Bintang bisa sangat berbeda: kecil dan besar, terang dan tidak terlalu terang, tua dan muda, panas dan “dingin”, putih, biru, kuning, merah, dll.

Diagram Hertzsprung–Russell memungkinkan Anda memahami klasifikasi bintang.

Ini menunjukkan hubungan antara magnitudo absolut, luminositas, tipe spektral, dan suhu permukaan bintang. Bintang-bintang pada diagram ini tidak terletak secara acak, tetapi membentuk area yang terlihat jelas.

Sebagian besar bintang berada pada apa yang disebut urutan utama. Keberadaan deret utama disebabkan oleh fakta bahwa tahap pembakaran hidrogen mencakup ~90% waktu evolusi sebagian besar bintang: pembakaran hidrogen di wilayah tengah bintang mengarah pada pembentukan inti helium isotermal, transisi ke tahap raksasa merah dan kepergian bintang dari deret utama. Evolusi raksasa merah yang relatif singkat, bergantung pada massanya, mengarah pada pembentukan katai putih, bintang neutron, atau lubang hitam.

Berada pada berbagai tahap perkembangan evolusinya, bintang terbagi menjadi bintang normal, bintang kerdil, dan bintang raksasa.

Bintang normal adalah bintang deret utama. Ini termasuk Matahari kita. Terkadang bintang normal seperti Matahari disebut katai kuning.

katai kuning

Katai kuning adalah jenis bintang deret utama kecil dengan massa antara 0,8 dan 1,2 massa matahari dan suhu permukaan 5000–6000 K.

Umur katai kuning rata-rata 10 miliar tahun.

Setelah seluruh pasokan hidrogen terbakar, ukuran bintang bertambah berkali-kali lipat dan berubah menjadi raksasa merah. Contoh bintang jenis ini adalah Aldebaran.

Raksasa merah mengeluarkan lapisan luar gasnya untuk membentuk nebula planet, sementara intinya runtuh menjadi katai putih kecil yang padat.

Raksasa merah adalah bintang besar dengan warna kemerahan atau oranye. Pembentukan bintang-bintang seperti itu dimungkinkan baik pada tahap pembentukan bintang maupun pada tahap akhir keberadaannya.

Pada tahap awal, bintang memancar akibat energi gravitasi yang dilepaskan selama kompresi, hingga kompresi dihentikan oleh reaksi termonuklir yang telah dimulai.

Pada tahap selanjutnya dari evolusi bintang, setelah pembakaran hidrogen di intinya, bintang-bintang meninggalkan deret utama dan berpindah ke wilayah raksasa merah dan superraksasa pada diagram Hertzsprung-Russell: tahap ini berlangsung sekitar 10% dari masa evolusi bintang. waktu kehidupan “aktif” bintang, yaitu tahapan evolusinya, di mana reaksi nukleosintesis terjadi di bagian dalam bintang.

Bintang raksasa tersebut memiliki suhu permukaan yang relatif rendah, sekitar 5.000 derajat. Radiusnya sangat besar, mencapai 800 matahari dan karena ukurannya yang begitu besar, luminositasnya sangat besar. Radiasi maksimum terjadi di wilayah spektrum merah dan inframerah, itulah sebabnya mereka disebut raksasa merah.

Raksasa terbesar berubah menjadi raksasa merah. Sebuah bintang bernama Betelgeuse di konstelasi Orion adalah contoh paling mencolok dari bintang super raksasa merah.

Bintang kerdil adalah kebalikan dari bintang raksasa dan mungkin menjadi bintang berikutnya.

Katai putih adalah sisa bintang biasa yang bermassa kurang dari 1,4 massa Matahari setelah melewati tahap raksasa merah.

Karena kekurangan hidrogen, reaksi termonuklir tidak terjadi di inti bintang tersebut.

Katai putih sangat padat. Ukurannya tidak lebih besar dari Bumi, namun massanya bisa dibandingkan dengan massa Matahari.

Ini adalah bintang yang sangat panas, suhunya mencapai 100.000 derajat atau lebih. Mereka bersinar menggunakan sisa energinya, tetapi seiring waktu energi tersebut habis dan intinya mendingin, berubah menjadi katai hitam.

Katai merah adalah objek tipe bintang paling umum di alam semesta. Perkiraan jumlah mereka bervariasi dari 70 hingga 90% dari jumlah seluruh bintang di galaksi. Mereka sangat berbeda dari bintang lainnya.

Massa katai merah tidak melebihi sepertiga massa matahari (batas bawah massanya adalah 0,08 matahari, diikuti katai coklat), suhu permukaan mencapai 3500 K. Katai merah memiliki kelas spektral bintang M atau bintang K akhir jenis ini memancarkan cahaya yang sangat sedikit, terkadang 10.000 kali lebih kecil dari Matahari.

Mengingat radiasinya yang rendah, tidak ada satupun katai merah yang terlihat dari Bumi dengan mata telanjang. Bahkan katai merah terdekat dengan Matahari, Proxima Centauri (bintang terdekat dalam sistem rangkap tiga dengan Matahari), dan katai merah tunggal terdekat, Bintang Barnard, masing-masing memiliki magnitudo tampak sebesar 11,09 dan 9,53. Dalam hal ini, bintang dengan magnitudo hingga 7,72 dapat diamati dengan mata telanjang.

Karena rendahnya laju pembakaran hidrogen, katai merah mempunyai rentang hidup yang sangat panjang, berkisar antara puluhan miliar hingga puluhan triliun tahun (katai merah dengan massa 0,1 massa matahari akan terbakar selama 10 triliun tahun).

Pada katai merah, reaksi termonuklir yang melibatkan helium tidak mungkin terjadi, sehingga tidak dapat berubah menjadi raksasa merah. Seiring waktu, mereka secara bertahap menyusut dan memanas hingga mereka menghabiskan seluruh pasokan bahan bakar hidrogen.

Secara bertahap, menurut konsep teoretis, mereka berubah menjadi katai biru - kelas bintang hipotetis, sementara belum ada satu pun katai merah yang berhasil berubah menjadi katai biru, dan kemudian menjadi katai putih dengan inti helium.

Katai coklat - objek subbintang (dengan massa berkisar antara 0,01 hingga 0,08 massa matahari, atau, masing-masing, dari 12,57 hingga 80,35 massa Jupiter dan diameter kira-kira sama dengan diameter Jupiter), yang kedalamannya berbeda dengan deret utama bintang, tidak ada reaksi fusi termonuklir dengan konversi hidrogen menjadi helium.

Suhu minimum bintang deret utama adalah sekitar 4000 K, suhu katai coklat berkisar antara 300 hingga 3000 K. Katai coklat terus mendingin sepanjang hidupnya, dan semakin besar katai, semakin lambat ia mendingin.

Katai subcoklat

Katai subcoklat, atau subkatai coklat, adalah formasi dingin yang berada di bawah batas massa katai coklat. Massanya kurang dari seperseratus massa Matahari atau, karenanya, 12,57 massa Yupiter, batas bawahnya tidak ditentukan. Mereka umumnya dianggap sebagai planet, meskipun komunitas ilmiah belum mencapai kesimpulan akhir tentang apa yang dianggap sebagai planet dan apa yang dimaksud dengan katai sub-coklat.

Katai hitam

Katai hitam adalah katai putih yang telah mendingin sehingga tidak mengeluarkan emisi dalam kisaran cahaya tampak. Merupakan tahap akhir evolusi katai putih. Massa katai hitam, seperti massa katai putih, dibatasi di atas 1,4 massa matahari.

Bintang biner adalah dua bintang yang terikat secara gravitasi dan mengorbit pada pusat massa yang sama.

Terkadang terdapat sistem yang terdiri dari tiga bintang atau lebih, dalam kasus umum sistem ini disebut bintang ganda.

Jika sistem bintang tersebut tidak terlalu jauh dari Bumi, masing-masing bintang dapat dibedakan melalui teleskop. Jika jaraknya signifikan, maka para astronom dapat memahami bahwa bintang ganda hanya terlihat melalui tanda tidak langsung - fluktuasi kecerahan yang disebabkan oleh gerhana berkala antara satu bintang dengan bintang lainnya dan beberapa bintang lainnya.

Bintang baru

Bintang yang luminositasnya tiba-tiba meningkat 10.000 kali lipat. Nova adalah sistem biner yang terdiri dari katai putih dan bintang pendamping yang terletak di deret utama. Dalam sistem seperti itu, gas dari bintang secara bertahap mengalir ke katai putih dan meledak secara berkala di sana, menyebabkan ledakan luminositas.

