Tokoh-tokoh yang relatif terang dan masif cukup mudah dilihat dengan mata telanjang, tetapi ada lebih banyak lagi di Galaksi bintang katai, yang hanya terlihat di teleskop yang kuat, bahkan jika terletak dekat dengan tata surya. Di antara mereka ada centenarian sederhana - katai merah, dan katai coklat yang tidak mencapai status bintang penuh dan katai putih pensiunan, secara bertahap berubah menjadi yang hitam.

Nasib sebuah bintang sepenuhnya bergantung pada ukurannya, atau lebih tepatnya pada massanya. Untuk lebih membayangkan massa sebuah bintang, kita dapat memberikan contoh berikut. Jika Anda menempatkan 333 ribu dalam satu skala bola dunia, dan di sisi lain - Matahari, maka mereka akan saling menyeimbangkan. Di dunia bintang, Matahari kita rata-rata. Massanya 100 kali lebih rendah daripada yang paling bintang besar dan 20 kali lebih unggul dari yang paling ringan. Tampaknya kisarannya kecil: kira-kira seperti dari paus (15 ton) hingga kucing (4 kilogram). Tapi bintang-bintang bukanlah mamalia, mereka properti fisik jauh lebih bergantung pada massa. Bandingkan setidaknya suhu: untuk ikan paus dan kucing, hampir sama, tetapi untuk bintang berbeda sepuluh kali lipat: dari 2000 Kelvin untuk katai hingga 50.000 untuk bintang besar. Bahkan lebih kuat - miliaran kali kekuatan radiasi mereka berbeda. Itulah sebabnya kita dengan mudah melihat bintang-bintang raksasa yang jauh di langit, dan kita tidak melihat katai bahkan di sekitar Matahari.

Tetapi ketika perhitungan yang cermat dilakukan, ternyata prevalensi raksasa dan katai di Galaksi sangat mirip dengan situasi paus dan kucing di Bumi. Ada aturan di biosfer: semakin kecil organisme, semakin banyak individunya di alam. Ternyata ini juga berlaku untuk bintang, tetapi menjelaskan analogi ini tidak mudah. Dalam tindakan satwa liar rantai makanan Yang besar makan yang kecil. Jika ada lebih banyak rubah di hutan daripada kelinci, apa yang akan dimakan rubah ini? Namun, bintang-bintang umumnya tidak saling memakan. Lalu mengapa bintang raksasa kurang dari kurcaci? Para astronom sudah tahu setengah jawaban atas pertanyaan ini. Faktanya adalah bahwa kehidupan bintang masif ribuan rad lebih pendek daripada bintang kerdil. Untuk menjaga tubuh sendiri dari keruntuhan gravitasi, bintang kelas berat harus memanas hingga suhu tinggi ratusan juta derajat di tengah. Termo reaksi nuklir masuki mereka dengan sangat intensif, yang mengarah pada kekuatan radiasi kolosal dan pembakaran "bahan bakar" yang cepat. Sebuah bintang masif menghabiskan seluruh energinya dalam beberapa juta tahun, dan bintang kerdil yang ekonomis, perlahan membara, memperpanjang masa termonuklir mereka selama puluhan atau lebih miliaran tahun. Jadi, setiap kali kurcaci lahir, ia masih hidup, karena usia Galaksi hanya sekitar 13 miliar tahun, tetapi bintang masif yang lahir lebih dari 10 juta tahun yang lalu sudah lama mati.

Namun, ini hanya setengah dari jawaban atas pertanyaan mengapa raksasa begitu langka di luar angkasa. Dan separuh lainnya adalah bahwa bintang-bintang masif lahir jauh lebih jarang daripada bintang-bintang kerdil. Untuk seratus bintang yang baru lahir seperti Matahari kita, hanya satu bintang yang muncul dengan massa 10 kali lebih besar dari Matahari. Alasan untuk ini pola lingkungan Para ahli astrofisika belum menemukan jawabannya.

Sampai saat ini, klasifikasi objek astronomi menganga lubang besar: terkecil bintang terkenal 10 kali lebih ringan dari Matahari, dan planet paling masif - Jupiter - 1000 kali. Apakah ada benda antara di alam, selain bintang atau planet, dengan massa antara 1/1000 dan 1/10 massa matahari? Bagaimana seharusnya ini terlihat? tautan yang hilang"? Apakah bisa dideteksi? Pertanyaan-pertanyaan ini telah lama mengkhawatirkan para astronom, tetapi jawabannya mulai terbentuk hanya pada pertengahan 1990-an, ketika program untuk mencari planet di luar tata surya membuahkan hasil pertama. Planet-planet raksasa telah ditemukan mengorbit di sekitar beberapa bintang mirip matahari, dan semuanya ternyata adalah lebih masif dari Jupiter. Kesenjangan massa antara bintang dan planet mulai mengecil. Tetapi apakah ikatan itu mungkin, dan di mana batas antara bintang dan planet dapat ditarik?

