Apa saja sumber energi bintang? Proses apa yang mendukung "kehidupan" bintang? Berikan ide tentang evolusi bintang biasa dan raksasa merah, jelaskan proses yang terjadi di interiornya. Bagaimana prospek evolusi Matahari?
Seperti semua benda di alam, bintang tidak tetap tidak berubah, mereka lahir, berevolusi, dan akhirnya "mati". Untuk melacak jalur kehidupan bintang dan memahami bagaimana mereka menua, perlu untuk mengetahui bagaimana mereka muncul. Astronomi modern memiliki sejumlah besar argumen yang mendukung pernyataan bahwa bintang-bintang terbentuk oleh kondensasi awan dari medium antarbintang debu-gas. Proses pembentukan bintang dari medium ini berlanjut hingga saat ini. Klarifikasi keadaan ini adalah salah satu pencapaian terbesar astronomi modern. Sampai baru-baru ini, diyakini bahwa semua bintang terbentuk hampir bersamaan, beberapa miliar tahun yang lalu. Runtuhnya ide-ide metafisika ini pertama-tama difasilitasi oleh kemajuan astronomi observasional dan perkembangan teori struktur dan evolusi bintang-bintang. Akibatnya, menjadi jelas bahwa banyak bintang yang diamati adalah objek yang relatif muda, dan beberapa di antaranya muncul ketika sudah ada manusia di Bumi.
Inti dari masalah evolusi bintang adalah pertanyaan tentang sumber energinya. Memang, dari mana, misalnya, dari mana datangnya sejumlah besar energi yang diperlukan untuk mempertahankan radiasi matahari pada tingkat yang diamati selama beberapa miliar tahun? Setiap detik Matahari memancarkan 4*10 33 erg, dan selama 3 miliar tahun ia memancarkan 4*10 50 erg. Tidak ada keraguan bahwa usia Matahari adalah sekitar 5 miliar tahun. Ini mengikuti setidaknya dari perkiraan modern usia Bumi dengan berbagai metode radioaktif. Tidak mungkin Matahari "lebih muda" dari Bumi.
Kemajuan dalam fisika nuklir memungkinkan untuk memecahkan masalah sumber energi bintang sedini akhir tiga puluhan abad kita. Sumber seperti itu adalah reaksi fusi termonuklir yang terjadi di bagian dalam bintang pada suhu yang sangat tinggi yang berlaku di sana (berurutan sepuluh juta derajat). Sebagai hasil dari reaksi-reaksi ini, yang lajunya sangat bergantung pada suhu, proton diubah menjadi inti helium, dan energi yang dilepaskan perlahan-lahan "bocor" melalui interior bintang dan, akhirnya, diubah secara signifikan, terpancar ke ruang dunia. Ini adalah sumber yang sangat kuat. Jika kita berasumsi bahwa pada awalnya Matahari hanya terdiri dari hidrogen, yang sebagai hasil reaksi termonuklir sepenuhnya berubah menjadi helium, maka jumlah energi yang dilepaskan akan menjadi sekitar 10 52 erg.
Jadi, untuk mempertahankan radiasi pada tingkat yang diamati selama miliaran tahun, cukup bagi Matahari untuk "menghabiskan" tidak lebih dari 10% dari pasokan awal hidrogennya. Sekarang kita bisa menyajikan gambaran evolusi beberapa bintang sebagai berikut. Untuk beberapa alasan (beberapa di antaranya dapat ditentukan), awan medium debu-gas antarbintang mulai mengembun. Segera (tentu saja, dalam skala astronomi!) di bawah pengaruh gaya gravitasi universal, bola gas buram yang relatif padat terbentuk dari awan ini. Sebenarnya, bola ini belum bisa disebut bintang, karena di daerah pusatnya suhu tidak cukup untuk memulai reaksi termonuklir. Tekanan gas di dalam bola belum mampu mengimbangi gaya tarik-menarik masing-masing bagiannya, sehingga akan terus-menerus dimampatkan.