Supernova

Supernova adalah bintang yang mengakhiri evolusinya dengan proses ledakan yang dahsyat. Suar dalam kasus ini bisa beberapa kali lipat lebih besar dibandingkan dalam kasus nova. Ledakan dahsyat tersebut merupakan konsekuensi dari proses yang terjadi di bintang pada tahap terakhir evolusi.

Bintang neutron

Bintang neutron (NS) adalah formasi bintang dengan massa sekitar 1,5 kali massa matahari dan ukurannya jauh lebih kecil dibandingkan katai putih; radius tipikal bintang neutron diperkirakan berada pada kisaran 10-20 kilometer.

Mereka terutama terdiri dari partikel subatom netral - neutron, yang dikompresi secara ketat oleh gaya gravitasi. Kepadatan bintang-bintang tersebut sangat tinggi, sebanding, dan menurut beberapa perkiraan, bisa beberapa kali lebih tinggi daripada kepadatan rata-rata inti atom. Satu sentimeter kubik zat NS akan memiliki berat ratusan juta ton. Gravitasi di permukaan bintang neutron sekitar 100 miliar kali lebih tinggi dibandingkan di Bumi.

Di Galaksi kita, menurut para ilmuwan, mungkin terdapat 100 juta hingga 1 miliar bintang neutron, yaitu sekitar satu per seribu bintang biasa.

Pulsar

Pulsar adalah sumber radiasi elektromagnetik kosmik yang datang ke Bumi dalam bentuk semburan periodik (pulsa).

Menurut model astrofisika yang dominan, pulsar adalah bintang neutron yang berputar dengan medan magnet yang condong ke sumbu rotasi. Ketika Bumi jatuh ke dalam kerucut yang dibentuk oleh radiasi ini, pulsa radiasi dapat dideteksi berulang pada interval yang sama dengan periode revolusi bintang. Beberapa bintang neutron berputar hingga 600 kali per detik.

Cepheid

Cepheid adalah kelas bintang variabel yang berdenyut dengan hubungan periode-luminositas yang cukup tepat, dinamai menurut nama bintang Delta Cephei. Salah satu Cepheid yang paling terkenal adalah Polaris.

Daftar jenis-jenis (tipe) utama bintang beserta ciri-ciri singkatnya, tentu saja, tidak mencakup seluruh kemungkinan jenis bintang di Alam Semesta.

Situs bersejarah Bagheera - rahasia sejarah, misteri alam semesta. Misteri kerajaan besar dan peradaban kuno, nasib harta karun yang hilang dan biografi orang-orang yang mengubah dunia, rahasia layanan khusus. Sejarah perang, misteri pertempuran dan pertempuran, operasi pengintaian masa lalu dan masa kini. Tradisi dunia, kehidupan modern di Rusia, misteri Uni Soviet, arah utama budaya, dan topik terkait lainnya - segala sesuatu yang tidak disebutkan dalam sejarah resmi.

Pelajari rahasia sejarah - ini menarik...

Sedang membaca

Suatu hari di tahun 1722, Peter I secara pribadi memotong sayap simbolis dari gaun putih putrinya Elizabeth. Tsar Pyotr Alekseevich mengetahui ritual ini di Eropa dan segera melaksanakannya di istananya, terutama karena anaknya telah “melampaui” usia dua belas tahun. Setelah sayapnya jatuh ke lantai, Elizabeth mulai dianggap sebagai pengantin. Benar, ketika keluarganya membicarakan pernikahan, Lizanka selalu menangis dan memohon kepada orang tuanya untuk meninggalkannya di rumah.

Lenin berpendapat bahwa NEP akan membawa negara keluar dari krisis, dan kekuasaan Soviet akan semakin kuat, karena semua kendali akan tetap berada di tangan negara. Dan perekonomian benar-benar meningkat, namun pemimpin proletar ini sedikit keliru mengenai “pengungkitnya.”

Bahkan di masa-masa sulit di Abad Pertengahan, mereka berusaha untuk tidak mengeksekusi para pelaut: pelatihan untuk menjadi pelaut yang baik terlalu lama dan sulit. Seorang pelaut berpengalaman bernilai emas, yang, bagaimanapun, tidak menghentikan algojo kapal (perwira profesional, eksekutor - posisi ini disebut berbeda di angkatan laut berbagai negara) di era kapal layar untuk menyiksa pelayan mereka seperti Sidorov. kambing. Namun hukuman mati masih jarang diterapkan pada pelaut. Untuk melakukan ini, perlu dilakukan kejahatan yang sangat mengerikan.

“Hati terbuat dari baja damask yang kuat” - begitulah cara kita biasanya berbicara tentang manusia, dengan menekankan ketahanan mereka. Namun tahukah Anda apa itu baja damask? Apakah Anda ingat bahwa kata ini terkait erat dengan sejarah Rusia?

Pada musim panas 1941, Moskow berada di bawah darurat militer. Meningkatnya frekuensi serangan pembom Jerman memaksa pemerintah Soviet untuk mengevakuasi arsip paling berharga, pameran museum, dan benda budaya dari ibu kota. Mumi V.I, tentu saja, dianggap sebagai benda yang sangat mahal dan harus segera dipindahkan. Lenin.

Di usia 30-an abad ke-20 yang heroik dan tragis, perempuan Rusia lebih dari satu kali menunjukkan kepada dunia kekuatan semangat mereka yang tak tergoyahkan dan pencapaian mereka dalam profesi yang sebelumnya tidak terbayangkan oleh perempuan. Pada bulan Oktober 1938, TASS melaporkan rekor dunia penerbangan baru untuk jangkauan penerbangan. Pesawat berat bermesin ganda "Rodina", dikendalikan oleh awak wanita yang terdiri dari: pilot pertama - Valentina Grizodubova, pilot kedua - Polina Osipenko, navigator - Marina Raskova, terbang di sepanjang rute Moskow - Timur Jauh.

Hampir 30 tahun telah berlalu sejak runtuhnya Uni Soviet, namun pertanyaan “Siapa yang harus disalahkan atas kematian Kekaisaran Merah?” masih relevan hingga saat ini. Beberapa orang percaya bahwa komunisme itu sendiri adalah sebuah utopia yang tidak dapat dipertahankan, sementara yang lain menunjuk pada “aktivitas subversif badan intelijen kapitalis.” Namun, sangat sedikit perhatian yang diberikan pada bagaimana raksasa peradaban Barat lainnya, Gereja Katolik Roma, berkontribusi terhadap jatuhnya rezim komunis hampir di seluruh dunia.

Tanzania muncul di peta pada tahun 1964 sebagai hasil dari penyatuan dua negara - Tanganyika dan Zanzibar. Sebelumnya, hukum hutan yang sebenarnya berlaku di sini - ini adalah koloni yang memasok kopi, tembakau, dan budak. Dan baru pada pertengahan abad ke-20 negara ini membutuhkan orang-orang baru. Dan ditemukan - putra pemimpin suku Julius Nyerere berada di tempat yang tepat pada waktu yang tepat.

Selama berabad-abad, jutaan mata manusia, saat malam tiba, mengarahkan pandangannya ke atas - menuju cahaya misterius di langit - bintang di Alam Semesta kita. Orang-orang zaman dahulu melihat berbagai figur hewan dan manusia dalam gugusan bintang, dan masing-masing menciptakan ceritanya sendiri. Belakangan, gugusan seperti itu mulai disebut rasi bintang. Saat ini, para astronom mengidentifikasi 88 rasi bintang yang membagi langit berbintang menjadi area-area tertentu yang dapat digunakan untuk menavigasi dan menentukan lokasi bintang. Di alam semesta kita, objek yang paling banyak dapat diakses oleh mata manusia adalah bintang. Mereka mewakili sumber cahaya dan energi untuk seluruh tata surya. Mereka juga menciptakan unsur-unsur berat yang diperlukan untuk asal mula kehidupan. Dan tanpa bintang-bintang di Alam Semesta tidak akan ada kehidupan, karena Matahari memberikan energinya kepada hampir semua makhluk hidup di Bumi. Ini menghangatkan permukaan planet kita, sehingga menciptakan oasis hangat yang penuh kehidupan di tengah lapisan es di angkasa. Derajat kecerahan suatu bintang di alam semesta ditentukan oleh ukurannya.