Sampai baru-baru ini, tampaknya cukup sederhana: bintang bersinar dengan cahayanya sendiri, dan planet dengan cahaya yang dipantulkan. Oleh karena itu, objek-objek tersebut termasuk dalam kategori planet, yang kedalamannya, sepanjang waktu keberadaannya, tidak terjadi reaksi. fusi termonuklir. Jika, pada tahap evolusi tertentu, kekuatannya sebanding dengan luminositas (yaitu, reaksi termonuklir berfungsi sebagai sumber energi utama), maka objek seperti itu layak disebut bintang. Tetapi ternyata mungkin ada objek perantara di mana reaksi termonuklir terjadi, tetapi tidak pernah berfungsi sebagai sumber energi utama. Mereka ditemukan pada tahun 1996, tetapi jauh sebelum itu mereka disebut katai coklat. Pembukaan ini benda-benda aneh didahului oleh pencarian selama tiga puluh tahun, yang dimulai dengan prediksi teoretis yang luar biasa.

Pada tahun 1963, seorang astrofisikawan Amerika muda asal India, Shiv Kumar, menghitung model bintang yang paling kecil massanya dan menemukan bahwa jika massa tubuh kosmik melebihi 7,5% dari matahari, maka suhu di intinya mencapai beberapa juta derajat dan reaksi termonuklir R dari konversi hidrogen menjadi helium dimulai di dalamnya. Dengan massa yang lebih kecil, kompresi berhenti sebelum suhu di tengah mencapai nilai yang diperlukan untuk reaksi fusi helium untuk melanjutkan. Sejak itu, nilai massa kritis ini disebut "batas pengapian hidrogen", atau batas Kumar. Semakin dekat bintang ke batas ini, semakin lambat reaksi nuklirnya. Misalnya, dengan massa 8% bintang surya akan "membara" selama sekitar 6 triliun tahun - 400 kali lebih banyak dari usia Alam Semesta saat ini! Jadi, di era apa pun bintang-bintang seperti itu lahir, mereka semua masih dalam masa pertumbuhan.

Namun, dalam kehidupan benda-benda yang kurang masif ada episode singkat ketika mereka menyerupai bintang normal. Ini tentang tentang benda-benda dengan massa dari 1% hingga 7% dari massa Matahari, yaitu dari 13 hingga 75 massa Jupiter. Selama periode pembentukan, menyusut di bawah pengaruh gravitasi, mereka memanas dan mulai bersinar dalam inframerah dan bahkan sedikit merah - cahaya tampak. Suhu permukaannya bisa naik hingga 2.500 Kelvin, dan di kedalamannya melebihi 1 juta Kelvin. Ini cukup untuk memulai reaksi fusi termonuklir helium, tetapi bukan dari hidrogen biasa, tetapi dari isotop berat yang sangat langka - deuterium, dan bukan helium biasa, tetapi isotop ringan helium-3. Karena hanya ada sedikit deuterium dalam materi kosmik, semuanya dengan cepat terbakar, tanpa melepaskan energi yang signifikan. Ini seperti melemparkan selembar kertas ke dalam api yang mendingin: itu akan langsung terbakar, tetapi tidak akan memberikan panas. Bintang "lahir mati" tidak dapat memanas lebih kuat - kompresinya berhenti di bawah pengaruh tekanan internal gas yang merosot. Kehilangan sumber panas, ia hanya mendingin di masa depan, seperti planet biasa. Oleh karena itu, bintang-bintang yang gagal ini hanya dapat diperhatikan selama masa mudanya yang pendek, saat mereka hangat. Mereka tidak ditakdirkan untuk mencapai rezim stasioner pembakaran termonuklir.

Penemuan bintang "lahir mati"

Fisikawan yakin bahwa apa yang tidak dilarang oleh hukum konservasi diperbolehkan. Para astronom menambahkan ini; alam lebih kaya dari imajinasi kita. Jika Shiv Kumar mampu menciptakan katai coklat, maka tampaknya alam tidak akan sulit untuk menciptakannya. Selama tiga dekade, pencarian sia-sia untuk tokoh-tokoh redup ini terus berlanjut. Semakin banyak peneliti dilibatkan dalam pekerjaan tersebut. Bahkan ahli teori Kumar berpegang teguh pada teleskop dengan harapan menemukan objek yang dia temukan di atas kertas. Idenya sederhana: mendeteksi satu katai coklat sangat sulit, karena Anda tidak hanya perlu memperbaiki radiasinya, tetapi juga untuk membuktikan bahwa itu bukan bintang raksasa yang jauh dengan atmosfer dingin (menurut standar bintang) atau bahkan galaksi yang dikelilingi. oleh debu di tepi alam semesta. Hal yang paling sulit dalam astronomi adalah menentukan jarak suatu benda. Oleh karena itu, perlu untuk mencari katai di dekat bintang normal, yang jaraknya sudah diketahui. Tetapi bintang yang terang akan membutakan teleskop dan tidak akan memungkinkan Anda untuk melihat kurcaci redup. Karena itu, Anda perlu mencari mereka di sebelah kurcaci lainnya! Misalnya, dengan yang merah - bintang dengan massa yang sangat kecil atau yang putih - sisa-sisa pendinginan bintang normal. Pada 1980-an, pencarian oleh Kumar dan astronom lainnya tidak membuahkan hasil. Meskipun ada laporan tentang penemuan katai coklat lebih dari satu kali, studi terperinci setiap kali menunjukkan bahwa ini adalah bintang kecil. Namun, ide pencarian itu tepat, dan satu dekade kemudian berhasil.