Beberapa astronom dulu percaya bahwa "protobintang" seperti itu diamati di masing-masing nebula sebagai formasi kompak yang sangat gelap, yang disebut globules. Keberhasilan radio astronomi, bagaimanapun, memaksa kami untuk meninggalkan sudut pandang yang agak naif ini. Biasanya tidak satu protobintang terbentuk pada saat yang sama, tetapi kelompok mereka yang kurang lebih banyak. Di masa depan, kelompok-kelompok ini menjadi asosiasi dan gugus bintang, yang dikenal oleh para astronom. Sangat mungkin bahwa pada tahap awal evolusi sebuah bintang, gumpalan massa yang lebih kecil terbentuk di sekitarnya, yang kemudian secara bertahap berubah menjadi planet.
Ketika protobintang berkontraksi, suhunya naik, dan sebagian besar energi potensial yang dilepaskan terpancar ke ruang sekitarnya. Karena dimensi bola gas yang mengerut sangat besar, radiasi per satuan luas permukaannya akan dapat diabaikan. Karena fluks radiasi dari satu unit permukaan sebanding dengan pangkat empat suhu (hukum Stefan-Boltzmann), suhu lapisan permukaan bintang relatif rendah, sedangkan luminositasnya hampir sama dengan bintang biasa. dengan massa yang sama. Oleh karena itu, pada diagram "spektrum-luminositas", bintang-bintang tersebut akan ditempatkan di sebelah kanan deret utama, yaitu mereka akan jatuh ke wilayah raksasa merah atau katai merah, tergantung pada nilai massa awalnya.
Di masa depan, protobintang terus menyusut. Dimensinya menjadi lebih kecil, dan suhu permukaan meningkat, akibatnya spektrum menjadi semakin "awal". Dengan demikian, bergerak di sepanjang diagram "spektrum - luminositas", protobintang "duduk" agak cepat di deret utama. Selama periode ini, suhu bagian dalam bintang sudah cukup untuk memulai reaksi termonuklir di sana. Pada saat yang sama, tekanan gas di dalam bintang masa depan menyeimbangkan daya tarik, dan bola gas berhenti menyusut. Protobintang menjadi bintang.
Dibutuhkan waktu yang relatif sedikit bagi protobintang untuk melewati tahap awal evolusi mereka. Jika, misalnya, massa protobintang lebih besar dari massa matahari, hanya diperlukan beberapa juta tahun; jika kurang, beberapa ratus juta tahun. Karena waktu evolusi protobintang relatif singkat, sulit untuk mendeteksi fase awal perkembangan bintang. Namun demikian, bintang-bintang pada tahap ini, tampaknya, diamati. Kita berbicara tentang bintang T Tauri yang sangat menarik, biasanya terbenam dalam nebula gelap.
Begitu berada di deret utama dan berhenti menyusut, bintang itu memancar untuk waktu yang lama secara praktis tanpa mengubah posisinya pada diagram "spektrum - luminositas". Radiasinya didukung oleh reaksi termonuklir yang terjadi di wilayah tengah. Dengan demikian, deret utama, seolah-olah, adalah tempat kedudukan titik-titik pada diagram "spektrum - luminositas", di mana sebuah bintang (bergantung pada massanya) dapat memancar untuk waktu yang lama dan terus-menerus karena reaksi termonuklir. Posisi bintang pada deret utama ditentukan oleh massanya. Perlu dicatat bahwa ada satu parameter lagi yang menentukan posisi keseimbangan bintang yang memancar pada diagram "spektrum-luminositas". Parameter ini adalah komposisi kimia awal bintang. Jika kelimpahan relatif unsur-unsur berat berkurang, bintang akan "jatuh" pada diagram di bawah ini. Keadaan inilah yang menjelaskan keberadaan urutan subdwarfs.
Seperti disebutkan di atas, kelimpahan relatif unsur-unsur berat di bintang-bintang ini sepuluh kali lebih sedikit daripada di bintang-bintang deret utama.