Tahukah Anda bintang terbesar di seluruh alam semesta?

Bintang VY Canis Majoris, yang terletak di konstelasi Canis Major, merupakan perwakilan terbesar dunia bintang. Saat ini ia adalah bintang terbesar di alam semesta. Bintang tersebut terletak 5 ribu tahun cahaya dari tata surya. Diameter bintang adalah 2,9 miliar km.

Namun tidak semua bintang di alam semesta berukuran begitu besar. Ada juga yang disebut bintang katai.

Ukuran perbandingan bintang

Para astronom menilai ukuran bintang pada skala yang menyatakan bahwa semakin terang suatu bintang, semakin rendah jumlahnya. Setiap angka berikutnya berhubungan dengan bintang yang sepuluh kali lebih terang dari yang sebelumnya. Bintang paling terang di langit malam di Alam Semesta adalah Sirius. Magnitudo tampak -1,46, artinya 15 kali lebih terang dari bintang bermagnitudo nol. Bintang yang magnitudonya 8 atau lebih tidak dapat dilihat dengan mata telanjang. Bintang juga diklasifikasikan berdasarkan warna ke dalam kelas spektral, yang menunjukkan suhunya. Ada kelas bintang berikut di Alam Semesta: O, B, A, F, G, K, dan M. Kelas O sesuai dengan bintang terpanas di Alam Semesta - biru. Bintang paling keren termasuk kelas M, warnanya merah.

Kelas	Suhu,K	warna sebenarnya	Warna yang terlihat	Fitur utama
HAI	30 000—60 000	biru	biru	Garis lemah hidrogen netral, helium, helium terionisasi, kalikan Si, C, N terionisasi.
B	10 000—30 000	putih biru	putih-biru dan putih	Garis serapan helium dan hidrogen. Lemahnya garis H dan K pada Ca II.
A	7500—10 000	putih	putih	Deret Balmer Kuat, garis H dan K dari Ca II menguat menuju kelas F. Selain itu, mendekati kelas F, garis-garis logam mulai bermunculan
F	6000—7500	kuning-putih	putih	Garis H dan K pada Ca II, garis logam, kuat. Garis hidrogen mulai melemah. Muncul garis Ca I. Pita G yang dibentuk oleh garis Fe, Ca dan Ti muncul dan menguat.
G	5000—6000	kuning	kuning	Garis H dan K pada Ca II sangat kuat. Garis Ca I dan banyak garis logam. Garis hidrogen terus melemah, dan pita molekul CH dan CN muncul.
K	3500—5000	oranye	oranye kekuningan	Garis metal dan pita G sangat kuat. Garis hidrogen hampir tidak terlihat. Pita serapan TiO muncul.
M	2000—3500	merah	oranye-merah	Pita TiO dan molekul lainnya sangat kuat. Band G melemah. Garis logam masih terlihat.

Bertentangan dengan kepercayaan umum, perlu dicatat bahwa bintang-bintang di alam semesta sebenarnya tidak berkelap-kelip. Ini hanyalah ilusi optik - akibat gangguan atmosfer. Efek serupa dapat diamati pada hari musim panas, melihat aspal atau beton yang panas. Udara panas naik, dan seolah-olah Anda sedang melihat melalui kaca yang bergetar. Proses yang sama menimbulkan ilusi kerlap-kerlip bintang. Semakin dekat jarak sebuah bintang dengan Bumi, ia akan semakin “berkerlip” karena cahayanya melewati lapisan atmosfer yang lebih padat.

Perapian Nuklir Bintang Alam Semesta

Bintang di Alam Semesta adalah pusat nuklir raksasa. Reaksi nuklir di dalamnya mengubah hidrogen menjadi helium melalui proses fusi, yang merupakan cara bintang memperoleh energinya. Inti hidrogen dengan satu proton bergabung membentuk atom helium dengan dua proton. Inti atom hidrogen biasa hanya memiliki satu proton. Dua isotop hidrogen juga mengandung satu proton, tetapi juga memiliki neutron. Deuterium memiliki satu neutron, sedangkan tritium memiliki dua. Jauh di dalam bintang, atom deuterium bergabung dengan atom tritium untuk membentuk atom helium dan neutron bebas. Sebagai hasil dari proses yang panjang ini, sejumlah besar energi dilepaskan.

Untuk bintang deret utama, sumber energi utama adalah reaksi nuklir yang melibatkan hidrogen: siklus proton-proton, karakteristik bintang bermassa mengelilingi Matahari, dan siklus CNO, yang hanya terjadi pada bintang masif dan hanya jika mengandung karbon. Pada tahap akhir kehidupan sebuah bintang, reaksi nuklir dapat terjadi dengan unsur yang lebih berat, hingga besi.

	Siklus proton-proton	siklus CNO
Rantai dasar	p + p → ²D + e + + ν e+ 0,4 MeV ²D + p → 3 He + γ + 5,49 MeV. 3 He + 3 He → 4 He + 2p + 12,85 MeV.	12 C + 1 H → 13 N + γ +1,95 MeV 13 N → 13 C + e+ + e+1,37 MeV 13 C + 1 H → 14 N + γ | +7,54 MeV 14 N + 1 H → 15 O + γ +7,29 MeV 15 HAI → 15 N + e+ + e+2,76 MeV 15 N + 1 H → 12 C + 4 He+4,96 MeV

Ketika pasokan hidrogen sebuah bintang habis, ia mulai mengubah helium menjadi oksigen dan karbon. Jika bintang cukup masif, proses konversi akan berlanjut hingga karbon dan oksigen membentuk neon, natrium, magnesium, belerang, dan silikon. Pada akhirnya, unsur-unsur tersebut diubah menjadi kalsium, besi, nikel, kromium, dan tembaga hingga intinya seluruhnya terdiri dari logam. Jika hal ini terjadi, reaksi nuklir akan terhenti karena titik leleh besi terlalu tinggi. Tekanan gravitasi internal menjadi lebih tinggi daripada tekanan eksternal reaksi nuklir dan akhirnya bintang tersebut runtuh. Perkembangan peristiwa selanjutnya bergantung pada massa awal bintang.

Jenis-jenis bintang di Alam Semesta

Deret utama adalah periode keberadaan bintang di Alam Semesta, di mana terjadi reaksi nuklir di dalamnya, yang merupakan periode terpanjang dalam kehidupan sebuah bintang. Matahari kita saat ini berada pada periode ini. Selama waktu ini, bintang mengalami sedikit fluktuasi kecerahan dan suhu. Lamanya periode ini bergantung pada massa bintang. Pada bintang masif besar ukurannya lebih pendek, dan pada bintang kecil lebih panjang. Bintang yang sangat besar memiliki bahan bakar internal yang dapat bertahan selama beberapa ratus ribu tahun, sedangkan bintang kecil seperti Matahari akan bersinar selama miliaran tahun. Bintang-bintang terbesar berubah menjadi raksasa biru selama deret utama.

