Kita masing-masing setidaknya sekali dalam hidupnya memandang ke langit yang berbintang. Seseorang memandangi keindahan ini, mengalami perasaan romantis, yang lain mencoba memahami dari mana semua keindahan ini berasal. Kehidupan di ruang, tidak seperti kehidupan di planet kita, mengalir dengan kecepatan yang berbeda. Waktu di luar angkasa hidup dalam kategorinya sendiri, jarak dan ukuran di Semesta sangat besar. Kita jarang memikirkan fakta bahwa di depan mata kita, galaksi dan bintang terus berevolusi. Setiap objek di ruang tanpa akhir adalah hasil dari proses fisik tertentu. Galaksi, bintang, dan bahkan planet memiliki fase perkembangan utama.
Planet kita dan kita semua bergantung pada kemasyhuran kita. Berapa lama matahari akan menyenangkan kita dengan kehangatannya, meniupkan kehidupan ke tata surya? Apa yang menanti kita di masa depan dalam jutaan dan milyaran tahun? Dalam hal ini, sangat menarik untuk mengetahui lebih lanjut tentang apa saja tahapan evolusi benda-benda astronomi, dari mana bintang-bintang itu berasal dan bagaimana kehidupan dari cahaya-cahaya indah di langit malam ini berakhir.
Asal usul, kelahiran, dan evolusi bintang
Evolusi bintang-bintang dan planet-planet yang mendiami galaksi Bima Sakti kita dan seluruh Semesta sebagian besar telah dipelajari dengan baik. Hukum-hukum fisika, yang membantu memahami asal-usul benda-benda kosmik, bekerja tak tergoyahkan di ruang angkasa. Dasar dalam hal ini diambil pada teori Dentuman Besar, yang sekarang menjadi doktrin dominan tentang proses asal usul Alam Semesta. Peristiwa yang mengguncang alam semesta dan menyebabkan pembentukan alam semesta, dengan standar ruang, cepat kilat. Untuk ruang, dari kelahiran bintang hingga kematiannya, momen berlalu. Jarak yang sangat jauh menciptakan ilusi keteguhan alam semesta. Sebuah bintang yang melintas di kejauhan menyinari kami selama miliaran tahun, pada saat itu mungkin tidak.
Teori evolusi galaksi dan bintang adalah pengembangan dari teori Big Bang. Doktrin kelahiran bintang dan kemunculan sistem bintang berbeda dalam skala dan waktu, yang, tidak seperti alam semesta secara keseluruhan, dapat diamati dengan sarana sains modern.
Mempelajari siklus kehidupan bintang dimungkinkan pada contoh cahaya terdekat bagi kita. Matahari adalah salah satu dari ratusan triliun bintang di bidang penglihatan kita. Selain itu, jarak dari Bumi ke Matahari (150 juta km) memberikan peluang unik untuk menjelajahi objek tanpa meninggalkan batas Tata Surya. Informasi yang diperoleh akan memungkinkan untuk memahami secara terperinci bagaimana bintang-bintang lain diatur, seberapa cepat sumber panas raksasa ini habis, apa tahapan perkembangan sebuah bintang dan apa yang akan menjadi akhir dari kehidupan yang cemerlang ini - tenang dan redup atau berkilau, meledak.
Setelah Big Bang, partikel-partikel kecil membentuk awan antarbintang, yang menjadi "rumah sakit" untuk triliunan bintang. Merupakan karakteristik bahwa semua bintang dilahirkan pada saat yang sama sebagai hasil dari kontraksi dan ekspansi. Kompresi di awan gas kosmik terjadi di bawah pengaruh gravitasinya sendiri dan proses serupa pada bintang-bintang baru di lingkungan tersebut. Ekspansi telah muncul sebagai akibat dari tekanan internal gas antarbintang dan di bawah aksi medan magnet di dalam awan gas. Pada saat yang sama, awan berputar bebas di sekitar pusat massanya.
