KEPADA urutan utama Ini termasuk bintang-bintang yang berada dalam fasa utama evolusi mereka. Ini, jika dibandingkan dengan seseorang, adalah tempoh kematangan, tempoh kestabilan relatif. Semua bintang melalui fasa ini, beberapa lebih pantas (bintang berat), yang lain lebih lama (bintang ringan). Dalam kehidupan setiap bintang, tempoh ini adalah yang paling lama.

E Jika kita mempertimbangkan gambarajah Hertzsprung-Russell, maka bintang jujukan utama terletak secara menyerong dari sudut kiri atas (bercahaya tinggi) ke kanan bawah (bercahaya rendah). Kedudukan bintang pada rajah Hertzsprung-Russell bergantung pada jisim, komposisi kimia bintang dan proses pembebasan tenaga di dalamannya. Bintang pada Jujukan Utama mempunyai sumber tenaga yang sama (tindak balas termonuklear pembakaran hidrogen, jadi kilauan dan suhunya (dan oleh itu kedudukan pada Jujukan Utama) ditentukan terutamanya oleh jisim; bintang yang paling jisim (M~50M Matahari) terletak di bahagian atas (kiri) Jujukan Utama, dan apabila kita bergerak ke bawah Jujukan Utama, jisim bintang berkurangan kepada M~0.08M Matahari.

N dan bintang memasuki urutan utama selepas pentas mampatan graviti, yang membawa kepada kemunculan sumber tenaga termonuklear di dalam perut bintang. Permulaan peringkat Jujukan Utama ditakrifkan sebagai saat apabila kehilangan tenaga bintang homogen secara kimia melalui sinaran diimbangi sepenuhnya oleh pembebasan tenaga dalam tindak balas termonuklear. Bintang pada masa ini berada di sempadan kiri Jujukan Utama, dipanggil Jujukan Utama awal atau Jujukan Utama umur sifar. Penghujung peringkat Jujukan Utama sepadan dengan pembentukan teras helium homogen dalam bintang. Bintang itu meninggalkan Jujukan Utama dan menjadi gergasi. Penyerakan bintang pada Jujukan Utama yang diperhatikan adalah disebabkan, sebagai tambahan kepada kesan evolusi, perbezaan dalam komposisi kimia awal, putaran dan kemungkinan perduaan bintang.

U Untuk bintang dengan M<0.08M Matahari, masa mampatan graviti melebihi jangka hayat Galaksi, dan oleh itu mereka tidak mencapai Jujukan Utama dan terletak agak di sebelah kanannya. Untuk bintang dengan jisim 0.08 M Matahari, peringkat pembakaran hidrogen termonuklear adalah terlalu lama sehingga mereka tidak sempat meninggalkan Jujukan Utama semasa hayat Galaxy. Bintang yang lebih besar mempunyai jangka hayat Jujukan Utama ~90% daripada keseluruhan masa evolusinya. Ini menerangkan kepekatan utama bintang di rantau Jujukan Utama.

A Analisis jujukan utama dimainkan terutamanya peranan penting apabila mengkaji kumpulan bintang dan gugusan, kerana apabila umur mereka meningkat, titik di mana Jujukan Utama gugusan mula menyimpang dengan ketara daripada Jujukan Utama awal beralih ke kawasan bercahaya yang lebih rendah dan kelas spektrum kemudian, dan oleh itu kedudukan titik pusingan Jujukan Utama boleh berfungsi sebagai penunjuk umur gugusan bintang.

Rajah Hertzsprung-Russell (Rajah HR)

© Pengetahuan adalah kuasa

Gambar rajah Hertzsprung-Russell

Yang paling penting ciri fizikal bintang ialah suhu dan magnitud mutlak. Penunjuk suhu berkait rapat dengan warna bintang, dan magnitud mutlak berkait rapat dengan jenis spektrum. Mari kita ingat bahawa, mengikut klasifikasi yang digunakan pada masa ini, bintang, mengikut spektrumnya, seperti yang telah disebutkan dalam bahagian "Kelas Spektral" tapak, dibahagikan kepada tujuh kelas spektrum utama. Mereka ditanda dengan huruf Latin O, B, A, F, G, K, M. Dalam urutan inilah suhu bintang jatuh dari beberapa puluh ribu darjah untuk kelas O (bintang sangat panas) kepada 2000-3000 darjah untuk bintang kelas M.