Waktu tinggal bintang pada deret utama ditentukan oleh massa awalnya. Jika massanya besar, radiasi bintang memiliki kekuatan besar, dan dengan cepat menghabiskan cadangan "bahan bakar" hidrogennya. Sebagai contoh, bintang deret utama dengan massa beberapa puluh kali lebih besar dari massa matahari (ini adalah raksasa biru panas dari tipe spektral O) dapat memancar dengan stabil saat berada di deret ini hanya beberapa juta tahun, sedangkan bintang dengan deret massa dekat dengan matahari, berada di urutan utama 10-15 miliar tahun.
"Pembakaran" hidrogen (yaitu, transformasinya menjadi helium dalam reaksi termonuklir) hanya terjadi di daerah pusat bintang. Ini dijelaskan oleh fakta bahwa materi bintang bercampur hanya di daerah pusat bintang, tempat reaksi nuklir berlangsung, sementara lapisan luar menjaga kandungan relatif hidrogen tidak berubah. Karena jumlah hidrogen di daerah pusat bintang terbatas, cepat atau lambat (bergantung pada massa bintang) hampir semuanya akan "terbakar habis" di sana.
Perhitungan menunjukkan bahwa massa dan jari-jari wilayah pusatnya, di mana reaksi nuklir berlangsung, secara bertahap berkurang, sementara bintang perlahan-lahan bergerak ke kanan dalam diagram "spektrum - luminositas". Proses ini terjadi jauh lebih cepat pada bintang yang relatif masif. Jika kita membayangkan sekelompok bintang berevolusi yang terbentuk secara bersamaan, maka seiring waktu urutan utama pada diagram "spektrum - luminositas", yang dibangun untuk kelompok ini, akan, seolah-olah, membengkok ke kanan.
Apa yang akan terjadi pada sebuah bintang ketika semua (atau hampir semua) hidrogen di intinya "terbakar habis"? Karena pelepasan energi di daerah pusat bintang berhenti, suhu dan tekanan di sana tidak dapat dipertahankan pada tingkat yang diperlukan untuk melawan gaya gravitasi yang menekan bintang. Inti bintang akan mulai menyusut, dan suhunya akan naik. Daerah panas yang sangat padat terbentuk, terdiri dari helium (di mana hidrogen telah berubah) dengan sedikit campuran elemen yang lebih berat. Gas dalam keadaan ini disebut "merosot". Ini memiliki sejumlah properti menarik, yang tidak bisa kita bahas di sini. Di daerah panas yang padat ini, reaksi nuklir tidak akan terjadi, tetapi reaksi tersebut akan berlangsung cukup intensif di pinggiran nukleus, dalam lapisan yang relatif tipis. Perhitungan menunjukkan bahwa luminositas bintang dan ukurannya akan mulai tumbuh. Bintang, seolah-olah, "membengkak" dan mulai "turun" dari deret utama, bergerak ke daerah raksasa merah. Selanjutnya, ternyata bintang raksasa dengan kelimpahan elemen berat yang lebih rendah akan memiliki luminositas yang lebih tinggi untuk ukuran yang sama. Ketika sebuah bintang masuk ke tahap raksasa merah, laju evolusinya meningkat secara signifikan.
Pertanyaan selanjutnya adalah apa yang akan terjadi pada bintang ketika reaksi helium-karbon di daerah pusat telah habis dengan sendirinya, serta reaksi hidrogen di lapisan tipis yang mengelilingi inti padat yang panas? Tahap evolusi apa yang akan terjadi setelah tahap raksasa merah? Totalitas data pengamatan, serta sejumlah pertimbangan teoretis, menunjukkan bahwa pada tahap evolusi bintang ini, yang massanya kurang dari 1,2 massa matahari, sebagian besar massanya, yang membentuk kulit terluarnya, "tetes."
