Tanyakan Ethan No. 26: Gori-gori dengan jelas
Seorang pria mencintai teman - bahkan jika itu hanya lilin.
- Georg Christoph Lichtenberg
Pembaca bertanya:Seperti yang saya pahami, bintang dengan massa sama dengan matahari membakar hidrogen dalam nukleus selama beberapa miliar tahun, sampai nukleus helium terbentuk, dan bintang itu menyimpang dari urutan utama. Tetapi bagaimanapun juga, nukleus harus dibentuk atom demi atom sejak awal kehidupan bintang. Dan bintang masif tidak menciptakan inti besi pada saat yang bersamaan - pembentukan inti ini membutuhkan waktu. Jadi bagaimana sebenarnya evolusi bintang terjadi?
Mari selami bintang yang baru lahir dan lihat apa yang terjadi di dalamnya.
Dalam gugus bintang muda, seperti NGC 265 pada gambar di atas, terdapat bintang-bintang dari berbagai massa - dari kelas masif dan terpanas O dan B, yang ratusan kali lebih masif dari Matahari, ke bintang terkecil, merah, dan redup dari kelas-M.Apa yang memberi warna dan kecerahan bintang?
Anda dapat menjawab tanpa berpikir: "massa", tetapi kenyataannya agak lebih rumit. Secara umum, bintang-bintang bersinar karena fakta bahwa dalam nukleusnya terdapat reaksi fusi nuklir. Setelah massa yang sangat besar, yang bahkan dalam bintang kelas-M terkecil mengumpulkan sekitar 25.000 massa bumi, berkumpul bersama dalam protobintang dan memanas, kerapatan dan suhu mencapai titik di mana dimulainya reaksi fusi nuklir mandiri menjadi mungkin.
Dan apakah bintang akan cerah dan biru, atau kusam dan merah, tergantung pada suhu di dalamnya. Di inti matahari, suhunya mencapai 15 juta K, dan fusi nuklir di sana berlalu dengan cepat.Jika kita menjauh dari nukleus, suhunya akan mulai turun - tetapi laju sintesis akan turun secara eksponensial. Bergerak 25% dari inti Matahari, kita akan melihat bahwa suhu telah turun tidak lebih dari dua kali, dan laju reaksinya kurang dari 1% dari apa yang terjadi di pusat inti.
Oleh karena itu, sebuah bintang dengan suhu setengah matahari dapat hidup ratusan kali lebih lama, dan bintang yang sangat panas, misalnya, R136a1 (di tengah cluster di bawah), dengan massa 260 matahari, akan hidup 0,1% dari kehidupan Matahari.
Inilah perbedaan antara bintang yang baru lahir. Tetapi ketika mereka hidup dan membakar bahan bakar mereka, lapisan mereka dengan bahan bakar yang terbakar dikompresi. Ada banyak cara untuk mengubah volume suatu objek; kompresi terjadi secara adiabatik, yaitu, entropi tetap konstan, tetapi suhu di dalamnya naik. Karena itu, bahan bakar mulai menyala di sebagian besar bintang, dan laju sintesis juga meningkat.Antara lain, ini berarti bahwa suhu dan luminositas bintang harus meningkat seiring bertambahnya usia.
Bintang memiliki tekanan radiasi yang mencegah kompresi gravitasi. Jari-jari Matahari tidak berubah, karena tekanan radiasi pada permukaan bintang hampir sama dengan gaya kompresi gravitasi. Tetapi ketika energi berakhir di inti bintang, tekanan radiasi turun dan mulai kehilangan gravitasi.Dan di sini baik inti dikompresi dan dihangatkan untuk memulai sintesis berikutnya - hidrogen, helium, atau, seperti dalam kasus bintang masif, karbon, dan selanjutnya; atau tetap lembam, karena tidak cukup panas untuk menyalakan bahan bakar berikutnya, dan kemudian ujung bintang dekat.
Inti helium telah terbentuk selama jutaan tahun bahkan di bintang-bintang paling masif, dan helium dibakar dalam waktu sekitar 10% dari waktu ketika hidrogen terbakar. Jika sebuah bintang datang untuk membakar karbon, maka waktu dari awal proses ini, dan sampai saat ketika inti besi mengarah ke ledakan supernova, diukur hanya dalam ribuan tahun.
Faktanya, ketika inti bagian dalam bintang mirip matahari kehabisan hidrogen di bagian tengah (ini akan terjadi pada Matahari dalam 5-7 miliar tahun), ia akan berkembang menjadi subgiant, dan tetap dalam bentuk ini selama ratusan juta tahun sebelum menyalakan helium dan berubah menjadi merah raksasa. Tetapi ketika berubah menjadi subgiant, ia meninggalkan urutan utama.Langkah-langkah selanjutnya relatif cepat, karena "urutan utama" tidak sia-sia disebut - di dalamnya bintang-bintang menghabiskan sebagian besar hidup mereka.
Pada bintang masif, suhu memainkan peran utama, dan pencampuran lapisan terlalu lambat untuk membuat perbedaan. Oleh karena itu, bahkan helium yang sekarang diproduksi Matahari dalam inti akan membantu memadamkan reaksi fusi dalam miliaran tahun. Diperlukan ratusan miliar tahun untuk inti bintang untuk beralih ke elemen lain (dan ini hanya terjadi pada bintang kelas M).Ini adalah bagaimana evolusi bintang terjadi - lebih dekat ke sistem "sekaligus" daripada yang dipikirkan beberapa orang.Source: https://habr.com/ru/post/id383173/
All Articles