Pada 1990-an, para astronom mendapatkan detektor radiasi sensitif baru - susunan CCD dan teleskop besar berdiameter hingga 10 meter dengan optik adaptif, yang mengkompensasi distorsi yang ditimbulkan oleh atmosfer dan memungkinkan Anda mendapatkan gambar dari permukaan bumi hampir sejelas dari luar angkasa. Ini segera membuahkan hasil: katai merah yang sangat redup ditemukan, secara harfiah berbatasan dengan yang berwarna coklat.

Dan katai coklat pertama ditemukan pada tahun 1995 oleh sekelompok astronom yang dipimpin oleh Rafael Rebolo dari Institute of Astrophysics di Pulau Canary. Menggunakan teleskop di pulau La Palma, mereka menemukan sebuah objek di gugus bintang Pleiades, yang mereka sebut Teide Pleiades 1, meminjam nama dari gunung berapi Pico de Teide di pulau Tenerife. Benar, beberapa keraguan tetap ada tentang sifat objek ini, dan sementara astronom Spanyol membuktikan bahwa itu memang katai coklat, rekan-rekan Amerika mereka mengumumkan penemuan mereka di tahun yang sama. Grup yang dipimpin oleh Tadashi Nakajima dari California Institut Teknologi dengan bantuan teleskop Observatorium Palomar, pada jarak 19 tahun cahaya dari Bumi di konstelasi Hare, di sebelah bintang yang sangat kecil dan dingin Gliese 229, satelitnya yang lebih kecil dan lebih dingin Gliese 229B. Suhu permukaannya hanya 1000 K, dan daya radiasinya 160 ribu kali lebih rendah dari matahari.

Sifat non-bintang dari Gliese 229B akhirnya dikonfirmasi pada tahun 1997 oleh apa yang disebut tes lithium. Pada bintang normal, sejumlah kecil litium, yang terawetkan dari zaman kelahiran Semesta, dengan cepat terbakar dalam reaksi termonuklir. Namun, katai coklat tidak cukup panas untuk ini. Ketika lithium ditemukan di atmosfer Gliese 229B, objek ini menjadi katai coklat "tertentu" pertama. Dalam ukuran, hampir bertepatan dengan Jupiter, dan massanya diperkirakan 3-6% dari massa Matahari. Ini berputar di sekitar pendampingnya yang lebih masif Gliese 229A dalam orbit dengan radius sekitar 40 satuan astronomi(seperti Pluto mengelilingi Matahari).

Dengan cepat menjadi jelas bahwa bukan teleskop terbesar yang cocok untuk mencari "bintang gagal". Katai coklat tunggal pertama ditemukan pada teleskop biasa selama survei sistematis langit. Misalnya, objek Kelu-1 di konstelasi Hydra ditemukan sebagai bagian dari pencarian jangka panjang untuk bintang kerdil di sekitar Matahari, yang dimulai di European Southern Observatory di Chili pada tahun 1987. Menggunakan teleskop Schmidt 1 meter, astronom Universitas Chili Maria Teresa Ruiz telah secara teratur memotret bagian langit selama bertahun-tahun, dan kemudian membandingkan gambar yang diambil pada interval tahun. Di antara ratusan ribu bintang redup, dia mencari bintang yang terlihat bergeser relatif terhadap yang lain - ini tanda yang tidak salah lagi tokoh-tokoh terdekat. Dengan cara ini, Maria Ruiz telah menemukan lusinan katai putih, dan pada tahun 1997 dia akhirnya mendapatkan yang cokelat. Jenisnya ditentukan oleh spektrum, di mana garis lithium dan metana ternyata berada. Maria Ruiz menyebutnya Kelu-1: dalam bahasa orang Mapuche yang pernah mendiami bagian tengah Chili, "kelu" berarti merah. Itu terletak pada jarak sekitar 30 tahun cahaya dari Matahari dan tidak terkait dengan bintang mana pun.

