yang paling masif hingga triliunan tahun untuk yang paling rendah massanya, dan ada yang jauh lebih lama usianya dari alam semesta, Tabel tersebut menunjukkan masa hidup bintang sebagai fungsi dari massanya.^[1] Semua bintang terbentuk dari awan gas dan debu yang runtuh, yang sering disebut nebula atau awan molekul. Selama jutaan tahun, protobintang ini menetap dalam keadaan ekuilibrium, menjadi bintang yang dikenal sebagai deret utama.

Proses Fusi Nuklir mempengaruhi gerakan bintang. Awalnya, energi dihasilkan oleh fusi atom hidrogen di inti bintang deret utama. Kemudian, ketika atom yang lebih banyak di inti menjadi helium, bintang-bintang seperti Matahari mulai meleburkan hidrogen di sepanjang cangkang bola yang mengelilingi inti. Proses ini menyebabkan ukuran bintang secara bertahap membesar, melewati tahap subraksasa hingga mencapai tahap raksasa merah. Bintang dengan setidaknya setengah massa Matahari juga dapat mulai menghasilkan energi melalui fusi helium pada intinya, sedangkan bintang yang lebih masif dapat memadukan unsur-unsur yang lebih berat di sepanjang serangkaian cangkang konsentris. Begitu bintang seperti Matahari telah kehabisan bahan bakar nuklirnya, intinya akan runtuh menjadi katai putih padat dan lapisan luarnya dikeluarkan sebagai nebula planet. Bintang dengan massa sekitar sepuluh kali atau lebih dari Matahari dapat meledak dalam supernova karena inti besinya runtuh menjadi bintang neutron yang sangat padat atau lubang hitam. Meskipun alam semesta tidak cukup tua untuk semua katai merah terkecil untuk mencapai akhir hidupnya, model bintang menyarankan mereka perlahan-lahan akan menjadi lebih cerah dan lebih panas sebelum kehabisan bahan bakar hidrogen dan menjadi katai putih bermassa rendah.^[2]

Evolusi bintang tidak dipelajari dengan mengamati kehidupan suatu bintang, karena kebanyakan perubahan bintang terjadi terlalu lambat untuk dideteksi, bahkan selama berabad-abad. Alih-alih, ahli astrofisika memahami bagaimana bintang berevolusi dengan mengamati banyak bintang di berbagai titik dalam masa hidupnya, dan dengan mensimulasikan struktur bintang menggunakan model komputer.

Evolusi bintang dimulai dengan keruntuhan gravitasi dari awan molekul raksasa. Awan molekul raksasa biasanya berukuran sekitar 100 tahun cahaya (9,5 × 10¹⁴ km) dan mengandung hingga 6.000.000 massa matahari (1.2 × 10³⁷ kg ). Saat ia runtuh, awan molekul raksasa pecah menjadi potongan-potongan yang semakin kecil. Dalam setiap bagian ini, gas yang runtuh melepaskan energi potensial gravitasi sebagai panas. Saat suhu dan tekanannya meningkat, sebuah fragmen mengembun menjadi bola gas super panas yang berputar yang dikenal sebagai protobintang.^[3]

Protobintang terus tumbuh dengan pertambahan gas dan debu dari awan molekul, menjadi bintang urutan utama saat mencapai massa akhirnya. Perkembangan selanjutnya ditentukan oleh massanya. Massa biasanya dibandingkan dengan massa Matahari : 1,0 M _☉ (2,0 × 10³⁰ kg) berarti 1 massa Matahari.