Awan gas yang terbentuk setelah ledakan terdiri dari 98% atom dan molekul hidrogen dan helium. Hanya 2% dalam susunan ini yang menghasilkan debu dan partikel mikroskopis padat. Sebelumnya diyakini bahwa di tengah-tengah setiap bintang terletak inti besi, dipanaskan hingga suhu sejuta derajat. Aspek ini menjelaskan massa besar dari para termasyhur.
Dalam oposisi kekuatan fisik, gaya kompresi menang, karena cahaya yang dihasilkan dari pelepasan energi tidak menembus ke awan gas. Cahaya, bersama-sama dengan bagian dari energi yang dipancarkan, menyebar ke luar, menciptakan suhu negatif dan zona tekanan rendah di dalam akumulasi gas yang padat. Berada dalam keadaan seperti itu, gas kosmik cepat terkompresi, pengaruh gaya tarik gravitasi mengarah pada fakta bahwa partikel mulai membentuk materi bintang. Ketika gugus gas padat, kompresi intens mengarah pada pembentukan gugus bintang. Ketika ukuran awan gas tidak signifikan, kompresi mengarah pada pembentukan bintang tunggal.
Penjelasan singkat tentang apa yang terjadi adalah bahwa masa depan bintang melewati dua tahap - kompresi cepat dan lambat ke keadaan protobintang. Berbicara dalam bahasa yang sederhana dan mudah dimengerti, kompresi cepat adalah jatuhnya materi bintang ke pusat protobintang. Kompresi lambat terjadi pada latar belakang pusat yang terbentuk dari protobintang. Selama seratus ribu tahun ke depan, formasi baru berkurang ukurannya, dan kepadatannya meningkat jutaan kali. Secara bertahap, protobintang menjadi buram karena tingginya kepadatan materi bintang, dan kompresi yang terus menerus memicu mekanisme reaksi internal. Pertumbuhan tekanan dan suhu internal mengarah pada pembentukan pusat gravitasi masa depan di bintang masa depan.
Di negara bagian ini, protobintang bertahan selama jutaan tahun, perlahan-lahan mengeluarkan panas dan secara bertahap berkontraksi, ukurannya menurun. Akibatnya, kontur bintang baru muncul, dan densitas substansinya menjadi sebanding dengan kerapatan air.
Rata-rata, kepadatan bintang kita adalah 1,4 kg / cm3 - hampir sama dengan kepadatan air di Laut Mati yang asin. Di tengah Matahari memiliki kepadatan 100 kg / cm3. Materi bintang tidak dalam keadaan cair, tetapi dalam bentuk plasma.
Di bawah pengaruh tekanan besar dan suhu sekitar 100 juta K, reaksi termonuklir dari siklus hidrogen dimulai. Kompresi berhenti, massa benda bertambah ketika energi gravitasi berubah menjadi pembakaran hidrogen secara termonuklir. Sejak saat ini, bintang baru, energi yang memancar, mulai kehilangan massa.
Pembentukan bintang yang dijelaskan di atas hanyalah skema primitif yang menggambarkan tahap awal evolusi dan kelahiran bintang. Saat ini, proses seperti itu di galaksi kita dan di seluruh Semesta hampir tak terlihat karena menipisnya material bintang. Untuk seluruh sejarah pengamatan galaksi kita yang sadar, hanya penampilan terisolasi dari bintang-bintang baru yang dicatat. Dalam skala alam semesta, angka ini dapat meningkat ratusan dan ribuan kali.
Sebagian besar kehidupan mereka, protostars disembunyikan dari mata manusia oleh cangkang debu. Emisi nukleus dapat diamati hanya dalam rentang inframerah, yang merupakan satu-satunya cara untuk melihat kelahiran bintang. Sebagai contoh, pada tahun 1967, para ilmuwan astronomi di Nebula Orion menemukan bintang baru, yang suhunya mencapai 700 derajat Kelvin. Selanjutnya, ternyata tempat kelahiran protostar adalah sumber yang kompak, yang tersedia tidak hanya di galaksi kita, tetapi juga di bagian lain dari alam semesta yang jauh dari kita. Selain radiasi infra merah, tempat lahirnya bintang baru ditandai oleh sinyal radio yang kuat.