Itu. ukuran kecemerlangan yang dinyatakan oleh jumlah tenaga yang dipancarkan oleh bintang. Ia boleh dikira secara teori, mengetahui jarak ke bintang.

Pada tahun 1913, ahli astronomi Denmark Einar Hertzsprung dan Amerika Henry Norris Russell secara bebas menghasilkan idea untuk membina graf teori yang menghubungkan dua parameter bintang utama - suhu dan magnitud mutlak. Hasilnya ialah gambar rajah yang diberi nama dua ahli astronomi - gambar rajah Hertzsprung-Russell (HRD), atau, lebih mudah, Gambar rajah G-R. Seperti yang akan kita lihat nanti, gambar rajah Hertzsprung-Russell membantu memahami evolusi bintang. Di samping itu, ia digunakan secara meluas untuk menentukan jarak ke gugusan bintang.

Setiap titik pada rajah ini sepadan dengan bintang. Sepanjang paksi ordinat ( paksi menegak) kilauan bintang diplot, dan paksi-x (paksi mendatar) ialah suhu permukaannya. Jika kita menentukan suhunya dengan warna bintang, maka kita akan mempunyai satu daripada kuantiti yang diperlukan untuk membina gambar rajah G-R. Jika jarak ke bintang diketahui, maka kilauannya boleh ditentukan oleh kecerahan yang ketara di langit. Kemudian kita akan mempunyai kedua-dua kuantiti yang diperlukan untuk membina rajah H-R, dan kita akan dapat meletakkan titik pada rajah ini yang sepadan dengan bintang kita.

Matahari diletakkan bertentangan kilauan 1 pada rajah, dan oleh kerana suhu permukaan Matahari ialah 5800 darjah, ia hampir berada di tengah-tengah rajah H-R.

Bintang yang kilauannya lebih besar daripada Matahari terletak dalam rajah di atas. Sebagai contoh, nombor 1000 bermakna pada tahap ini terdapat bintang yang kecerahannya 1000 kali lebih besar daripada kecerahan Matahari.

Bintang dengan kilauan yang lebih rendah, seperti Sirius B, kerdil putih dari sistem Sirius, terletak lebih rendah. Bintang yang lebih panas daripada Matahari, seperti Sirius A dan Zeta Aurigae B - bintang panas dari sistem Zeta Aurigae dan Spica dari buruj Virgo, terletak di sebelah kiri Matahari. Bintang yang lebih sejuk seperti Betelgeuse dan raksasa merah Zeta Aurigae terletak di sebelah kanan.

Memandangkan bintang sejuk memancarkan cahaya merah dan bintang panas memancarkan cahaya putih atau biru, rajah menunjukkan bintang merah di sebelah kanan dan bintang putih atau biru di sebelah kiri. Di bahagian atas rajah adalah bintang dengan kilauan tinggi, dan di bahagian bawah - dengan kilauan rendah.

Urutan utama

Kebanyakan bintang pada rajah H-R terletak di dalam jalur pepenjuru yang berjalan dari kiri atas ke kanan bawah. Jalur ini dipanggil "urutan utama" . Bintang-bintang yang terletak di atasnya dipanggil "bintang jujukan utama." Matahari kita tergolong dalam bintang-bintang jujukan utama dan terletak di bahagian yang sepadan dengannya bintang kuning. Di bahagian atas jujukan utama ialah bintang yang paling terang dan paling panas, dan di bahagian bawah sebelah kanan ialah yang paling malap dan, akibatnya, yang paling lama hidup.

Bintang jujukan utama berada dalam fasa paling "tenang" dan stabil kewujudannya, atau, seperti yang mereka katakan, fasa kehidupan.

Sumber tenaga mereka ialah. Menurut anggaran moden teori evolusi bintang, fasa ini menyumbang kira-kira 90% daripada kehidupan mana-mana bintang. Inilah sebabnya mengapa kebanyakan bintang tergolong dalam jujukan utama.