Semua temuan ini, yang dibuat pada 1995-1997, menjadi prototipe kelas baru objek astronomi, yang mengambil tempat di antara bintang dan planet. Seperti biasanya dalam astronomi, penemuan-penemuan pertama segera diikuti oleh penemuan-penemuan baru. PADA tahun-tahun terakhir banyak katai telah ditemukan selama survei langit inframerah rutin 2MASS dan DENIS.

debu bintang

Segera setelah penemuan itu, katai coklat memaksa para astronom untuk melakukan penyesuaian dengan yang telah ditetapkan beberapa dekade lalu klasifikasi spektral bintang. Spektrum optik bintang-bintang adalah wajahnya, atau lebih tepatnya, paspornya. Posisi dan intensitas garis dalam spektrum terutama menunjukkan suhu permukaan, serta parameter lainnya, khususnya, komposisi kimia, kerapatan gas di atmosfer, dan kekuatan medan. Medan gaya dll. Sekitar 100 tahun yang lalu, para astronom mengembangkan klasifikasi spektrum bintang, menunjuk setiap kelas dengan huruf alfabet latin. Urutan mereka direvisi berkali-kali, mengatur ulang, menghapus dan menambahkan huruf, sampai skema yang diterima secara umum terbentuk yang melayani astronom dengan sempurna selama beberapa dekade. PADA bentuk tradisional urutan kelas spektral terlihat seperti ini: O-B-A-F-G-K-M. Suhu permukaan bintang dari kelas O ke kelas M menurun dari 100.000 menjadi 2000 K. Siswa astronomi Inggris bahkan menemukan aturan mnemonik untuk mengingat urutan huruf “Oh! Jadilah Gadis yang Baik, Cium Aku!" Dan pada pergantian abad, baris klasik ini harus diperpanjang dengan dua huruf sekaligus. Ternyata pembentukan spektrum bintang dan subbintang yang sangat dingin sangat peran penting bermain debu.

Di permukaan sebagian besar bintang, karena suhu tinggi, tidak ada molekul yang bisa eksis. Namun, spektrum bintang kelas M terdingin (dengan suhu di bawah 3000 K) menunjukkan pita serapan kuat dari titanium dan vanadium oksida (TiO, VO). Secara alami, diharapkan bahkan kurcaci coklat yang lebih dingin akan memiliki ini garis molekul akan lebih kuat. Semua pada tahun 1997 yang sama, pendamping coklat GD 165B ditemukan di dekat katai putih GD 165, dengan suhu permukaan 1900 K dan luminositas 0,01% matahari. Ini mengejutkan para peneliti dengan fakta bahwa, tidak seperti bintang dingin lainnya, ia tidak memiliki pita serapan TiO dan VO, yang dijuluki " bintang aneh". Spektrum katai coklat lainnya dengan suhu di bawah 2000 K ternyata sama.Perhitungan menunjukkan bahwa molekul TiO dan VO2 di atmosfernya mengembun menjadi partikel padat - partikel debu, dan tidak lagi memanifestasikan dirinya dalam spektrum, seperti karakteristik gas molekul.

Untuk mempertimbangkan fitur ini, Davy Kirkpatrick dari California Institute of Technology mengusulkan untuk memperluas klasifikasi spektral tradisional tahun depan dengan menambahkan kelas L untuk bintang inframerah bermassa rendah dengan suhu permukaan 1500-2000 K. Sebagian besar kelas-L objek seharusnya katai coklat, meskipun bintang bermassa rendah yang sangat tua juga dapat mendingin di bawah 2000 K.

Melanjutkan studi kurcaci L, para astronom telah menemukan objek yang lebih eksotis. Spektrum mereka menunjukkan pita serapan yang kuat dari air, metana, dan hidrogen molekuler, itulah sebabnya mereka disebut "katai metana". Prototipe kelas ini dianggap sebagai Gliese 229B katai coklat pertama yang ditemukan. Pada tahun 2000, James Liebert dan rekan-rekannya dari University of Arizona mengidentifikasi kelompok mandiri T-kurcaci dengan suhu 1500-1000 K dan bahkan sedikit lebih rendah.

Katai coklat memberi para astronom banyak hal yang kompleks dan sangat pertanyaan menarik. Semakin dingin atmosfer sebuah bintang, semakin sulit untuk mempelajarinya baik bagi pengamat maupun ahli teori. Kehadiran debu membuat tugas ini semakin sulit: kondensasi partikel tidak hanya mengubah komposisi gratis unsur kimia di atmosfer, tetapi juga mempengaruhi perpindahan panas dan bentuk spektrum. Secara khusus, model teoretis mengingat debu yang diprediksi efek rumah kaca di atmosfer atas, yang dikonfirmasi oleh pengamatan. Selain itu, perhitungan menunjukkan bahwa setelah kondensasi, partikel debu mulai tenggelam. Mungkin pada level yang berbeda awan debu tebal terbentuk di atmosfer. Meteorologi katai coklat bisa beragam seperti planet raksasa. Tetapi jika atmosfer Yupiter dan Saturnus dapat dipelajari dari dekat, maka decoding siklon metana dan badai debu katai coklat hanya akan ditemukan dalam spektrumnya.