Jenis-jenis bintang di Alam Semesta
Raksasa merah- Ini adalah bintang besar berwarna kemerahan atau oranye. Ini mewakili tahap akhir siklus ketika pasokan hidrogen hampir habis dan helium mulai diubah menjadi unsur lain. Peningkatan suhu internal inti menyebabkan runtuhnya bintang. Permukaan luar bintang mengembang dan mendingin sehingga menyebabkan bintang berubah menjadi merah. Raksasa merah berukuran sangat besar. Ukurannya seratus kali lebih besar dari bintang biasa. Raksasa terbesar berubah menjadi raksasa merah. Sebuah bintang bernama Betelgeuse di konstelasi Orion adalah contoh paling terang dari bintang super raksasa merah.
Katai putih- inilah yang tersisa dari bintang biasa setelah melewati tahap raksasa merah. Ketika sebuah bintang tidak mempunyai bahan bakar lagi, ia dapat melepaskan sebagian materinya ke luar angkasa, membentuk nebula planet. Yang tersisa hanyalah inti yang mati. Reaksi nuklir tidak mungkin terjadi di dalamnya. Ia bersinar karena sisa energinya, tetapi cepat atau lambat ia akan habis, dan kemudian intinya mendingin, berubah menjadi katai hitam. Katai putih sangat padat. Ukurannya tidak lebih besar dari Bumi, namun massanya bisa dibandingkan dengan massa Matahari. Ini adalah bintang yang sangat panas, dengan suhu mencapai 100.000 derajat atau lebih.
katai coklat juga disebut subbintang. Selama siklus hidupnya, beberapa protobintang tidak pernah mencapai massa kritis untuk memulai proses nuklir. Jika massa protobintang hanya 1/10 massa Matahari, pancarannya akan berumur pendek dan kemudian akan cepat memudar. Yang tersisa hanyalah katai coklat. Ini adalah bola gas yang sangat besar, terlalu besar untuk menjadi sebuah planet dan terlalu kecil untuk menjadi sebuah bintang. Ia lebih kecil dari Matahari, namun beberapa kali lebih besar dari Jupiter. Katai coklat tidak memancarkan cahaya maupun panas. Ini hanyalah segumpal materi gelap yang ada di luasnya alam semesta.
Cepheid adalah bintang dengan luminositas variabel, siklus denyutnya berkisar dari beberapa detik hingga beberapa tahun, bergantung pada jenis bintang variabel. Cepheid biasanya mengubah luminositasnya di awal kehidupannya dan di akhir hidupnya. Mereka bersifat internal (perubahan luminositas karena proses di dalam bintang) dan eksternal, perubahan kecerahan karena faktor eksternal, seperti pengaruh orbit bintang terdekat. Ini juga disebut sistem ganda.
Banyak bintang di alam semesta yang merupakan bagian dari sistem bintang besar. Bintang ganda adalah sistem dua bintang yang terikat secara gravitasi satu sama lain. Mereka berputar dalam orbit tertutup di sekitar satu pusat massa. Telah terbukti bahwa separuh dari seluruh bintang di galaksi kita mempunyai pasangan. Secara visual, bintang berpasangan terlihat seperti dua bintang terpisah. Mereka dapat ditentukan dengan pergeseran garis spektrum (efek Doppler). Dalam sistem biner gerhana, bintang-bintang saling gerhana secara berkala karena orbitnya terletak pada sudut kecil terhadap garis pandang.

Siklus Hidup Bintang di Alam Semesta

Sebuah bintang di alam semesta memulai kehidupannya sebagai awan debu dan gas yang disebut nebula. Gravitasi bintang di dekatnya atau gelombang ledakan supernova dapat menyebabkan nebula menyusut. Unsur-unsur awan gas menyatu menjadi wilayah padat yang disebut protobintang. Akibat kompresi berikutnya, protobintang memanas. Pada akhirnya, ia mencapai massa kritis dan proses nuklir pun dimulai; lambat laun bintang melewati semua fase keberadaannya. Tahap (nuklir) pertama dalam kehidupan sebuah bintang adalah yang terpanjang dan paling stabil. Umur sebuah bintang bergantung pada ukurannya. Bintang-bintang besar menghabiskan bahan bakar vitalnya lebih cepat. Siklus hidup mereka bisa bertahan tidak lebih dari beberapa ratus ribu tahun. Tapi bintang-bintang kecil hidup selama miliaran tahun, karena mereka menghabiskan energinya lebih lambat.

Namun, cepat atau lambat, bahan bakar bintang akan habis, dan kemudian bintang kecil berubah menjadi raksasa merah, dan bintang besar menjadi super raksasa merah. Fase ini akan berlangsung hingga bahan bakar benar-benar habis. Pada momen kritis ini, tekanan internal reaksi nuklir akan melemah dan tidak mampu lagi menyeimbangkan gaya gravitasi, dan akibatnya bintang akan runtuh. Bintang-bintang kecil di alam semesta biasanya berkembang menjadi nebula planet dengan inti terang dan bersinar yang disebut katai putih. Seiring waktu, ia mendingin, berubah menjadi gumpalan materi gelap - katai hitam.

Bagi bintang-bintang besar, segalanya terjadi sedikit berbeda. Selama keruntuhan, mereka melepaskan energi dalam jumlah yang luar biasa, dan ledakan dahsyat melahirkan supernova. Jika magnitudonya 1,4 magnitudo matahari, sayangnya inti tidak akan mampu mempertahankan keberadaannya dan setelah keruntuhan berikutnya, supernova akan menjadi neutron. Materi internal bintang akan terkompresi sedemikian rupa sehingga atom-atomnya membentuk cangkang padat yang terdiri dari neutron. Jika magnitudo bintang tiga kali lipat magnitudo matahari, maka keruntuhannya hanya akan menghancurkannya, menghapusnya dari muka alam semesta. Yang tersisa hanyalah area dengan gravitasi kuat yang dijuluki lubang hitam.

Nebula yang ditinggalkan oleh sebuah bintang di Alam Semesta dapat meluas selama jutaan tahun. Pada akhirnya akan dipengaruhi oleh gravitasi bintang tetangga atau gelombang ledakan supernova dan semuanya akan terulang kembali. Proses ini akan terjadi di seluruh Alam Semesta - siklus kehidupan, kematian, dan kelahiran kembali yang tiada akhir. Hasil dari evolusi bintang ini adalah terbentuknya unsur-unsur berat yang diperlukan untuk kehidupan. Tata surya kita berasal dari nebula generasi kedua atau ketiga, dan karena itu, terdapat unsur-unsur berat di Bumi dan planet lain. Artinya ada kepingan bintang dalam diri kita masing-masing. Semua atom dalam tubuh kita lahir dari sumber atom atau sebagai akibat dari ledakan supernova yang merusak
.

UY Shield yang tampaknya tidak mencolok

Astrofisika modern, dalam kaitannya dengan bintang, tampaknya sedang menghidupkan kembali masa pertumbuhannya. Pengamatan bintang memberikan lebih banyak pertanyaan daripada jawaban. Oleh karena itu, ketika menanyakan bintang mana yang terbesar di Alam Semesta, Anda harus segera bersiap menjawab pertanyaan tersebut. Apakah Anda bertanya tentang bintang terbesar yang diketahui sains, atau tentang batasan sains yang membatasi sebuah bintang? Seperti yang biasanya terjadi, dalam kedua kasus tersebut Anda tidak akan mendapatkan jawaban yang jelas. Kandidat yang paling mungkin untuk menjadi bintang terbesar berbagi posisi yang sama dengan “tetangganya”. Seberapa kecilnya dibandingkan “raja bintang” yang sebenarnya juga masih belum diketahui.

Perbandingan ukuran Matahari dan bintang UY Scuti. Matahari adalah piksel yang hampir tak terlihat di sebelah kiri UY Scutum.

Dengan beberapa syarat, UY Scuti super raksasa dapat disebut sebagai bintang terbesar yang diamati saat ini. Mengapa “dengan reservasi” akan dinyatakan di bawah. UY Scuti berjarak 9.500 tahun cahaya dari kita dan diamati sebagai bintang variabel redup, terlihat melalui teleskop kecil. Menurut para astronom, radiusnya melebihi 1.700 jari-jari matahari, dan selama periode denyut, ukurannya bisa meningkat hingga 2.000.

Ternyata jika bintang seperti itu ditempatkan di tempat Matahari, orbit planet kebumian saat ini akan berada di kedalaman planet super raksasa, dan batas-batas fotosfernya kadang-kadang berbatasan dengan orbitnya. Jika kita membayangkan Bumi kita sebagai sebutir soba, dan Matahari sebagai semangka, maka diameter UY Shield akan sebanding dengan ketinggian menara TV Ostankino.

Untuk terbang mengelilingi bintang seperti itu dengan kecepatan cahaya dibutuhkan waktu 7-8 jam. Ingatlah bahwa cahaya yang dipancarkan Matahari mencapai planet kita hanya dalam 8 menit. Jika Anda terbang dengan kecepatan yang sama dengan satu revolusi mengelilingi bumi yang memakan waktu satu setengah jam, maka penerbangan mengelilingi UY Scuti akan berlangsung sekitar 36 tahun. Sekarang mari kita bayangkan skala ini, mengingat ISS terbang 20 kali lebih cepat dari peluru dan puluhan kali lebih cepat dari pesawat penumpang.