Proses belajar dan evolusi bintang
Seluruh proses mengetahui bintang-bintang dapat dibagi menjadi beberapa tahap. Di awal, tentukan jarak ke bintang. Informasi tentang seberapa jauh bintang itu dari kita, berapa lama cahayanya, memberikan gambaran tentang apa yang terjadi pada bintang itu selama ini. Setelah seseorang belajar mengukur jarak ke bintang-bintang yang jauh, menjadi jelas bahwa bintang-bintang adalah matahari yang sama, hanya dengan ukuran yang berbeda dan dengan takdir yang berbeda. Mengetahui jarak ke bintang, dengan tingkat cahaya dan jumlah energi yang dipancarkan, seseorang dapat melacak proses fusi termonuklir bintang.
Setelah penentuan jarak ke bintang, seseorang dapat, menggunakan analisis spektral, menghitung komposisi kimia bintang dan mengetahui struktur dan umurnya. Berkat penampilan spektograf, para ilmuwan telah dapat mempelajari sifat cahaya bintang. Perangkat ini dapat menentukan dan mengukur komposisi gas dari materi bintang, yang dimiliki bintang pada berbagai tahap keberadaannya.
Mempelajari analisis spektral energi Matahari dan bintang-bintang lainnya, para ilmuwan sampai pada kesimpulan bahwa evolusi bintang dan planet memiliki akar yang sama. Semua benda kosmik memiliki tipe yang sama, komposisi kimia yang mirip, dan berasal dari materi yang sama yang dihasilkan dari Big Bang.
Materi bintang terdiri dari unsur-unsur kimia yang sama (hingga besi) seperti planet kita. Satu-satunya perbedaan adalah dalam jumlah elemen-elemen ini atau lainnya dan dalam proses yang terjadi pada Matahari dan di dalam cakrawala bumi. Ini membedakan bintang-bintang dari benda-benda lain di alam semesta. Asal usul bintang-bintang juga harus dipertimbangkan dalam konteks disiplin fisik lain - mekanika kuantum. Menurut teori ini, materi yang menentukan materi bintang terdiri dari atom yang terus-menerus membelah dan partikel elementer yang menciptakan mikrokosmos mereka sendiri. Dalam terang ini, yang menarik adalah struktur, komposisi, struktur dan evolusi bintang. Ternyata, massa utama bintang kita dan banyak bintang lainnya hanya memiliki dua unsur - hidrogen dan helium. Sebuah model teoritis yang menggambarkan struktur bintang akan memungkinkan pemahaman struktur mereka dan perbedaan utama dari objek ruang angkasa lainnya.
Fitur utama adalah bahwa banyak objek di Alam Semesta memiliki ukuran dan bentuk tertentu, sedangkan bintang dapat mengubah ukurannya saat berkembang. Gas panas adalah senyawa atom yang terikat lemah satu sama lain. Jutaan tahun setelah pembentukan bintang, pendinginan lapisan permukaan materi bintang dimulai. Bintang memberikan sebagian besar energinya ke luar angkasa, mengurangi atau meningkatkan ukuran. Pemindahan panas dan energi terjadi dari bagian dalam bintang ke permukaan, yang mempengaruhi intensitas radiasi. Dengan kata lain, bintang yang sama pada periode yang berbeda dari keberadaannya terlihat berbeda. Proses termonuklir berdasarkan reaksi dari siklus hidrogen berkontribusi pada transformasi atom hidrogen ringan menjadi unsur yang lebih berat - helium dan karbon. Menurut ahli astrofisika dan ilmuwan nuklir, reaksi termonuklir semacam itu adalah yang paling efektif dalam hal jumlah panas yang dilepaskan.