Menurut teori evolusi bintang, apabila bekalan hidrogen di pedalaman bintang kehabisan, ia meninggalkan urutan utama, menyimpang ke kanan. Dalam kes ini, suhu bintang sentiasa jatuh, dan saiznya meningkat dengan cepat. Pergerakan bintang yang kompleks dan semakin pantas di sepanjang rajah bermula.

Gergasi merah dan kerdil putih

Secara berasingan, di sebelah kanan dan di atas jujukan utama terdapat sekumpulan bintang dengan kilauan yang sangat tinggi, dan suhu bintang tersebut agak rendah - ini adalah apa yang dipanggil merah. bintang gergasi dan gergasi super . Ini adalah bintang yang sejuk (kira-kira 3000°C), yang, bagaimanapun, jauh lebih terang daripada bintang dengan suhu yang sama yang berada dalam jujukan utama. satu sentimeter persegi permukaan bintang sejuk mengeluarkan jumlah tenaga yang agak kecil sesaat. Kilauan keseluruhan bintang yang tinggi dijelaskan oleh luas permukaan permukaannya yang besar: bintang itu mestilah sangat besar. Gergasi ialah bintang yang diameternya 200 kali lebih besar daripada diameter Matahari.

Dengan cara yang sama kita boleh mempertimbangkan kiri bahagian bawah gambar rajah. Terdapat bintang panas dengan kilauan rendah di sana. Oleh kerana satu sentimeter persegi permukaan badan panas mengeluarkan banyak tenaga sesaat, dan bintang-bintang di sudut kiri bawah rajah mempunyai kecerahan yang rendah, kita mesti membuat kesimpulan bahawa mereka bersaiz kecil. Oleh itu, di bahagian bawah kiri terletak kerdil putih , bintang yang sangat padat dan padat dengan saiz purata 100 kali lebih kecil daripada Matahari, dengan diameter setanding dengan diameter planet kita. Salah satu bintang tersebut, sebagai contoh, ialah satelit Sirius yang dipanggil Sirius B.

Jujukan bintang bagi rajah Hertzsprung-Russell dalam penomboran konvensional yang diterima

Pada rajah Hertzsprung-Russell, sebagai tambahan kepada jujukan yang kami pertimbangkan di atas, ahli astronomi sebenarnya mengenal pasti beberapa jujukan lagi, dan jujukan utama mempunyai nombor bersyarat V . Mari senaraikan mereka:

Ia - urutan supergergasi terang,
Ib - urutan supergergasi lemah,
II- urutan gergasi terang,
III- urutan gergasi lemah,
IV - urutan subgiants,
V - urutan utama,
VI - urutan subdwarfs,
VII - urutan kerdil putih.

Selaras dengan klasifikasi ini, Matahari kita dengan kelas spektrum G2 ditetapkan sebagai G2V .

Oleh itu, dari pertimbangan umum, mengetahui kilauan dan suhu permukaan, kita boleh menganggarkan saiz bintang. Suhu memberitahu kita berapa banyak tenaga yang dipancarkan oleh satu sentimeter persegi permukaan. Kecerahan, sama dengan tenaga yang dipancarkan bintang setiap unit masa, membolehkan kita mengetahui saiz permukaan pemancar, dan oleh itu jejari bintang.

Ia juga perlu membuat kaveat bahawa mengukur keamatan cahaya yang datang kepada kita dari bintang tidak begitu mudah. Atmosfera Bumi tidak membenarkan semua sinaran melaluinya. Cahaya gelombang pendek, sebagai contoh, di kawasan ultraungu spektrum, tidak sampai kepada kita. Ia juga harus diperhatikan bahawa magnitud jelas objek jauh menjadi lemah bukan sahaja disebabkan oleh penyerapan oleh atmosfera Bumi, tetapi juga disebabkan oleh penyerapan cahaya oleh butiran debu yang terdapat dalam ruang antara bintang. Adalah jelas bahawa walaupun teleskop angkasa lepas yang beroperasi di luar atmosfera Bumi tidak boleh dihapuskan daripada faktor yang mengganggu ini.