Jadi, karena ketidakstabilan spesifik yang dijelaskan di atas, gerakan gas skala besar terjadi di lapisan konvektif bintang. Massa gas yang lebih panas naik dari bawah ke atas, sedangkan massa yang lebih dingin tenggelam. Ada proses intensif pencampuran zat. Perhitungan menunjukkan, bagaimanapun, bahwa perbedaan suhu unsur-unsur bergerak dari gas dan lingkungan benar-benar dapat diabaikan, hanya sekitar 1 K - dan ini pada suhu zat perut urutan sepuluh juta kelvin! Ini dijelaskan oleh fakta bahwa konveksi itu sendiri cenderung menyamakan suhu lapisan. Kecepatan rata-rata massa gas yang naik dan turun juga tidak signifikan - hanya sekitar beberapa puluh meter per detik. Hal ini berguna untuk membandingkan kecepatan ini dengan kecepatan termal atom hidrogen terionisasi di bagian dalam bintang, yang berada di urutan beberapa ratus kilometer per detik. Karena kecepatan pergerakan gas yang berpartisipasi dalam konveksi adalah puluhan ribu kali lebih kecil daripada kecepatan termal partikel materi bintang, tekanan yang disebabkan oleh aliran konveksi hampir satu miliar kali lebih kecil dari tekanan gas biasa. Ini berarti bahwa konveksi sama sekali tidak berpengaruh pada kesetimbangan hidrostatik materi interior bintang, yang ditentukan oleh persamaan gaya tekanan gas dan gravitasi.
Seseorang seharusnya tidak menganggap konveksi sebagai semacam proses yang teratur, di mana area kenaikan gas secara teratur bergantian dengan area penurunannya. Sifat gerak konvektif bukanlah “laminar”, melainkan “bergejolak”; yaitu, sangat kacau, berubah secara acak dalam ruang dan waktu. Sifat kacau dari pergerakan massa gas mengarah pada pencampuran materi yang sempurna. Artinya komposisi kimia daerah bintang yang diliputi gerak konvektif harus seragam. Keadaan terakhir sangat penting untuk banyak masalah evolusi bintang. Misalnya, jika sebagai akibat dari reaksi nuklir di bagian terpanas (tengah) zona konvektif, komposisi kimianya telah berubah (misalnya, ada lebih sedikit hidrogen, beberapa di antaranya telah berubah menjadi helium), maka dalam waktu singkat perubahan ini akan menyebar ke seluruh zona konvektif. Dengan demikian, panas nuklir "segar" dapat terus memasuki "zona reaksi nuklir" - wilayah pusat bintang, yang, tentu saja, sangat penting untuk evolusi bintang. Pada saat yang sama, mungkin ada situasi di mana tidak ada konveksi di pusat, daerah terpanas bintang, yang mengarah pada evolusi perubahan radikal dalam komposisi kimia daerah ini. Ini akan dibahas secara lebih rinci dalam Bagian 12.
Dalam 3, kami telah mengatakan bahwa reaksi termonuklir adalah sumber energi untuk Matahari dan bintang-bintang, yang memastikan luminositas mereka selama periode waktu "kosmogonik" raksasa, yang dihitung untuk bintang-bintang dengan massa yang tidak terlalu besar dalam miliaran tahun. Sekarang kita akan membahas masalah penting ini secara lebih rinci.
Fondasi teori struktur internal bintang diletakkan oleh Eddington bahkan ketika sumber energinya tidak diketahui. Kita telah mengetahui bahwa sejumlah hasil penting mengenai kondisi keseimbangan bintang, suhu dan tekanan di bagian dalamnya, dan ketergantungan luminositas pada massa, komposisi kimia (yang menentukan berat molekul rata-rata), dan opasitas materi, dapat diperoleh diperoleh bahkan tanpa mengetahui sifat sumber energi bintang. Meskipun demikian, pemahaman tentang esensi sumber energi mutlak diperlukan untuk menjelaskan durasi keberadaan bintang dalam keadaan hampir tidak berubah. Yang lebih penting adalah pentingnya sifat sumber energi bintang untuk masalah evolusi bintang, yaitu, perubahan reguler dalam karakteristik utamanya (luminositas, radius) dari waktu ke waktu. Hanya setelah sifat sumber energi bintang menjadi jelas, diagram Hertzsprung-Russell menjadi mungkin untuk dipahami, keteraturan dasar astronomi bintang.