Protobintang tersembunyi dalam debu, dan dengan demikian lebih mudah terlihat pada gelombang panjang inframerah. Pengamatan dari Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) sangat penting untuk mengungkap banyak protobintang di galaksi dan gugus bintang induknya.^[4][5]

Protobintang dengan massa kurang dari kira-kira 0,08 M_☉ (1,6 × 10²⁹ kg) tidak pernah mencapai suhu yang cukup tinggi untuk memulai fusi nuklir hidrogen. Ini dikenal sebagai katai cokelat. The International Astronomical Union mendefinisikan katai cokelat sebagai bintang yang cukup besar untuk sekering deuterium di beberapa titik dalam hidup mereka (13 massa Jupiter (M_J), 2,5 × 10²⁸ kg, atau 0,0125 M_☉). Objek yang lebih kecil dari 13 M_J diklasifikasikan sebagai katai subcokelat (tetapi jika mereka mengorbit di sekitar objek bintang lain, mereka diklasifikasikan sebagai planet). Kedua jenis, pembakaran deuterium dan litium, bersinar redup dan menghilang dengan perlahan, Dan mendingin secara bertahap selama ratusan juta tahun.

Untuk protobintang yang lebih masif, suhu inti pada akhirnya akan mencapai 10 juta kelvin, memulai reaksi berantai proton-proton dan memungkinkan hidrogen untuk berfusi, pertama ke deuterium dan kemudian ke helium. Dalam bintang dengan ukuran sedikit di atas 1 M_☉ (2.0 × 10³⁰ kg), reaksi fusi karbon-nitrogen-oksigen (siklus CNO) menyumbang sebagian besar pembangkit energi. Permulaan fusi nuklir relatif cepat mengarah pada kesetimbangan hidrostatik di mana energi yang dilepaskan oleh inti mempertahankan tekanan gas tinggi, menyeimbangkan berat materi bintang dan mencegah keruntuhan gravitasi lebih lanjut. Bintang dengan demikian berkembang pesat ke keadaan stabil, memulai fase deret utama dalam evolusinya.

Sebuah bintang baru akan berada di titik tertentu pada deret utama di diagram Hertzsprung – Russell, dengan tipe spektrum deret utama yang bergantung pada massa bintang. Katai merah bermassa kecil, relatif dingin, bermassa rendah memadukan hidrogen secara perlahan dan akan tetap berada di deret utama selama ratusan miliar tahun atau lebih, sedangkan bintang tipe-O yang masif dan panas akan meninggalkan tahap deret utama hanya dalam beberapa juta tahun. Bintang katai kuning berukuran sedang, seperti Matahari, akan tetap berada di deret utama selama sekitar 10 miliar tahun. Matahari diperkirakan berada di tengah rentang umur deret utamanya.

• Pembentukan dan evolusi galaksi - Proses yang membentuk alam semesta heterogen dari awal yang homogen, pembentukan galaksi pertama, cara galaksi berubah seiring waktu.
• Garis waktu alam - Peristiwa alam semesta sejak Big Bang 13,8 miliar tahun lalu.
• Nukleosintesis - Proses yang menciptakan inti atom baru dari nukleon yang sudah ada sebelumnya, terutama proton dan neutron.

Model surya standar:

• Bintang Populasi - Pengelompokan bintang menurut seberapa kadar kelogaman di dalam bintang (sifat logam).
• Rotasi bintang § Setelah pembentukan - Rotasi lambat seiring bertambahnya usia bintang.
• Garis waktu astronomi bintang.

1. ^ Bertulani, Carlos A.,. Nuclei in the Cosmos. Hackensack, NJ. ISBN 978-981-4417-67-9. OCLC 857769630. Pemeliharaan CS1: Banyak nama: authors list (link)
2. ^ Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997-06-10). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. doi:10.1086/304125. ISSN 0004-637X. 
3. ^ Prialnik, Dina (2000). Earth, Moon, and Planets. 89 (1/4): 27–52. doi:10.1023/a:1021577915502. ISSN 0167-9295 http://dx.doi.org/10.1023/a:1021577915502.  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan)
4. ^ Liu, Fengchuan; Irace, William; Wright, Edward L. (2011-03). "Development and operation of the Wide-Field Infrared Survey Explorer Mission". 2011 Aerospace Conference. IEEE. doi:10.1109/aero.2011.5747276. ISBN 978-1-4244-7350-2.  Periksa nilai tanggal di: |date= (bantuan)
5. ^ Majaess, D. (2012-11-28). "Discovering protostars and their host clusters via WISE". Astrophysics and Space Science. 344 (1): 175–186. doi:10.1007/s10509-012-1308-y. ISSN 0004-640X.