Mengapa fusi termonuklir inti tidak berakhir dengan ledakan reaktor seperti itu? Masalahnya adalah bahwa gaya medan gravitasi di dalamnya dapat menahan materi bintang dalam batas volume yang distabilkan. Dari sini kita dapat menarik kesimpulan yang tidak ambigu: bintang apa pun adalah benda masif, yang mempertahankan ukurannya karena keseimbangan antara gaya gravitasi dan energi reaksi termonuklir. Hasil dari model alami ideal ini adalah sumber panas yang dapat bekerja untuk waktu yang lama. Diasumsikan bahwa bentuk kehidupan pertama di Bumi muncul 3 miliar tahun yang lalu. Matahari pada hari-hari itu menghangatkan planet kita seperti sekarang. Akibatnya, bintang kita tidak banyak berubah, terlepas dari kenyataan bahwa skala panas yang terpancar dan energi matahari sangat besar - lebih dari 3-4 juta ton setiap detik.
Sangat mudah untuk menghitung berapa banyak selama bertahun-tahun keberadaannya, bintang kita telah kehilangan berat badan. Ini akan menjadi sosok yang sangat besar, tetapi karena massanya yang besar dan kepadatannya yang tinggi, kerugian seperti itu di seluruh Semesta terlihat tidak signifikan.
Tahapan evolusi bintang
Nasib bintang dalam tergantung pada massa awal bintang dan komposisi kimianya. Selama cadangan utama hidrogen terkonsentrasi di inti, bintang itu dalam urutan utama yang disebut. Begitu ada kecenderungan untuk meningkatkan ukuran bintang, itu berarti bahwa sumber utama untuk fusi termonuklir telah mengering. Mulai jalur transformasi panjang terakhir dari benda langit.
Terbentuk di alam semesta tokoh-tokoh pada awalnya dibagi menjadi tiga jenis paling umum:
- bintang normal (katai kuning);
- bintang kerdil;
- bintang raksasa.
Bintang dengan massa rendah (kerdil) perlahan membakar simpanan hidrogen dan menjalani kehidupan mereka dengan cukup tenang.
Bintang-bintang seperti itu adalah mayoritas di Semesta dan bintang kita adalah katai kuning. Dengan timbulnya usia tua, katai kuning menjadi raksasa merah atau supergiant.
Berdasarkan teori asal usul bintang, proses pembentukan bintang di alam semesta belum berakhir. Bintang-bintang paling terang di galaksi kita tidak hanya yang terbesar, dibandingkan dengan Matahari, tetapi juga yang termuda. Para ahli astrofisika dan astronom menyebut bintang-bintang ini sebagai supergiant biru. Pada akhirnya, mereka menghadapi nasib yang sama, yaitu mengalami triliunan bintang lain. Pertama, kelahiran yang cepat, kehidupan yang cemerlang dan bersemangat, setelah itu datanglah masa peluruhan yang lambat. Bintang seperti Matahari memiliki siklus hidup yang panjang, berada di urutan utama (di bagian tengah).
Dengan menggunakan data tentang massa bintang, kita dapat mengasumsikan jalur perkembangan evolusinya. Ilustrasi ilustrasi teori ini adalah evolusi bintang kita. Tidak ada yang abadi. Sebagai hasil dari fusi termonuklir, hidrogen dikonversi menjadi helium, oleh karena itu, cadangan awalnya dikonsumsi dan dikurangi. Terkadang, segera, stok ini akan habis. Dilihat oleh fakta bahwa Matahari kita terus bersinar selama lebih dari 5 miliar tahun, tanpa mengubah ukurannya, usia bintang dewasa itu masih bisa bertahan selama periode yang sama.
Menipisnya cadangan hidrogen akan mengarah pada fakta bahwa di bawah pengaruh gravitasi, inti matahari akan mulai menyusut dengan cepat. Kerapatan inti akan menjadi sangat tinggi, dengan hasil bahwa proses termonuklir akan pindah ke lapisan yang berdekatan dengan inti. Keadaan seperti ini disebut kolaps, yang dapat disebabkan oleh reaksi termonuklir di lapisan atas bintang. Sebagai hasil dari tekanan tinggi, reaksi termonuklir yang melibatkan helium dipicu.