Massa dan luminositas UY Scuti

Perlu dicatat bahwa ukuran UY Shield yang begitu besar benar-benar tidak dapat dibandingkan dengan parameter lainnya. Bintang ini “hanya” 7-10 kali lebih besar dari Matahari. Ternyata kepadatan rata-rata makhluk super raksasa ini hampir satu juta kali lebih rendah dibandingkan kepadatan udara di sekitar kita! Sebagai perbandingan, massa jenis Matahari satu setengah kali lebih tinggi daripada massa jenis air, dan sebutir materi bahkan “berbobot” jutaan ton. Secara kasar, rata-rata materi bintang semacam itu memiliki kepadatan yang sama dengan lapisan atmosfer yang terletak di ketinggian sekitar seratus kilometer di atas permukaan laut. Lapisan ini, disebut juga garis Karman, merupakan batas konvensional antara atmosfer bumi dan ruang angkasa. Ternyata kepadatan UY Shield hanya sedikit di bawah ruang hampa udara!

Juga UY Scutum bukan yang paling cerdas. Dengan luminositasnya sebesar 340.000 matahari, ia puluhan kali lebih redup dibandingkan bintang paling terang. Contoh yang bagus adalah bintang R136, yang merupakan bintang paling masif yang diketahui saat ini (265 massa matahari), hampir sembilan juta kali lebih terang daripada Matahari. Apalagi ukuran bintang hanya 36 kali lebih besar dari Matahari. Ternyata R136 25 kali lebih terang dan kira-kira sama besarnya dengan UY Scuti, meskipun faktanya ia 50 kali lebih kecil dari raksasa.

Parameter fisik UY Shield

Secara keseluruhan, UY Scuti adalah superraksasa merah variabel berdenyut kelas spektral M4Ia. Artinya, pada diagram spektrum-luminositas Hertzsprung-Russell, UY Scuti terletak di pojok kanan atas.

Saat ini, bintang tersebut mendekati tahap akhir evolusinya. Seperti semua raksasa super, ia mulai aktif membakar helium dan beberapa unsur berat lainnya. Menurut model saat ini, dalam hitungan jutaan tahun, UY Scuti akan berturut-turut berubah menjadi bintang super raksasa berwarna kuning, kemudian menjadi bintang variabel biru terang atau bintang Wolf-Rayet. Tahap akhir evolusinya adalah ledakan supernova, di mana bintang tersebut akan melepaskan cangkangnya, kemungkinan besar meninggalkan bintang neutron.

Saat ini UY Scuti sudah menunjukkan aktivitasnya dalam bentuk variabilitas semi-reguler dengan perkiraan periode denyut 740 hari. Mengingat bintang dapat mengubah radiusnya dari 1700 menjadi 2000 jari-jari matahari, kecepatan pemuaian dan kontraksinya sebanding dengan kecepatan pesawat luar angkasa! Kehilangan massanya mencapai tingkat yang mengesankan yaitu 58 juta massa matahari per tahun (atau 19 massa Bumi per tahun). Ini hampir satu setengah massa bumi per bulan. Jadi, karena berada di deret utama jutaan tahun yang lalu, UY Scuti mungkin memiliki massa 25 hingga 40 massa matahari.

Raksasa di antara bintang-bintang

Kembali ke penafian di atas, kami mencatat bahwa keutamaan UY Scuti sebagai bintang terbesar yang diketahui tidak dapat disebut dengan jelas. Faktanya adalah para astronom masih belum dapat menentukan jarak ke sebagian besar bintang dengan tingkat akurasi yang memadai, sehingga memperkirakan ukurannya. Selain itu, bintang-bintang besar biasanya sangat tidak stabil (ingat denyut UY Scuti). Demikian pula, mereka memiliki struktur yang agak kabur. Mereka mungkin memiliki atmosfer yang cukup luas, cangkang gas dan debu buram, piringan, atau bintang pendamping yang besar (misalnya, VV Cephei, lihat di bawah). Tidak mungkin untuk mengatakan dengan tepat di mana letak batas bintang-bintang tersebut. Lagi pula, konsep yang berlaku tentang batas bintang sebagai jari-jari fotosfernya sudah sangat sewenang-wenang.

Oleh karena itu, jumlah ini dapat mencakup sekitar selusin bintang, termasuk NML Cygnus, VV Cephei A, VY Canis Majoris, WOH G64 dan beberapa lainnya. Semua bintang ini terletak di sekitar galaksi kita (termasuk satelitnya) dan dalam banyak hal mirip satu sama lain. Semuanya adalah supergiant merah atau hypergiant (lihat di bawah untuk mengetahui perbedaan antara super dan hyper). Masing-masing akan berubah menjadi supernova dalam beberapa juta, atau bahkan ribuan tahun. Ukurannya juga serupa, terletak pada kisaran 1400-2000 matahari.

Masing-masing bintang ini memiliki kekhasan tersendiri. Jadi di UY Scutum fitur ini adalah variabilitas yang disebutkan sebelumnya. WOH G64 memiliki selubung gas-debu toroidal. Yang sangat menarik adalah bintang variabel gerhana ganda VV Cephei. Ini adalah sistem dekat dari dua bintang, yang terdiri dari hiperraksasa merah VV Cephei A dan bintang deret utama biru VV Cephei B. Pusat bintang-bintang ini terletak satu sama lain pada jarak 17-34 . Mengingat radius VV Cepheus B bisa mencapai 9 AU. (1900 jari-jari matahari), bintang-bintang terletak pada jarak “panjang lengan” satu sama lain. Tandem mereka sangat dekat sehingga seluruh bagian dari raksasa raksasa itu mengalir dengan kecepatan sangat tinggi ke “tetangga kecil” tersebut, yang ukurannya hampir 200 kali lebih kecil darinya.

Mencari seorang pemimpin

Dalam kondisi seperti itu, memperkirakan ukuran bintang sudah menjadi masalah. Bagaimana kita bisa membicarakan ukuran sebuah bintang jika atmosfernya mengalir ke bintang lain, atau dengan mulus berubah menjadi piringan gas dan debu? Padahal bintang itu sendiri terdiri dari gas yang sangat langka.

Selain itu, semua bintang terbesar sangat tidak stabil dan berumur pendek. Bintang-bintang tersebut dapat hidup selama beberapa juta, atau bahkan ratusan ribu tahun. Oleh karena itu, ketika mengamati bintang raksasa di galaksi lain, dapat dipastikan bahwa bintang neutron kini berdenyut di tempatnya atau lubang hitam membengkokkan ruang angkasa, dikelilingi sisa-sisa ledakan supernova. Sekalipun bintang tersebut berjarak ribuan tahun cahaya dari kita, kita tidak dapat sepenuhnya yakin bahwa bintang tersebut masih ada atau tetap merupakan raksasa yang sama.

Mari kita tambahkan ketidaksempurnaan metode modern untuk menentukan jarak ke bintang dan sejumlah masalah yang tidak spesifik. Ternyata bahkan di antara selusin bintang terbesar yang diketahui, mustahil untuk mengidentifikasi pemimpin tertentu dan mengurutkannya berdasarkan ukuran yang semakin besar. Dalam hal ini, UY Shield disebut-sebut sebagai kandidat yang paling mungkin memimpin Sepuluh Besar. Ini tidak berarti bahwa kepemimpinannya tidak dapat disangkal dan, misalnya, NML Cygnus atau VY Canis Majoris tidak bisa lebih hebat darinya. Oleh karena itu, sumber berbeda mungkin menjawab pertanyaan tentang bintang terbesar yang diketahui dengan cara berbeda. Hal ini tidak menunjukkan ketidakmampuan mereka, melainkan fakta bahwa sains tidak dapat memberikan jawaban yang jelas bahkan terhadap pertanyaan langsung seperti itu.

Terbesar di Alam Semesta

Jika sains tidak berusaha untuk memilih bintang terbesar di antara bintang-bintang yang ditemukan, bagaimana kita bisa membicarakan bintang mana yang terbesar di Alam Semesta? Para ilmuwan memperkirakan bahwa jumlah bintang, bahkan di alam semesta yang dapat diamati, sepuluh kali lebih besar daripada jumlah butiran pasir di seluruh pantai di dunia. Tentu saja, teleskop modern yang paling canggih sekalipun dapat melihat bagian yang jauh lebih kecil darinya. Tidak akan membantu dalam pencarian “pemimpin bintang” bahwa bintang-bintang terbesar dapat menonjol karena luminositasnya. Apapun kecerahannya, ia akan memudar saat mengamati galaksi jauh. Selain itu, seperti disebutkan sebelumnya, bintang paling terang bukanlah yang terbesar (misalnya R136).