Rahasia "Berdarah-Campuran"

Pertanyaan tentang asal usul dan kelimpahan katai coklat masih terbuka. Hitungan pertama jumlah mereka di masa muda gugusan bintang Jenis Pleiades menunjukkan itu dibandingkan dengan bintang normal berat keseluruhan katai coklat, tampaknya, tidak begitu besar untuk "menghapus" seluruh massa galaksi yang tersembunyi di atasnya. Tapi kesimpulan ini masih perlu diverifikasi. Teori asal usul bintang yang diterima secara umum tidak menjawab pertanyaan tentang bagaimana katai coklat terbentuk. Objek bermassa rendah seperti itu bisa terbentuk seperti planet raksasa di piringan bintang. Tetapi beberapa katai coklat tunggal telah ditemukan, dan sulit untuk mengasumsikan bahwa mereka semua hilang dari rekan mereka yang lebih besar segera setelah lahir. Selain itu, sebuah planet baru-baru ini ditemukan mengorbit di sekitar salah satu katai coklat, yang berarti bahwa ia tidak mengalami gaya yang kuat pengaruh gravitasi tetangga, jika tidak, kurcaci itu akan kehilangan dia.

Sangat cara spesial Kelahiran katai coklat baru-baru ini diuraikan dalam studi dua sistem biner dekat - LL Andromeda dan EF Eridani. Mereka memiliki pendamping yang lebih masif, katai putih, dengan gravitasinya menarik materi dari pendamping yang kurang masif, yang disebut bintang-ke-liang. Perhitungan menunjukkan bahwa pada awalnya dalam sistem ini, satelit donor adalah bintang biasa, tetapi selama beberapa miliar tahun massa mereka turun di bawah nilai batas dan reaksi termonuklir di dalamnya padam. Sekarang oleh tanda-tanda luar mereka adalah katai coklat yang khas.

Suhu bintang donor dalam sistem LL Andromeda adalah sekitar 1300 K, dan dalam sistem EF Eridani sekitar 1650 K. Mereka hanya beberapa puluh kali lebih besar dari massa Jupiter, dan garis metana terlihat dalam spektrumnya. . Berapa banyak struktur internal dan komposisi kimia mirip dengan katai coklat "nyata" masih belum diketahui. Dengan demikian, bintang bermassa rendah yang normal, setelah kehilangan sebagian besar materinya, dapat menjadi katai coklat. Para astronom benar ketika mereka mengatakan bahwa alam lebih inventif daripada imajinasi kita. Katai coklat, "bukan bintang dan bukan planet", sudah mulai mengejutkan. Ternyata baru-baru ini, meskipun sifatnya dingin, beberapa di antaranya adalah sumber radio dan bahkan radiasi sinar-X (!). Jadi di masa depan ini tipe baru benda luar angkasa menjanjikan kita banyak penemuan menarik.

Bintang yang merosot

Biasanya, selama pembentukan bintang, kontraksi gravitasinya berlanjut hingga kepadatan dan suhu di pusat mencapai nilai yang diperlukan untuk memulai reaksi termonuklir, dan kemudian karena pelepasan. energi nuklir tekanan gas menyeimbangkannya sendiri tarikan gravitasi. Pada bintang masif, suhunya lebih tinggi dan reaksi dimulai pada kepadatan materi yang relatif rendah, tetapi daripada lebih sedikit massa, semakin tinggi "kerapatan penyalaan". Misalnya, di pusat Matahari, plasma dikompresi hingga 150 gram per sentimeter kubik.

Namun, pada kerapatan yang bahkan ratusan kali lebih besar, materi mulai menolak tekanan terlepas dari peningkatan suhu, dan akibatnya, kompresi bintang berhenti sebelum energi yang dihasilkan dalam reaksi termonuklir menjadi signifikan. Alasan untuk menghentikan kompresi adalah efek mekanika kuantum, yang oleh fisikawan disebut tekanan degenerasi. dan gas. Faktanya adalah bahwa elektron termasuk dalam jenis partikel yang mematuhi apa yang disebut "prinsip Pauli", yang ditetapkan oleh fisikawan Wolfgang Pauli pada tahun 1925. Prinsip ini menyatakan bahwa partikel identik, seperti elektron, tidak dapat berada dalam keadaan yang sama pada waktu yang sama. Itulah sebabnya elektron dalam atom bergerak dalam orbit yang berbeda. Tidak ada atom di kedalaman bintang: pada kepadatan tinggi, mereka dihancurkan dan ada "laut elektronik" tunggal. Baginya, prinsip Pauli terdengar seperti ini: elektron yang terletak di dekatnya tidak dapat memiliki kecepatan yang sama.

Jika satu elektron diam, yang lain harus bergerak, dan yang ketiga harus bergerak lebih cepat, dan seterusnya.Keadaan gas elektron ini disebut degenerasi oleh fisika. Bahkan jika sebuah bintang kecil telah membakar semua bahan bakar fusinya dan kehilangan sumber energinya, kontraksinya dapat dihentikan oleh tekanan gas elektron yang merosot. Tidak peduli berapa banyak bahan didinginkan, kepadatan tinggi Pergerakan elektron tidak akan berhenti, yang berarti bahwa tekanan zat akan menahan kompresi terlepas dari suhu: semakin besar kerapatan, semakin tinggi tekanan.