Tetapi keamatan cahaya yang melalui atmosfera boleh diukur dengan cara yang berbeza. Mata manusia hanya melihat sebahagian daripada cahaya yang dipancarkan oleh Matahari dan bintang. Sinaran cahaya dengan panjang yang berbeza, mempunyai warna yang berbeza, tidak mempunyai kesan sengit yang sama pada retina, plat fotografi atau fotometer elektronik. Apabila menentukan kilauan bintang, hanya cahaya yang dilihat oleh mata manusia diambil kira. Oleh itu, untuk pengukuran adalah perlu untuk menggunakan instrumen yang, menggunakan penapis warna, meniru sensitiviti warna mata manusia. Oleh itu, pada gambar rajah H-R, bukannya kecerahan sebenar, kecerahan dalam kawasan yang kelihatan spektrum yang dilihat oleh mata. Ia juga dipanggil kecerahan visual. Nilai kecerahan benar (bolometric) dan visual boleh berbeza dengan ketara. Sebagai contoh, bintang yang mempunyai jisim 10 kali ganda daripada Matahari mengeluarkan kira-kira 10 ribu kali lebih banyak tenaga daripada Matahari, manakala dalam julat spektrum yang boleh dilihat ia hanya 1000 kali ganda. lebih terang daripada matahari. Atas sebab ini, jenis spektrum bintang sering digantikan hari ini dengan parameter setara lain yang dipanggil "indeks warna"; atau "indeks warna" , dipaparkan pada paksi mendatar carta. Dalam astrofizik moden, indeks warna pada asasnya adalah perbezaan antara magnitud bintang dalam julat spektrum yang berbeza (adalah kebiasaan untuk mengukur perbezaan antara magnitud dalam bahagian biru dan kelihatan spektrum, dipanggil B-V atau B tolak V daripada English Blue and Visible). Parameter ini menunjukkan taburan kuantitatif tenaga yang dipancarkan bintang pada panjang gelombang yang berbeza, dan ini berkaitan secara langsung dengan suhu permukaan bintang.

Gambar rajah H-R biasanya diberikan dalam koordinat berikut:
1. Luminosity ialah suhu berkesan.
2. Magnitud mutlak - penunjuk warna.
3. Magnitud mutlak - kelas spektrum.

Makna fizikal gambarajah H-R

Maksud fizikal gambarajah H-R ialah selepas melukis di atasnya bilangan maksimum bintang yang diamati secara eksperimen, dengan lokasinya seseorang boleh menentukan corak taburannya dari segi nisbah spektrum dan kecerahan. Jika tiada hubungan antara kecerahan dan suhunya, maka semua bintang akan diagihkan sama rata pada rajah sedemikian. Tetapi rajah itu mendedahkan beberapa kumpulan bintang yang diedarkan secara tetap yang baru kita periksa, dipanggil jujukan.

Gambar rajah Hertzsprung-Russell sangat membantu dalam mengkaji evolusi bintang sepanjang kewujudannya. Jika boleh mengikuti evolusi bintang sepanjang hayatnya, i.e. selama beberapa ratus juta atau bahkan beberapa bilion tahun, kita akan melihatnya perlahan-lahan beralih di sepanjang gambar rajah H-R mengikut perubahan dalam ciri fizikal. Pergerakan bintang di sepanjang rajah bergantung pada umur mereka dipanggil trek evolusi.

Dalam erti kata lain, gambar rajah H-P membantu kita memahami bagaimana bintang berkembang sepanjang kewujudannya. Dengan mengira belakang menggunakan rajah ini, anda boleh mengira jarak ke bintang.

Pelawat yang dihormati!

Kerja anda dilumpuhkan JavaScript. Sila dayakan skrip dalam penyemak imbas anda, dan kefungsian penuh tapak akan dibuka kepada anda!

Bintang jujukan utama

Unit

Kebanyakan ciri bintang biasanya dinyatakan dalam SI, tetapi GHS juga digunakan (contohnya, kecerahan dinyatakan dalam erg sesaat). Jisim, kecerahan dan jejari biasanya diberikan berhubung dengan Matahari kita:

Untuk menunjukkan jarak ke bintang, unit seperti tahun cahaya dan parsec digunakan.