Pertanyaan tentang sumber energi bintang muncul segera setelah ditemukannya hukum kekekalan energi, ketika menjadi jelas bahwa radiasi bintang disebabkan oleh beberapa jenis transformasi energi dan tidak dapat berlangsung selamanya. Bukan kebetulan bahwa hipotesis pertama tentang sumber energi bintang adalah milik Mayer, orang yang menemukan hukum kekekalan energi. Dia percaya bahwa sumber radiasi Matahari adalah jatuhnya meteoroid yang terus menerus ke permukaannya. Perhitungan, bagaimanapun, menunjukkan bahwa sumber ini jelas tidak cukup untuk memastikan luminositas Matahari yang diamati. Helmholtz dan Kelvin mencoba menjelaskan radiasi Matahari yang berkepanjangan dengan kontraksinya yang lambat, disertai dengan pelepasan energi gravitasi. Hipotesis ini, yang bahkan sangat penting (dan terutama!) untuk astronomi modern, ternyata tidak dapat dipertahankan untuk menjelaskan radiasi Matahari selama miliaran tahun. Kami juga mencatat bahwa pada masa Helmholtz dan Kelvin, tidak ada ide yang masuk akal tentang usia Matahari. Baru belakangan ini menjadi jelas bahwa usia Matahari dan seluruh sistem planet adalah sekitar 5 miliar tahun.
Pada pergantian abad XIX dan XX. salah satu penemuan terbesar dalam sejarah manusia dibuat - penemuan radioaktivitas. Dengan demikian, dunia inti atom yang sama sekali baru terbuka. Namun, butuh lebih dari satu dekade bagi fisika inti atom untuk menjadi dasar ilmiah yang kokoh. Sudah pada tahun 1920-an menjadi jelas bahwa sumber energi Matahari dan bintang-bintang harus dicari dalam transformasi nuklir. Eddington sendiri juga berpendapat demikian, tetapi belum mungkin untuk menunjukkan proses nuklir spesifik yang terjadi di interior bintang nyata dan disertai dengan pelepasan sejumlah energi yang diperlukan. Betapa tidak sempurnanya pengetahuan tentang sifat sumber energi bintang pada waktu itu dapat dilihat setidaknya dari fakta bahwa Jeans, fisikawan dan astronom Inggris terbesar di awal abad kita, percaya bahwa sumber semacam itu dapat .. .radioaktivitas. Ini, tentu saja, juga merupakan proses nuklir, tetapi mudah untuk menunjukkan bahwa itu sama sekali tidak cocok untuk menjelaskan radiasi Matahari dan bintang-bintang. Ini dapat dilihat setidaknya dari fakta bahwa sumber energi seperti itu sepenuhnya tidak tergantung pada kondisi eksternal - bagaimanapun juga, radioaktivitas, seperti yang diketahui, adalah suatu proses. spontan. Karena alasan ini, sumber seperti itu sama sekali tidak dapat "menyesuaikan" dengan perubahan struktur bintang. Dengan kata lain, tidak akan ada "penyesuaian" radiasi bintang. Seluruh gambaran radiasi bintang akan sangat bertentangan dengan pengamatan. Yang pertama memahami hal ini adalah astronom Estonia yang luar biasa E. Epik, yang, sesaat sebelum Perang Dunia Kedua, sampai pada kesimpulan bahwa hanya reaksi fusi termonuklir yang dapat menjadi sumber energi bagi Matahari dan bintang-bintang.