Ingatlah juga bahwa ketika mengamati sebuah bintang besar di galaksi yang jauh, kita sebenarnya akan melihat “hantunya”. Oleh karena itu, tidak mudah untuk menemukan bintang terbesar di Alam Semesta; mencarinya tidak ada gunanya.

raksasa hiper

Jika bintang terbesar hampir mustahil ditemukan, mungkin ada baiknya mengembangkannya secara teoritis? Artinya, untuk mencari batas tertentu yang setelahnya keberadaan sebuah bintang tidak bisa lagi menjadi bintang. Namun, bahkan di sini ilmu pengetahuan modern menghadapi suatu masalah. Model teoretis modern tentang evolusi dan fisika bintang tidak menjelaskan banyak tentang apa yang sebenarnya ada dan diamati melalui teleskop. Contohnya adalah hypergiant.

Para astronom berulang kali harus menaikkan standar batas massa bintang. Batasan ini pertama kali diperkenalkan pada tahun 1924 oleh astrofisikawan Inggris Arthur Eddington. Setelah memperoleh ketergantungan kubik luminositas bintang pada massanya. Eddington menyadari bahwa sebuah bintang tidak dapat mengakumulasi massa tanpa batas waktu. Kecerahan meningkat lebih cepat daripada massa, dan cepat atau lambat hal ini akan menyebabkan pelanggaran keseimbangan hidrostatik. Tekanan cahaya yang meningkatkan kecerahan akan benar-benar menerbangkan lapisan luar bintang. Batas yang dihitung Eddington adalah 65 massa matahari. Selanjutnya, ahli astrofisika menyempurnakan perhitungannya dengan menambahkan komponen yang belum terhitung dan menggunakan komputer yang canggih. Jadi batas teoritis massa bintang saat ini adalah 150 massa matahari. Sekarang ingatlah bahwa R136a1 memiliki massa 265 massa matahari, hampir dua kali lipat batas teoretisnya!

R136a1 adalah bintang paling masif yang diketahui saat ini. Selain itu, beberapa bintang lain memiliki massa yang cukup besar, yang jumlahnya di galaksi kita dapat dihitung dengan satu tangan. Bintang-bintang seperti itu disebut hypergiant. Perhatikan bahwa R136a1 jauh lebih kecil daripada bintang yang tampaknya berada di kelas lebih rendah - misalnya, UY Scuti yang sangat raksasa. Sebab, bukan bintang terbesar yang disebut hypergiant, melainkan bintang paling masif. Untuk bintang seperti itu, kelas terpisah dibuat pada diagram spektrum-luminositas (O), yang terletak di atas kelas super raksasa (Ia). Massa awal pasti dari sebuah raksasa raksasa belum diketahui, tetapi biasanya massanya melebihi 100 massa matahari. Tak satu pun dari bintang-bintang terbesar di Sepuluh Besar yang mampu mencapai batas tersebut.

Jalan buntu teoritis

Ilmu pengetahuan modern tidak dapat menjelaskan sifat keberadaan bintang yang massanya melebihi 150 massa matahari. Hal ini menimbulkan pertanyaan tentang bagaimana seseorang dapat menentukan batas teoritis ukuran bintang jika jari-jari sebuah bintang, tidak seperti massa, merupakan konsep yang kabur.

Mari kita pertimbangkan fakta bahwa tidak diketahui secara pasti seperti apa bintang-bintang generasi pertama, dan seperti apa jadinya selama evolusi selanjutnya di Alam Semesta. Perubahan komposisi dan sifat logam bintang dapat menyebabkan perubahan radikal pada strukturnya. Para ahli astrofisika belum memahami kejutan yang akan dihadirkan oleh pengamatan lebih lanjut dan penelitian teoretis. Sangat mungkin bahwa UY Scuti akan menjadi remah nyata dengan latar belakang “bintang raja” hipotetis yang bersinar di suatu tempat atau akan bersinar di sudut terjauh Alam Semesta kita.

> Bintang

Bintang– bola gas masif: sejarah pengamatan, nama-nama di Alam Semesta, klasifikasi dengan foto, kelahiran bintang, perkembangan, bintang ganda, daftar yang paling terang.

Bintang- benda langit dan bola plasma raksasa yang bersinar. Ada miliaran bintang di galaksi Bima Sakti kita saja, termasuk Matahari. Belum lama ini kita mengetahui bahwa beberapa di antaranya juga memiliki planet.

Sejarah pengamatan bintang

Sekarang Anda dapat dengan mudah membeli teleskop dan mengamati langit malam atau menggunakan teleskop secara online di website kami. Sejak zaman kuno, bintang-bintang di langit telah memainkan peran penting dalam banyak kebudayaan. Mereka dicatat tidak hanya dalam mitos dan cerita keagamaan, tetapi juga berfungsi sebagai alat navigasi pertama. Itulah sebabnya astronomi dianggap sebagai salah satu ilmu tertua. Munculnya teleskop dan penemuan hukum gerak dan gravitasi pada abad ke-17 membantu memahami bahwa semua bintang mirip dengan kita, dan karenanya mematuhi hukum fisika yang sama.

Penemuan fotografi dan spektroskopi pada abad ke-19 (studi tentang panjang gelombang cahaya yang dipancarkan benda) memberikan wawasan tentang komposisi bintang dan prinsip gerak (penciptaan astrofisika). Teleskop radio pertama muncul pada tahun 1937. Dengan bantuannya dimungkinkan untuk menemukan radiasi bintang yang tidak terlihat. Dan pada tahun 1990, teleskop luar angkasa Hubble pertama diluncurkan, yang mampu memperoleh gambaran alam semesta terdalam dan terinci (foto Hubble berkualitas tinggi untuk berbagai benda langit dapat ditemukan di situs web kami).

Nama bintang-bintang di Alam Semesta

Manusia zaman dahulu tidak memiliki keunggulan teknis seperti kita, sehingga mereka mengenali gambar berbagai makhluk di benda langit. Ini adalah konstelasi yang mitos-mitosnya disusun untuk mengingat nama-namanya. Apalagi hampir semua nama tersebut masih dipertahankan dan digunakan sampai sekarang.

Di dunia modern, ada (12 di antaranya termasuk dalam zodiak). Bintang paling terang disebut "alpha", yang kedua disebut "beta", dan yang ketiga disebut "gamma". Dan ini berlanjut hingga akhir alfabet Yunani. Ada bintang yang melambangkan bagian tubuh. Misalnya, bintang Orion yang paling terang (Alpha Orionis) adalah “lengan (ketiak) raksasa”.

Jangan lupa, selama ini banyak sekali katalog yang disusun, yang sebutannya masih digunakan sampai sekarang. Misalnya, Katalog Henry Draper menawarkan klasifikasi spektral dan posisi untuk 272.150 bintang. Sebutan Betelgeuse adalah HD 39801.

Tapi ada banyak sekali bintang di langit, jadi untuk bintang baru mereka menggunakan singkatan yang menunjukkan jenis atau katalog bintang. Misalnya PSR J1302-6350 adalah pulsar (PSR), J menggunakan sistem koordinat J2000, dan dua kelompok angka terakhir merupakan koordinat dengan kode lintang dan bujur.

Apakah semua bintang sama? Nah, jika diamati tanpa menggunakan teknologi, kecerahannya hanya berbeda sedikit. Tapi ini hanyalah bola gas yang sangat besar, bukan? Tidak terlalu. Faktanya, bintang memiliki klasifikasi berdasarkan ciri-ciri utamanya.

Di antara perwakilannya Anda dapat menemukan raksasa biru dan katai coklat kecil. Terkadang Anda menemukan bintang aneh, seperti bintang neutron. Menyelami Alam Semesta tidak mungkin dilakukan tanpa memahami hal-hal ini, jadi mari kita lihat lebih dekat jenis-jenis bintang.

Sebagian besar bintang di alam semesta berada pada tahap deret utama. Anda dapat mengingat Matahari, Alpha Centauri A dan Sirus. Mereka dapat berbeda secara radikal dalam skala, besaran dan kecerahan, namun mereka melakukan proses yang sama: mereka mengubah hidrogen menjadi helium. Hal ini menghasilkan lonjakan energi yang sangat besar. Bintang seperti itu mengalami sensasi keseimbangan hidrostatik. Gravitasi menyebabkan benda menyusut, namun fusi nuklir mendorongnya keluar. Gaya-gaya ini bekerja secara seimbang, dan bintang berhasil mempertahankan bentuk bolanya. Besar kecilnya tergantung besarnya. Garis tersebut bermassa 80 Jupiter. Ini adalah tanda minimum yang memungkinkan untuk mengaktifkan proses peleburan. Namun secara teori, massa maksimumnya adalah 100 massa matahari.