Jarak jauh, seperti jejari bintang gergasi atau paksi semimajor sistem bintang binari sering dinyatakan menggunakan

unit astronomi(a.u.) - jarak purata antara Bumi dan Matahari (150 juta km).

Rajah 1 – Gambar rajah Hertzsprung-Russell

Jenis bintang

Klasifikasi bintang mula dibina sejurus selepas spektrum mereka mula diperolehi. Untuk anggaran pertama, spektrum bintang boleh digambarkan sebagai spektrum jasad hitam, tetapi dengan garis serapan atau pancaran bertindih padanya. Berdasarkan komposisi dan kekuatan garisan ini, bintang itu diberikan satu atau satu lagi kelas tertentu. Inilah yang mereka lakukan sekarang, bagaimanapun, pembahagian bintang semasa adalah lebih kompleks: di samping itu, ia termasuk magnitud bintang mutlak, kehadiran atau ketiadaan kebolehubahan dalam kecerahan dan saiz, dan kelas spektrum utama dibahagikan kepada subkelas.

Pada awal abad ke-20, Hertzsprung dan Russell merancang ʼʼAbsolute magnitudʼʼ - ʼʼkelas spektralʼʼ pelbagai bintang, dan ternyata kebanyakan daripada mereka dikumpulkan di sepanjang lengkung yang sempit. Kemudian rajah ini (kini dipanggil Gambar rajah Hertzsprung-Russell) ternyata menjadi kunci untuk memahami dan menyelidik proses yang berlaku di dalam bintang.

Sekarang sudah ada teori struktur dalaman bintang dan teori evolusi mereka, ia menjadi mungkin untuk menjelaskan kewujudan kelas bintang. Ternyata semua jenis bintang tidak lebih daripada pantulan ciri kuantitatif bintang (seperti jisim dan komposisi kimia) Dan peringkat evolusi, di mana dalam masa ini ada bintang.

Dalam katalog dan secara bertulis, kelas bintang ditulis dalam satu perkataan, dan pertama mengikut abjad penetapan kelas spektrum utama (jika kelas tidak ditakrifkan dengan tepat, julat huruf ditulis, sebagai contoh, O-B), maka subkelas spektrum ditentukan dalam angka Arab, kemudian kelas kilauan datang dalam angka Rom (nombor wilayah pada Gambar rajah Hertzsprung-Russell), dan kemudian datang Maklumat tambahan. Sebagai contoh, Matahari mempunyai kelas G2V.

Kelas bintang yang paling banyak ialah bintang jujukan utama; Matahari kita juga tergolong dalam jenis bintang ini. Dari sudut pandangan evolusi, jujukan utama ialah tempat pada rajah Hertzsprung-Russell di mana bintang itu berada paling nyawa sendiri. Pada masa ini, kehilangan tenaga akibat sinaran dikompensasikan oleh tenaga yang dikeluarkan semasa tindak balas nuklear. Jangka hayat pada jujukan utama ditentukan oleh jisim dan pecahan unsur yang lebih berat daripada helium (kemetalan).

Klasifikasi spektrum moden (Harvard) bintang telah dibangunkan di Balai Cerap Harvard pada tahun 1890 - 1924.

Pengelasan asas (Harvard) spektrum bintang
Kelas	Suhu, K	warna sebenar	Warna yang boleh dilihat	Ciri-ciri utama
O	30 000-60 000	biru	biru	Garis lemah hidrogen neutral, helium, helium terion, darabkan Si, C, N terion.
B	10 000-30 000	putih-biru	putih-biru dan putih	Garis penyerapan helium dan hidrogen. Garis H dan K lemah Ca II.
A	7500-10 000	putih	putih	Siri Balmer Kuat, garisan H dan K Ca II bertambah kuat ke arah kelas F. Juga, lebih dekat dengan kelas F, garisan logam mula kelihatan
F	6000-7500	kuning-putih	putih	Garis H dan K Ca II, garisan logam, adalah kuat. Garis hidrogen mula lemah. Garisan Ca I muncul. Jalur G muncul dan bertambah kuat, dibentuk oleh garisan Fe, Ca dan Ti.
G	5000-6000	kuning	kuning	Garis H dan K Ca II adalah sengit. Garisan Ca I dan banyak garisan logam. Garis hidrogen terus lemah, dan jalur molekul CH dan CN muncul.
K	3500-5000	oren	oren kekuningan	Garisan logam dan jalur G adalah sengit. Garis hidrogen hampir tidak kelihatan. Jalur serapan TiO muncul.
M	2000-3500	merah	oren-merah	Jalur TiO dan molekul lain adalah sengit. Jalur G semakin lemah. Garisan logam masih kelihatan.