Kontraksi bintang yang sekarat dengan massa yang sama dengan matahari akan berhenti ketika mengecil menjadi seukuran Bumi, yaitu 100 kali, dan kerapatan materinya menjadi satu juta kali lebih tinggi daripada kerapatan air. Ini adalah bagaimana katai putih terbentuk. Sebuah bintang bermassa lebih kecil berhenti runtuh pada kerapatan yang lebih rendah, karena gaya gravitasinya tidak begitu kuat. Bintang gagal yang sangat kecil dapat menjadi merosot dan berhenti berkontraksi sebelum suhu di bagian dalamnya naik ke ambang "pengapian termonuklir". Tubuh seperti itu tidak akan pernah menjadi bintang sungguhan.

Bintang apa pun adalah bola gas besar, yang terdiri dari helium dan hidrogen, serta jejak elemen kimia lainnya. Bintang ada jumlah yang banyak dan semuanya berbeda dalam ukuran dan suhunya, dan beberapa di antaranya terdiri dari dua atau lebih bintang, yang dihubungkan bersama oleh gaya gravitasi. Dari Bumi, beberapa bintang terlihat dengan mata telanjang, sementara yang lain hanya dapat dilihat melalui teleskop. Namun, bahkan dengan peralatan khusus, tidak setiap bintang dapat dilihat seperti yang Anda inginkan, dan bahkan dengan teleskop yang kuat, beberapa bintang tidak akan terlihat lebih dari sekadar titik bercahaya.

Dengan demikian, orang sederhana dengan ketajaman visual yang cukup baik dapat melihat dari satu langit dalam cuaca cerah di langit malam. belahan bumi sekitar 3000 bintang, namun, pada kenyataannya, ada lebih banyak bintang di Galaksi. Semua bintang diklasifikasikan menurut ukuran, warna, suhu. Jadi, ada kurcaci, raksasa, dan supergiant.

Bintang kerdil adalah dari jenis berikut:

• katai kuning. Jenis ini adalah bintang kecil urutan utama kelas spektral G. Massanya berkisar antara 0,8 hingga 1,2 massa matahari.
• katai oranye. Jenis ini termasuk bintang kecil dari deret utama kelas spektral K. Massanya 0,5 - 0,8 massa matahari. Tidak seperti katai kuning, katai oranye memiliki umur yang lebih panjang.
• katai merah. Jenis ini menggabungkan bintang deret utama kecil dan relatif dingin dari tipe spektral M. Perbedaan mereka dari bintang lain cukup jelas. Mereka memiliki diameter dan massa yang tidak lebih dari 1/3 Matahari.
• katai biru. Jenis bintang ini bersifat hipotetis. Katai biru berevolusi dari katai merah sebelum semua hidrogen terbakar, setelah itu mereka mungkin berevolusi menjadi katai putih.
• katai putih. Ini adalah jenis bintang yang sudah berevolusi. Mereka memiliki massa yang tidak lebih dari massa Chandrasekhar. Katai putih dirampas sumber sendiri energi termonuklir. Mereka termasuk dalam kelas spektral DA.
• katai hitam. Jenis ini adalah katai putih yang didinginkan, yang, karenanya, tidak memancarkan energi, mis. tidak bersinar, atau memancarkannya sangat, sangat lemah. Mereka mewakili tahap akhir dalam evolusi katai putih tanpa adanya pertambahan. Massa katai hitam, serta yang putih, tidak melebihi massa Chandrasekhar.
• katai coklat. Bintang-bintang ini adalah objek substellar yang memiliki massa 12,57 hingga 80,35 massa Jupiter, yang, pada gilirannya, setara dengan 0,012 - 0,0767 massa matahari. Katai coklat berbeda dari bintang deret utama karena mereka tidak memiliki reaksi fusi nuklir yang mengubah hidrogen menjadi helium di bintang lain.
• katai subcoklat atau subkurcaci coklat. Mereka adalah formasi yang benar-benar dingin, yang massanya di bawah batas katai coklat. PADA lagi mereka dianggap sebagai planet.

Jadi, dapat dicatat bahwa bintang-bintang yang termasuk dalam katai putih adalah bintang-bintang yang awalnya berukuran kecil dan berada pada tahap akhir evolusinya. Sejarah penemuan katai putih kembali ke tahun 1844 yang relatif baru. Pada saat itulah astronom dan matematikawan Jerman Friedrich Bessel, ketika mengamati Sirius, menemukan sedikit penyimpangan bintang dari gerak lurus. Akibatnya, Friedrich menyarankan bahwa Sirius memiliki bintang pendamping masif yang tak terlihat. Asumsi ini dikonfirmasi pada tahun 1862 oleh astronom dan perancang teleskop Amerika Alvan Graham Clarke selama penyesuaian refraktor terbesar pada waktu itu. Sebuah bintang redup ditemukan di dekat Sirius, yang kemudian disebut Sirius B. Bintang ini dicirikan oleh luminositas rendah, dan medan gravitasinya mempengaruhi pasangan terangnya dengan cukup jelas. Ini, pada gilirannya, merupakan konfirmasi bahwa bintang ini memiliki radius yang sangat kecil dengan massa yang signifikan.