Jika tidak ada bahan bakar, maka bintang tersebut tidak lagi memiliki massa yang cukup untuk memperpanjang fusi nuklir. Ia berubah menjadi katai putih. Tekanan eksternal tidak berfungsi, dan ukurannya menyusut karena gravitasi. Katai tersebut terus bersinar karena suhu panas masih ada. Saat mendingin, ia akan mencapai suhu latar belakang. Ini akan memakan waktu ratusan miliar tahun, jadi untuk saat ini mustahil menemukan satu perwakilan pun. Sistem planet katai putih Ahli astrofisika Roman Rafikov tentang piringan di sekitar katai putih, cincin Saturnus, dan masa depan tata surya Bintang kompak Ahli astrofisika Alexander Potekhin tentang katai putih, paradoks kepadatan, dan bintang neutron:

Cepheid merupakan bintang yang telah mengalami evolusi dari deret utama hingga jalur ketidakstabilan Cepheid. Ini adalah bintang-bintang berdenyut radio biasa dengan hubungan nyata antara periodisitas dan luminositas. Para ilmuwan menghargai mereka karena hal ini, karena mereka adalah penolong yang sangat baik dalam menentukan jarak di ruang angkasa. Mereka juga menunjukkan variasi kecepatan radial yang konsisten dengan kurva fotometrik. Yang lebih terang menunjukkan periodisitas yang panjang. Perwakilan klasik adalah raksasa super, yang massanya 2-3 kali massa Matahari. Mereka sedang dalam proses pembakaran bahan bakar selama tahap deret utama dan berubah menjadi raksasa merah, melewati garis ketidakstabilan Cepheid.

Lebih tepatnya, konsep “bintang ganda” tidak mencerminkan gambaran sebenarnya. Faktanya, di hadapan kita ada sistem bintang yang diwakili oleh dua bintang yang berputar mengelilingi pusat massa yang sama. Banyak orang yang salah mengira dua objek yang tampak berdekatan jika diamati dengan mata telanjang adalah bintang ganda. Para ilmuwan mendapat manfaat dari benda-benda ini karena membantu menghitung massa masing-masing partisipan. Saat mereka bergerak dalam orbit yang sama, perhitungan gravitasi Newton memungkinkan massa dihitung dengan akurasi yang luar biasa. Beberapa kategori dapat dibedakan menurut sifat visualnya: okultisme, biner visual, biner spektroskopi, dan astrometri. Bintang gerhana adalah bintang yang orbitnya membentuk garis horizontal dari titik pengamatan. Artinya, seseorang melihat gerhana ganda pada satu bidang (Algol). Visual - dua bintang yang dapat dilihat dengan menggunakan teleskop. Jika salah satu dari mereka bersinar sangat terang, akan sulit untuk memisahkan yang kedua.

Pembentukan bintang

Mari kita lihat lebih dekat proses kelahiran bintang. Pertama kita melihat awan raksasa yang berputar perlahan berisi hidrogen dan helium. Gravitasi internal menyebabkannya melengkung ke dalam, menyebabkannya berputar lebih cepat. Bagian luar diubah menjadi disk, dan bagian dalam menjadi cluster bola. Bahannya terurai, menjadi lebih panas dan padat. Segera protobintang berbentuk bola muncul. Ketika panas dan tekanan meningkat hingga 1 juta °C, inti atom melebur dan bintang baru terbakar. Fusi nuklir mengubah sejumlah kecil massa atom menjadi energi (1 gram massa diubah menjadi energi setara dengan ledakan 22.000 ton TNT). Tonton juga penjelasannya di video untuk lebih memahami masalah kelahiran dan perkembangan bintang.

Evolusi awan protobintang

Astronom Dmitry Vibe tentang aktualisme, awan molekuler, dan kelahiran bintang:

Kelahiran Bintang

Astronom Dmitry Vibe tentang protobintang, penemuan spektroskopi dan model gravoturbulen pembentukan bintang:

Flare pada bintang-bintang muda

Astronom Dmitry Vibe tentang supernova, jenis bintang muda, dan wabah di konstelasi Orion:

Evolusi bintang

Berdasarkan massa sebuah bintang, seluruh jalur evolusinya dapat ditentukan saat ia melewati tahapan berpola tertentu. Ada bintang dengan massa menengah (seperti Matahari) 1,5-8 kali massa matahari, lebih dari 8, dan juga hingga setengah massa matahari. Menariknya, semakin besar massa sebuah bintang, semakin pendek umurnya. Jika jaraknya kurang dari sepersepuluh Matahari, maka objek tersebut termasuk dalam kategori katai coklat (tidak dapat memicu fusi nuklir).

Sebuah benda bermassa menengah mulai hidup sebagai awan dengan lebar 100.000 tahun cahaya. Untuk menjadi protobintang, suhunya harus 3725°C. Setelah fusi hidrogen dimulai, T Tauri, sebuah variabel dengan fluktuasi kecerahan, dapat terbentuk. Proses penghancuran selanjutnya akan memakan waktu 10 juta tahun. Selanjutnya, perluasannya akan diimbangi oleh kompresi gravitasi, dan ia akan muncul sebagai bintang deret utama, yang menerima energi dari fusi hidrogen di intinya. Gambar di bawah menunjukkan semua tahapan dan transformasi dalam proses evolusi bintang.

Setelah semua hidrogen melebur menjadi helium, gravitasi akan menghancurkan materi tersebut hingga ke inti, memicu proses pemanasan yang cepat. Lapisan luarnya mengembang dan mendingin, dan bintang menjadi raksasa merah. Selanjutnya, helium mulai melebur. Saat mengering, inti berkontraksi dan menjadi lebih panas, sehingga cangkangnya melebar. Pada suhu maksimum, lapisan luarnya tertiup angin, menyisakan katai putih (karbon dan oksigen) yang suhunya mencapai 100.000 °C. Tidak ada lagi bahan bakar, jadi pendinginan terjadi secara bertahap. Setelah miliaran tahun, mereka mengakhiri hidup mereka sebagai katai hitam.

Proses pembentukan dan kematian bintang bermassa tinggi terjadi dengan sangat cepat. Hanya membutuhkan waktu 10.000-100.000 tahun untuk berpindah dari protobintang. Selama deret utama, ini adalah objek panas dan berwarna biru (1000 hingga satu juta kali lebih terang dari Matahari dan 10 kali lebih lebar). Selanjutnya kita melihat raksasa merah mulai menggabungkan karbon menjadi unsur-unsur yang lebih berat (10.000 tahun). Akibatnya terbentuklah inti besi selebar 6000 km yang radiasi nuklirnya tidak mampu lagi menahan gaya gravitasi.

Saat bintang mendekati 1,4 massa matahari, tekanan elektron tidak dapat lagi mencegah inti dari keruntuhan. Karena itu, supernova pun terbentuk. Ketika dihancurkan, suhu meningkat hingga 10 miliar °C, memecah besi menjadi neutron dan neutrino. Hanya dalam hitungan detik, inti tersebut runtuh hingga selebar 10 km dan kemudian meledak dalam supernova Tipe II.

Jika inti yang tersisa mencapai kurang dari 3 massa matahari, ia akan berubah menjadi bintang neutron (praktis hanya terdiri dari neutron). Jika ia berputar dan memancarkan gelombang radio, maka ia adalah . Jika intinya lebih dari 3 massa matahari, maka tidak ada yang bisa menghentikannya dari kehancuran dan transformasi menjadi .

Sebuah bintang bermassa rendah membakar cadangan bahan bakarnya dengan sangat lambat sehingga memerlukan waktu 100 miliar hingga 1 triliun tahun untuk menjadi bintang deret utama. Namun usia Alam Semesta mencapai 13,7 miliar tahun, yang berarti bintang-bintang tersebut belum mati. Para ilmuwan telah menemukan bahwa katai merah ini tidak ditakdirkan untuk bergabung dengan apa pun selain hidrogen, yang berarti mereka tidak akan pernah tumbuh menjadi raksasa merah. Akibatnya, nasib mereka mendingin dan bertransformasi menjadi katai hitam.