Kerdil coklat

Kerdil coklat ialah sejenis bintang yang mana tindak balas nuklear tidak dapat mengimbangi kehilangan tenaga akibat sinaran. Untuk masa yang lama kerdil coklat adalah objek hipotesis. Kewujudan mereka telah diramalkan pada pertengahan abad ke-20, berdasarkan idea tentang proses yang berlaku semasa pembentukan bintang. Pada masa yang sama, kerdil perang ditemui buat kali pertama pada tahun 2004. Sehingga kini, agak banyak bintang jenis ini telah ditemui. Kelas spektrum mereka ialah M - T. Secara teori, kelas lain dibezakan - ditetapkan Y.

Bintang jujukan utama - konsep dan jenis. Klasifikasi dan ciri kategori "Bintang Jujukan Utama" 2017, 2018.

Bintang ialah objek astronomi yang paling menarik, dan mewakili yang paling asas blok bangunan galaksi. Umur, taburan dan komposisi bintang dalam galaksi membolehkan kita menentukan sejarah, dinamik dan evolusinya. Di samping itu, bintang bertanggungjawab untuk pengeluaran dan pengedaran luar angkasa unsur berat seperti karbon, nitrogen, oksigen, dan ciri-cirinya berkait rapat dengan sistem planet yang mereka bentuk. Oleh itu, mengkaji proses kelahiran, kehidupan dan kematian bintang mengambil masa tempat tengah dalam bidang astronomi.

Kelahiran Bintang

Bintang dilahirkan dalam awan debu dan gas yang bertaburan di kebanyakan galaksi. Contoh yang menarik perhatian Taburan awan tersebut ialah Nebula Orion.

Imej yang dibentangkan menggabungkan imej dalam kelihatan dan julat inframerah gelombang yang diterima daripada teleskop angkasa Hubble dan Spitzer. Pergolakan di kedalaman awan ini membawa kepada penciptaan nod dengan jisim yang mencukupi untuk memulakan proses pemanasan bahan di tengah nod ini. Teras panas inilah, lebih dikenali sebagai protostar, yang suatu hari nanti boleh menjadi bintang.

tiga dimensi pemodelan komputer proses pembentukan bintang menunjukkan bahawa awan gas dan habuk yang berputar boleh runtuh kepada dua atau tiga bahagian; ini menjelaskan mengapa kebanyakan bintang masuk Bima Sakti adalah secara berpasangan atau kumpulan kecil.

Tidak semua bahan daripada awan gas dan habuk berakhir di bintang masa depan. Bahan yang tinggal boleh membentuk planet, asteroid, komet, atau hanya kekal sebagai debu.

Urutan utama bintang

Bintang sebesar Matahari kita mengambil masa kira-kira 50 juta tahun untuk matang dari pembentukan hingga dewasa. Matahari kita akan kekal dalam fasa kematangan ini selama kira-kira 10 bilion tahun.

Bintang memakan tenaga yang dikeluarkan dalam proses tersebut gabungan nuklear hidrogen dengan pembentukan helium di kedalamannya. Aliran keluar tenaga dari kawasan tengah bintang memberikan tekanan yang diperlukan untuk mengelakkan bintang daripada runtuh di bawah pengaruh graviti.