Bintang apa yang katai?

Katai adalah bintang berevolusi yang memiliki massa yang tidak melebihi batas Chandrasekhar. Pembentukan katai putih terjadi sebagai akibat dari terbakarnya semua hidrogen. Ketika hidrogen terbakar, inti bintang dikompresi menjadi kepadatan tinggi, pada saat yang sama, lapisan luar sangat mengembang dan disertai dengan memudarnya luminositas secara umum. Jadi, bintang pertama-tama berubah menjadi raksasa merah, yang melepaskan cangkangnya. Pengeluaran cangkang terjadi karena fakta bahwa lapisan luar bintang memiliki koneksi lemah dengan inti panas dan sangat padat di pusat. Selanjutnya, cangkang ini menjadi mengembang nebula planet. Perlu memperhatikan fakta bahwa raksasa merah dan katai putih memiliki hubungan yang sangat dekat.

Semua katai putih dibagi menjadi dua kelompok spektral. Kelompok pertama termasuk kurcaci dengan "hidrogen" kelas spektral DA, yang tidak garis spektral helium. Jenis ini adalah yang paling umum. Jenis katai putih kedua adalah DB. Ini lebih jarang dan disebut "katai putih helium". Dalam spektrum bintang jenis ini tidak ada garis hidrogen yang ditemukan.

Menurut astronom Amerika Iko Iben jenis tertentu Katai putih terbentuk dengan cara yang sangat berbeda. Hal ini disebabkan oleh fakta bahwa pembakaran helium di raksasa merah tidak stabil dan kilatan lembaran helium berkembang secara berkala. Iko Iben juga menyarankan mekanisme pelepasan cangkang tahapan yang berbeda pengembangan kilatan helium - pada puncaknya dan di antara kilatan. Dengan demikian, pembentukannya dipengaruhi oleh mekanisme pelepasan cangkang.

Gambar menunjukkan galaksi kerdil di konstelasi Pematung (Sculptor Dwarf Galaxy). Gambar diambil dengan Wide Field Imager pada teleskop MPG/ESO 2,2 meter di European Southern Observatory di La Silla. Galaksi ini adalah salah satu tetangga Bima Sakti kita. Tapi, meski begitu dekat satu sama lain, kedua galaksi ini benar-benar memiliki cerita yang berbeda asal dan evolusi, kita dapat mengatakan bahwa karakter mereka sangat berbeda. Galaksi kerdil di Sculptor jauh lebih kecil dan lebih tua dari Bima Sakti, menjadikannya objek yang sangat berharga untuk mempelajari proses yang menyebabkan lahirnya bintang baru dan galaksi lain di alam semesta awal. Namun, karena memancarkan cahaya yang sangat sedikit, studinya sangat sulit.

Galaksi kerdil di konstelasi Sculptor termasuk dalam subkelas galaksi spheroidal kerdil dan merupakan salah satu dari empat belas galaksi satelit yang mengorbit Bima Sakti. Semuanya terletak berdekatan satu sama lain di wilayah halo Galaksi kita, yang merupakan wilayah bulat yang terbentang jauh melampaui batas lengan spiral. Seperti namanya, galaksi kerdil ini terletak di konstelasi Sculptor dan terletak pada jarak 280.000 tahun cahaya dari Bumi. Terlepas dari kedekatannya, ia ditemukan hanya pada tahun 1937 dengan munculnya instrumen baru yang kuat, karena bintang-bintang yang membentuknya sangat redup dan tampaknya tersebar di seluruh langit. Juga, jangan bingung galaksi ini dengan NGC 253, yang terletak di konstelasi yang sama Sculptor, tetapi terlihat jauh lebih terang dan merupakan spiral berpalang.

Galaksi kerdil di konstelasi Sculptor. Sumber: ESO

Informasi foto

Informasi foto

Meskipun sulit untuk dideteksi, galaksi kerdil ini termasuk di antara objek kerdil samar pertama yang ditemukan di wilayah sekitar Bima Sakti. Dia bentuk aneh membuat para astronom berpikir dari saat penemuan hingga hari ini. Tetapi di zaman kita, para astronom telah terbiasa dengan galaksi-galaksi berbentuk bola dan telah menyadari bahwa benda-benda seperti itu memungkinkan kita untuk melihat jauh ke masa lalu Semesta.