Baru pada tahun 1939 fisikawan Amerika terkenal Bethe memberikan teori kuantitatif tentang sumber energi bintang nuklir. Apa reaksi-reaksi ini? Di 7 kami telah menyebutkan bahwa di kedalaman bintang harus ada termonuklir reaksi. Mari kita bahas ini sedikit lebih detail. Seperti diketahui, reaksi nuklir, yang disertai dengan transformasi inti dan pelepasan energi, terjadi ketika partikel bertumbukan. Partikel semacam itu bisa, pertama-tama, inti itu sendiri. Selain itu, reaksi nuklir juga dapat terjadi ketika inti bertabrakan dengan neutron. Namun, neutron bebas (yaitu, tidak terikat dalam inti) adalah partikel yang tidak stabil. Oleh karena itu, jumlah mereka di bagian dalam bintang seharusnya dapat diabaikan. Di sisi lain, karena hidrogen adalah unsur paling melimpah di interior bintang dan terionisasi sempurna, tumbukan inti dengan proton akan sering terjadi.
Agar proton dapat menembus ke dalam inti yang bertabrakan selama tumbukan seperti itu, ia harus mendekati yang terakhir pada jarak sekitar 10 -13 cm. , bertabrakan dengan proton. Tetapi untuk mendekati nukleus pada jarak yang begitu kecil, proton harus mengatasi gaya tolakan elektrostatik yang sangat signifikan ("penghalang Coulomb"). Bagaimanapun, nukleus juga bermuatan positif! Sangat mudah untuk menghitung bahwa untuk mengatasi gaya elektrostatik ini, proton harus memiliki energi kinetik yang melebihi energi potensial interaksi elektrostatik.
Masalah ketiga adalah rendahnya tingkat radiasi bintang dalam rentang tampak. pada gambar. Gambar 8.7 menunjukkan spektrum Matahari dan katai kelas M6 dengan komposisi kimia yang sama. Untuk memudahkan perbandingan, ketinggian maxima dalam spektrum ini diasumsikan sama. Penurunan tajam dalam spektrum katai-M di wilayah panjang gelombang yang lebih pendek dari 0,7 m akan menghilangkan sebagian besar radiasi yang digunakan organisme terestrial untuk fotosintesis (Bag. 2.5.2).
Tentu saja, bahkan kurangnya kondisi untuk fotosintesis di planet katai-M bukanlah hambatan mendasar bagi perkembangan kehidupan, karena di Bumi, misalnya, ada mikroorganisme yang hidupnya tidak terkait dengan fotosintesis (Bag. 2.5 .2). Selain itu, beberapa bakteri terestrial menggunakan radiasi dengan panjang gelombang lebih dari 0,7 mikron untuk fotosintesis. Jadi kelemahan radiasi yang terlihat dari katai-M tidak dapat dianggap sebagai masalah yang tidak dapat diatasi.
Variabilitas radiasi kurcaci-M
Masalah terakhir ini juga tidak terlihat fatal. Semua bintang menyala, termasuk Matahari. Suar adalah peningkatan tajam dalam emisi radiasi elektromagnetik dan partikel bermuatan dari wilayah kompak fotosfer, sering dikaitkan dengan bintik bintang [Mengacu pada bintik gelap di permukaan bintang, mirip dengan bintik matahari. Mereka dicirikan oleh kepadatan energi yang tinggi dari medan magnet. - Catatan. ed.]. Lampu kilat dapat bertahan beberapa menit, meskipun biasanya hanya beberapa puluh detik; tetapi bahkan kilatan panjang memiliki puncak kuat pendek yang dimulai dengan kenaikan lambat dan berakhir dengan penurunan lambat. Kilatan terutama mengintensifkan radiasi sinar-X dan ultraviolet (UV), yang menimbulkan bahaya terbesar bagi organisme hidup. Radiasi sinar-X tidak terlalu mengancam karena tidak menembus atmosfer planet, tetapi radiasi UV menciptakan bahaya yang nyata, terutama karena intensitasnya pada saat wabah meningkat sekitar 100 kali lipat. Untungnya, radiasi UV katai-M dalam keadaan tidak terganggu sangat lemah (Gbr. 8.7) sehingga bahkan dengan peningkatan seratus kali lipat, levelnya di permukaan planet (memiliki atmosfer mirip Bumi) hanya akan beberapa kali lebih tinggi. daripada fluks di permukaan bumi yang datang dari Matahari yang tenang.