Seperti yang ditunjukkan dalam rajah Hertzsprung-Russell, jujukan utama bintang meliputi julat yang luas kilauan dan warna bintang, yang boleh dikelaskan mengikut ciri-ciri ini. Bintang terkecil dikenali sebagai kerdil merah, mempunyai jisim kira-kira 10% daripada jisim Matahari dan mengeluarkan hanya 0.01% tenaga berbanding bintang kita. Suhu permukaannya tidak melebihi 3000-4000 K. Walaupun saiznya yang kecil, kerdil merah setakat ini merupakan jenis bintang yang paling banyak di Alam Semesta dan berusia berpuluh-puluh bilion tahun.

Sebaliknya, kebanyakan bintang besar, dikenali sebagai hypergiants, boleh mempunyai jisim 100 kali atau lebih, lebih jisim Matahari dan suhu permukaan lebih daripada 30,000 K. Hypergiants mengeluarkan ratusan ribu kali lebih tenaga daripada Matahari, tetapi mempunyai jangka hayat hanya beberapa juta tahun. Bintang ekstrem sebegitu, saintis percaya, tersebar luas di Alam Semesta awal, tetapi hari ini ia sangat jarang berlaku - hanya beberapa hypergiants yang diketahui di seluruh Bima Sakti.

Evolusi bintang

DALAM garis besar umum, bagaimana lebih bintang, semakin pendek jangka hayatnya, walaupun semuanya kecuali bintang supermasif hidup berbilion tahun. Apabila bintang telah menghasilkan hidrogen sepenuhnya dalam terasnya, tindak balas nuklear dalam terasnya berhenti. Tanpa tenaga yang diperlukan oleh teras untuk mengekalkan dirinya, ia mula runtuh ke dalam dirinya sendiri dan menjadi lebih panas. Baki hidrogen di luar nukleus terus memacu tindak balas nuklear di luar nukleus. Teras yang lebih panas dan lebih panas mula menolak lapisan luar bintang ke luar, menyebabkan bintang mengembang dan menyejuk, mengubahnya menjadi gergasi merah.

Jika bintang itu cukup besar, proses keruntuhan teras boleh meningkatkan suhunya cukup untuk menyokong tindak balas nuklear yang lebih eksotik yang menggunakan helium dan menghasilkan pelbagai unsur berat, termasuk besi. Walau bagaimanapun, tindak balas sedemikian hanya memberikan penangguhan sementara daripada malapetaka global bintang. Secara beransur-ansur, dalaman proses nuklear bintang menjadi semakin tidak stabil. Perubahan ini menyebabkan denyutan di dalam bintang, yang kemudiannya akan menyebabkan penumpahan kulit luarnya, mengelilingi dirinya dengan awan gas dan debu. Apa yang berlaku seterusnya bergantung pada saiz kernel.