Dipercaya bahwa Bima Sakti, bagaimanapun, seperti semua galaksi besar, dibentuk dengan bergabung dengan objek yang lebih kecil selama tahun-tahun awal alam semesta. Dan jika beberapa dari galaksi kecil ini masih ada sampai sekarang, maka mereka pasti mengandung banyak bintang yang sangat tua. Itulah sebabnya Galaksi Kerdil di konstelasi Pematung memenuhi semua persyaratan yang berlaku untuk galaksi asli. Hanya bintang-bintang kuno yang dapat diamati dalam gambar ini.

Para astronom telah belajar untuk menentukan usia bintang di galaksi dengan ciri khas yang ada di bintang mereka. fluks bercahaya. Radiasi ini membawa sedikit bukti tentang keberadaan unsur-unsur kimia berat dalam objek-objek ini. Intinya seperti itu senyawa kimia cenderung menumpuk di galaksi ketika generasi bintang berubah. Dengan demikian, konsentrasi molekul berat yang rendah menunjukkan bahwa umur rata-rata bintang di galaksi bulat ini cukup tinggi.

Sebuah wilayah langit di sekitar galaksi kerdil di konstelasi Sculptor.

Galaksi kerdil mungkin sangat kecil, tetapi mereka memiliki kekuatan fenomenal yang dapat melahirkan bintang baru. Pengamatan Baru dengan teleskop luar angkasa Hubble menunjukkan bahwa proses pembentukan bintang di galaksi kerdil memainkan peran besar di alam semesta awal daripada yang sekarang diyakini secara umum.

Sementara galaksi di seluruh alam semesta masih membentuk bintang baru, kebanyakan dari mereka terbentuk antara dua dan enam miliar tahun setelahnya dentuman Besar. Mempelajari ini zaman awal sejarah alam semesta adalah Inti jika kita ingin memahami bagaimana bintang pertama muncul dan bagaimana galaksi pertama tumbuh dan berkembang.

Gambar ini menunjukkan bagian langit yang ditandai dengan galaksi kerdil di mana ledakan pembentukan bintang diamati. Gambar diambil sebagai bagian dari program GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) dan hanya menampilkan satu bingkai dari keseluruhan survei. Sumber: NASA, ESA, Tim BARANG dan M. Giavalisco (STScI/University of Massachusetts)

Sebuah studi baru oleh Hubble dan instrumen Wide Field Camera 3 (WFC3) telah membawa para astronom selangkah lebih maju dalam memahami era itu dengan memeriksa jenis yang berbeda galaksi kerdil dari alam semesta awal dan, khususnya, memilih dari mereka hanya yang memiliki proses pembentukan bintang aktif yang jelas. Galaksi seperti itu biasanya disebut galaksi starburst. Dalam objek seperti itu, bintang baru terbentuk lebih cepat. nilai biasa di galaksi lain. Studi sebelumnya berfokus terutama pada analisis galaksi massa menengah dan tinggi dan tidak memperhitungkan sejumlah besar galaksi kerdil yang ada selama zaman aktif ini. Tetapi kesalahan di sini bukan pada para ilmuwan yang tidak ingin menjelajahi galaksi kerdil. Ini kemungkinan besar karena ketidakmampuan untuk melihat benda-benda kecil ini, karena mereka sangat jauh dari kita. Sampai saat ini, para astronom dapat mengamati galaksi kecil pada jarak yang lebih kecil atau galaksi besar pada jarak yang lebih jauh.

Sekarang, bagaimanapun, menggunakan grisms, para astronom telah mampu mengintip ke galaksi kerdil bermassa rendah di alam semesta yang jauh dan memperhitungkan kontribusi ledakan pembentukan bintang mereka, mendekati informasi dengan kemungkinan jumlah galaksi kecil yang ada saat itu. Grisma adalah prisma objektif, kombinasi dari prisma dan kisi, yang mentransmisikan cahaya tanpa mengubah spektrumnya. Huruf "G" pada judul berasal dari kisi (kisi).

“Kami selalu berasumsi bahwa galaksi kerdil ledakan bintang akan memiliki dampak signifikan pada kelahiran bintang baru di alam semesta muda, tetapi ini adalah pertama kalinya kami dapat mengukur efek yang sebenarnya mereka miliki. Dan, tampaknya, mereka memainkan peran yang signifikan, jika tidak peran kunci”, - Hakim Atek dari Universitas Politeknik Swiss.

“Galaksi-galaksi ini membentuk bintang begitu cepat sehingga mereka benar-benar dapat menggandakan seluruh massa bintangnya hanya dalam 150 juta tahun. Sebagai perbandingan, massa bintang untuk galaksi biasa rata-rata berlipat ganda selama 1-3 miliar tahun,” tambah rekan penulis Jean-Paul Kneib.

Gambar galaksi dalam mode suram menggunakan contoh Wide Field Camera 3 yang dipasang di Hubble dan beroperasi dalam mode spektroskopi ini. Garis pelangi yang diperluas tidak lebih dari galaksi yang tertangkap dalam lensa, tetapi dalam mode suram mereka direpresentasikan sebagai spektrum pelangi. Berkat ini, para ilmuwan dapat menilai komposisi kimia benda-benda luar angkasa.