Reaksi termonuklir dan benda padat

Ahli astrofisika Valery Suleymanov tentang pemodelan atmosfer, “perdebatan besar” dalam astronomi dan penggabungan bintang neutron:

Ahli astrofisika Sergei Popov tentang jarak ke bintang, pembentukan lubang hitam, dan paradoks Olbers:

Kita terbiasa dengan sistem kita yang hanya diterangi oleh satu bintang. Namun ada sistem lain di mana dua bintang di langit mengorbit relatif satu sama lain. Lebih tepatnya, hanya 1/3 dari bintang mirip Matahari yang letaknya sendiri, dan 2/3nya merupakan bintang ganda. Misalnya, Proxima Centauri adalah bagian dari sistem ganda yang mencakup Alpha Centauri A dan B. Sekitar 30% bintang adalah kelipatan.

Tipe ini terbentuk ketika dua protobintang berkembang berdampingan. Salah satunya akan menjadi lebih kuat dan mulai mempengaruhi gravitasi, menciptakan perpindahan massa. Jika yang satu tampak sebagai raksasa, dan yang kedua sebagai bintang neutron atau lubang hitam, maka kita dapat mengharapkan munculnya sistem biner sinar-X, di mana materi akan memanas dengan sangat kuat - 555500 °C. Di hadapan katai putih, gas dari pendampingnya bisa menyala sebagai nova. Secara berkala, gas katai tersebut terakumulasi dan dapat langsung bergabung, menyebabkan bintang tersebut meledak dalam supernova Tipe I, yang mampu melampaui galaksi dengan kecemerlangannya selama beberapa bulan.

Bintang ganda relativistik

Ahli astrofisika Sergei Popov tentang pengukuran massa bintang, lubang hitam, dan sumber yang sangat kuat:

Sifat bintang ganda

Ahli astrofisika Sergei Popov tentang nebula planet, katai helium putih, dan gelombang gravitasi:

Ciri-ciri bintang

Kecerahan

Magnitudo dan luminositas digunakan untuk menggambarkan kecerahan benda langit bintang. Konsep besaran sudah ada sejak karya Hipparchus pada tahun 125 SM. Dia memberi nomor pada kelompok bintang berdasarkan kecerahan yang terlihat. Yang paling terang adalah magnitudo pertama, dan seterusnya sampai magnitudo keenam. Namun, jarak antara dan sebuah bintang dapat mempengaruhi cahaya tampak, jadi sekarang mereka menambahkan deskripsi kecerahan sebenarnya – nilai absolut. Ia dihitung menggunakan magnitudo tampak seolah-olah jaraknya 32,6 tahun cahaya dari Bumi. Skala magnitudo modern naik di atas enam dan turun di bawah satu (magnitudo nyata mencapai -1,46). Di bawah ini Anda dapat mempelajari daftar bintang paling terang di langit dari sudut pandang pengamat Bumi.

Daftar bintang paling terang yang terlihat dari Bumi

№	Nama	Jarak, St. bertahun-tahun	Nilai nyata	Nilai mutlak	Kelas spektral	Belahan bumi langit
0		0,0000158	−26,72	4,8	G2V
1		8,6	−1,46	1,4	A1Vm	Selatan
2		310	−0,72	−5,53	A9II	Selatan
3		4,3	−0,27	4,06	G2V+K1V	Selatan
4		34	−0,04	−0,3	K1.5IIIp	Sebelah utara
5		25	0,03 (variabel)	0,6	A0Va	Sebelah utara
6		41	0,08	−0,5	G6III + G2III	Sebelah utara
7		~870	0,12 (variabel)	−7	B8Iae	Selatan
8		11,4	0,38	2,6	F5IV-V	Sebelah utara
9		69	0,46	−1,3	B3Vnp	Selatan
10		~530	0,50 (variabel)	−5,14	M2Iab	Sebelah utara
11		~400	0,61 (variabel)	−4,4	B1III	Selatan
12		16	0,77	2,3	A7Vn	Sebelah utara
13		~330	0,79	−4,6	B0.5Iv + B1Vn	Selatan
14		60	0,85 (variabel)	−0,3	K5III	Sebelah utara
15		~610	0,96 (variabel)	−5,2	M1.5Iab	Selatan
16		250	0,98 (variabel)	−3,2	B1V	Selatan
17		40	1,14	0,7	K0IIIb	Sebelah utara
18		22	1,16	2,0	A3Va	Selatan
19		~290	1,25 (variabel)	−4,7	B0.5III	Selatan
20		~1550	1,25	−7,2	A2Ia	Sebelah utara
21		69	1,35	−0,3	B7Vn	Sebelah utara
22		~400	1,50	−4,8	B2II	Selatan
23		49	1,57	0,5	A1V+A2V	Sebelah utara
24		120	1,63 (variabel)	−1,2	M3.5III	Selatan
25		330	1,63 (variabel)	−3,5	B1.5IV	Selatan

Bintang terkenal lainnya:

Luminositas suatu bintang adalah laju pelepasan energi. Ini diukur dengan membandingkan dengan kecerahan matahari. Misalnya Alpha Centauri A 1,3 kali lebih terang dari Matahari. Untuk membuat perhitungan yang sama dalam besaran absolut, Anda harus memperhitungkan bahwa 5 pada skala absolut setara dengan 100 pada tanda luminositas. Kecerahan tergantung pada suhu dan ukuran.

Warna

Anda mungkin telah memperhatikan bahwa warna bintang bervariasi, yang sebenarnya bergantung pada suhu permukaan.

Kelas	Suhu,K	warna sebenarnya	Warna yang terlihat	Fitur utama
HAI	30 000-60 000	biru	biru	Garis lemah hidrogen netral, helium, helium terionisasi, kalikan Si, C, N terionisasi.
B	10 000-30 000	putih biru	putih-biru dan putih	Garis serapan helium dan hidrogen. Lemahnya garis H dan K pada Ca II.
A	7500-10 000	putih	putih	Deret Balmer Kuat, garis H dan K dari Ca II menguat menuju kelas F. Selain itu, mendekati kelas F, garis-garis logam mulai bermunculan
F	6000-7500	kuning-putih	putih	Garis H dan K pada Ca II, garis logam, kuat. Garis hidrogen mulai melemah. Muncul garis Ca I. Pita G yang dibentuk oleh garis Fe, Ca dan Ti muncul dan menguat.
G	5000-6000	kuning	kuning	Garis H dan K pada Ca II sangat kuat. Garis Ca I dan banyak garis logam. Garis hidrogen terus melemah, dan pita molekul CH dan CN muncul.
K	3500-5000	oranye	oranye kekuningan	Garis metal dan pita G sangat kuat. Garis hidrogen hampir tidak terlihat. Pita serapan TiO muncul.
M	2000-3500	merah	oranye-merah	Pita TiO dan molekul lainnya sangat kuat. Band G melemah. Garis logam masih terlihat.

Setiap bintang mempunyai satu warna tetapi menghasilkan spektrum yang luas, termasuk semua jenis radiasi. Berbagai unsur dan senyawa menyerap dan memancarkan warna atau panjang gelombang warna. Dengan mempelajari spektrum bintang, Anda dapat memahami komposisinya.

Suhu permukaan

Suhu benda langit bintang diukur dalam satuan Kelvin dengan suhu nol -273,15 °C. Suhu bintang merah tua adalah 2500K, bintang merah terang 3500K, bintang kuning 5500K, dan bintang biru suhu 10.000K hingga 50.000K. Suhu sebagian dipengaruhi oleh massa, kecerahan, dan warna.

Ukuran

Ukuran benda luar angkasa bintang ditentukan dibandingkan dengan jari-jari matahari. Alpha Centauri A memiliki jari-jari matahari 1,05. Ukurannya mungkin berbeda-beda. Misalnya, bintang neutron lebarnya mencapai 20 km, tetapi bintang super raksasa berukuran 1000 kali diameter Matahari. Ukuran mempengaruhi kecerahan bintang (luminositas sebanding dengan kuadrat radius). Pada gambar di bawah ini Anda dapat melihat perbandingan ukuran bintang di Alam Semesta, termasuk perbandingan dengan parameter planet-planet di Tata Surya.

Ukuran perbandingan bintang

Berat

Di sini juga, semuanya dihitung dibandingkan dengan parameter matahari. Massa Alpha Centauri A adalah 1,08 matahari. Bintang dengan massa yang sama mungkin tidak akan menyatu ukurannya. Massa suatu bintang mempengaruhi suhunya.