Nasib selanjutnya bintang bergantung kepada jisim terasnya

	Bagi bintang bersaiz sederhana seperti Matahari, proses pelucutan teras dari lapisan luarnya berterusan sehingga semua bahan di sekelilingnya dikeluarkan. Baki teras yang sangat panas dipanggil kerdil putih. Kerdil putih mempunyai saiz yang setanding dengan Bumi dan mempunyai jisim bintang penuh. Sehingga baru-baru ini, mereka kekal sebagai misteri kepada ahli astronomi - mengapa pemusnahan teras tidak berlaku lagi. Mekanik kuantum menyelesaikan teka-teki ini. Tekanan elektron yang bergerak pantas menyelamatkan bintang daripada keruntuhan. Semakin besar inti, semakin tumpat kerdil terbentuk. Oleh itu, daripada saiz yang lebih kecil kerdil putih, semakin besar ia. Bintang paradoks ini agak biasa di Alam Semesta - Matahari kita juga akan bertukar menjadi kerdil putih dalam beberapa bilion tahun. Disebabkan kekurangan sumber dalaman tenaga, kerdil putih menyejuk dari semasa ke semasa dan menghilang ke ruang angkasa yang luas.
	Jika kerdil putih terbentuk dalam binari atau berbilang sistem bintang, akhir hayatnya mungkin lebih penuh peristiwa yang dikenali sebagai pendidikan nova. Apabila ahli astronomi acara ini Mereka memberikannya nama ini, mereka benar-benar menyangka bahawa bintang baru sedang terbentuk. Walau bagaimanapun, hari ini diketahui bahawa sebenarnya kita bercakap tentang tentang bintang yang sangat tua - kerdil putih. Jika kerdil putih cukup dekat dengan bintang pendamping, gravitinya boleh menarik hidrogen dari lapisan luar atmosfera jirannya dan mencipta lapisan permukaannya sendiri. Apabila hidrogen yang mencukupi terkumpul di permukaan kerdil putih, letupan berlaku bahan api nuklear. Ini menyebabkan kecerahannya meningkat dan bahan selebihnya terbuang dari permukaan. Dalam beberapa hari, kecerahan bintang berkurangan dan kitaran bermula semula. Kadang-kadang, terutamanya dalam kerdil putih besar-besaran (yang jisimnya lebih daripada 1.4 jisim suria), ia boleh menjadi terlalu besar. jumlah yang besar bahan supaya semasa letupan mereka musnah sepenuhnya. Proses ini dikenali sebagai kelahiran supernova.
	Bintang jujukan utama dengan jisim kira-kira 8 atau lebih jisim suria ditakdirkan untuk mati akibatnya letupan yang kuat. Proses ini dipanggil kelahiran supernova. Supernova bukan sekadar nova besar. Dalam nova, hanya lapisan permukaan yang meletup, manakala dalam supernova, teras bintang itu sendiri runtuh. Akibatnya, sejumlah besar tenaga dibebaskan. Dalam tempoh beberapa hari hingga beberapa minggu, supernova boleh gerhana seluruh galaksi dengan cahayanya. Istilah Nova dan Supernova tidak menggambarkan intipati proses dengan tepat. Seperti yang kita sedia maklum, secara fizikal, pembentukan bintang baru tidak berlaku. Kemusnahan bintang yang sedia ada berlaku. Terdapat beberapa penjelasan untuk salah faham ini kes sejarah apabila mereka muncul di langit bintang terang, yang sehingga masa itu secara praktikal atau tidak dapat dilihat sepenuhnya. Kesan ini dan kemunculan bintang baharu mempengaruhi terminologi.
	Jika di pusat supernova terdapat teras dengan jisim 1.4 hingga 3 jisim suria, pemusnahan teras akan berterusan sehingga elektron dan proton bergabung dan mencipta neutron, yang seterusnya membentuk bintang neutron. Bintang neutron sangat padat objek angkasa- ketumpatan mereka adalah setanding dengan ketumpatan nukleus atom. Kerana sejumlah besar jisim dibungkus dalam isipadu kecil, graviti di permukaan bintang neutron cuma luar biasa Bintang neutron mempunyai besar medan magnet yang boleh mempercepatkan zarah atom di sekelilingnya kutub magnet menghasilkan pancaran sinaran yang kuat. Jika rasuk sedemikian berorientasikan ke arah Bumi, maka kita boleh mengesan denyutan biasa dalam julat sinar-X dari bintang ini. Dalam kes ini, ia dipanggil pulsar.
	Jika teras bintang adalah lebih daripada 3 jisim suria, maka dalam proses keruntuhannya lubang hitam terbentuk: objek padat tak terhingga yang gravitinya sangat kuat sehingga cahaya pun tidak dapat melepaskannya. Memandangkan foton adalah satu-satunya alat yang membolehkan kita mengkaji alam semesta, mengesan lubang hitam secara langsung adalah mustahil. Kewujudan mereka hanya dapat diketahui secara tidak langsung. Salah satu faktor tidak langsung utama yang menunjukkan kewujudan lohong hitam di kawasan tertentu ialah gravitinya yang sangat besar. Jika terdapat sebarang bahan berhampiran lubang hitam - selalunya bintang pendamping - ia akan ditangkap oleh lubang hitam dan ditarik ke arahnya. Bahan yang tertarik akan bergerak ke arah lubang hitam dalam lingkaran, membentuk cakera di sekelilingnya, yang memanaskan suhu yang sangat besar, memancarkan jumlah sinar-X dan sinar gamma yang banyak. Pengesanan merekalah yang secara tidak langsung menunjukkan kewujudan lohong hitam di sebelah bintang itu.

Artikel berguna yang akan menjawab paling banyak soalan yang menarik tentang bintang.

Objek ruang dalam