Pasokan hidrogen dan helium di bagian bintang ini akan bertahan selama jutaan tahun. Tidak segera bahwa penipisan cadangan hidrogen akan menyebabkan peningkatan intensitas radiasi, peningkatan ukuran cangkang dan ukuran bintang itu sendiri. Akibatnya, matahari kita akan menjadi sangat besar. Jika kita membayangkan gambar ini dalam puluhan miliar tahun, maka alih-alih cakram terang yang memesona, cakram merah besar berukuran raksasa akan menggantung di langit. Raksasa merah adalah fase alami dari evolusi bintang, keadaan transisinya menjadi kategori bintang variabel.
Sebagai hasil dari transformasi ini, jarak dari Bumi ke Matahari akan berkurang, sehingga Bumi akan jatuh ke zona pengaruh korona matahari dan mulai "dipanggang" di dalamnya. Suhu di permukaan planet ini akan meningkat sepuluh kali lipat, yang akan menyebabkan hilangnya atmosfer dan penguapan air. Akibatnya, planet ini akan berubah menjadi gurun berbatu yang tak bernyawa.
Tahap akhir dari evolusi bintang
Setelah mencapai fase raksasa merah, bintang normal menjadi katai putih di bawah pengaruh proses gravitasi. Jika massa bintang kira-kira sama dengan massa Matahari kita, semua proses utama di dalamnya akan terjadi secara diam-diam, tanpa impuls dan reaksi ledakan. Katai putih akan mati untuk waktu yang lama, memudar menjadi abu.
Dalam kasus di mana bintang awalnya memiliki massa lebih dari matahari 1,4 kali, katai putih tidak akan menjadi tahap akhir. Dengan massa besar di dalam bintang, proses pemadatan materi bintang dimulai pada tingkat atom, molekul. Proton berubah menjadi neutron, kerapatan bintang meningkat, dan ukurannya menurun dengan cepat.
Bintang-bintang neutron yang dikenal sains memiliki diameter 10-15 km. Dengan ukuran sekecil itu, bintang neutron memiliki massa yang sangat besar. Satu sentimeter kubik materi bintang dapat menimbang miliaran ton.
Jika pada awalnya kita berurusan dengan bintang dengan massa besar, tahap akhir evolusi mengambil bentuk lain. Nasib bintang besar - lubang hitam - sebuah objek dengan sifat yang belum dijelajahi dan perilaku yang tidak terduga. Massa bintang yang sangat besar berkontribusi pada peningkatan gaya gravitasi yang mengatur gaya kompresi. Tangguhkan proses ini tidak dimungkinkan. Kepadatan materi tumbuh hingga berubah menjadi tak terbatas, membentuk ruang tunggal (teori relativitas Einstein). Jari-jari bintang seperti itu akhirnya akan menjadi nol, menjadi lubang hitam di luar angkasa. Lubang hitam akan jauh lebih besar jika di ruang angkasa sebagian besar ruang ditempati oleh bintang masif dan supermasif.
Perlu dicatat bahwa selama transformasi raksasa merah menjadi bintang neutron atau menjadi lubang hitam, Semesta dapat selamat dari fenomena unik - kelahiran objek ruang angkasa baru.
Kelahiran seorang supernova adalah tahap akhir yang paling mengesankan dalam evolusi bintang. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой - это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.
Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.
Kesimpulannya
Эволюция звезд - это процесс, который растянут по времени на десятки миллиардов лет. Наше представление о происходящих процессах - всего лишь математическая и физическая модель, теория. Земное время является лишь мгновением в огромном временном цикле, которым живет наша Вселенная. Мы можем только наблюдать то, что происходило миллиарды лет назад и предполагать, с чем могут столкнуться последующие поколения землян.