Meskipun kekuatan suarnya rendah, katai-M muda lebih sering menyala daripada Matahari, terkadang beberapa kali sehari. Untungnya, frekuensi suar berkurang dengan usia bintang: berkurang secara signifikan setelah sekitar 1 miliar tahun. Jadi ledakan bintang yang sering hanya bisa menahan munculnya kehidupan di permukaan planet. Dan mereka tidak dapat mempengaruhi kehidupan di kerak planet atau di kedalaman lautan sama sekali.
Jenis variabilitas lainnya adalah karena perubahan luminositas bintang ketika bintik-bintik gelap muncul di permukaannya. Bintang-bintang tipe spektral M dapat memiliki bintik-bintik yang jauh lebih besar daripada Matahari; oleh karena itu, luminositas bintang-bintang tersebut dapat berkurang hingga puluhan persen, dan ini dapat bertahan hingga beberapa bulan. Namun, perhitungan menunjukkan bahwa di planet dengan atmosfer, penurunan suhu tidak akan menjadi bencana bahkan untuk penghuni permukaan.
Jadi, tidak ada alasan bagus untuk mengecualikan katai-M yang ada di mana-mana dari daftar bintang yang mampu menampung planet yang cocok untuk kehidupan, yang manifestasinya dapat kita deteksi dari jauh.
Zona Kehidupan Galaksi
Tidak hanya bintang yang memiliki zona kehidupan, tetapi juga Galaksi. pada gambar. 8.8 secara skematis menunjukkan Galaksi kita saat dilihat dari tepi; komponen utamanya dibedakan: piringan tipis, piringan tebal, penebalan pusat (tonjolan), dan lingkaran cahaya (Bag. 1.3.2). Perhatikan bahwa cakram tebal termasuk cakram tipis, tetapi berbeda dari jenis populasi bintangnya. Jumlah bintang yang terdapat dalam piringan tipis, piringan tebal, tonjolan, dan lingkaran cahaya kira-kira 100:20:10:1, sehingga piringan tipis itu berisi sekitar 3/4 dari semua bintang di Galaksi.
Zona kehidupan Galaksi dapat ditentukan dengan memperkirakan probabilitas keberadaan planet layak huni di masing-masing komponen Galaksi.
Sebagaimana dicatat dalam Bagian 8.2.2, faktor utama yang menentukan kemungkinan munculnya kehidupan adalah sifat logam dari zat yang membentuk bintang dan sistem planetnya: untuk kelahiran planet yang dapat dihuni, sifat logam suatu bintang harus, rupanya, setidaknya setengah dari Matahari. Sejarah pembentukan bintang di piringan tipis adalah yang terpanjang; metalitas medium antarbintangnya mulai meningkat pada awal sejarah Galaksi dan terus meningkat hingga hari ini. Itulah mengapa
piringan tipis adalah yang paling menjanjikan untuk pencarian dunia yang layak huni. Benar, wilayah terluarnya mengandung lebih sedikit elemen berat, jadi seharusnya ada lebih sedikit planet yang cocok di sana. Cakram tebal dihuni oleh bintang-bintang yang jauh lebih tua dan kurang logam, sehingga tidak mungkin menemukan planet yang dapat dihuni di sana. Bahkan bintang-bintang yang lebih tua menghuni halo galaksi, yang berarti bahwa planet-planet yang layak huni seharusnya lebih langka di sana. Sekitar 1% dari bintang halo terkonsentrasi di gugus bintang globular (Gbr. 1.14), yang juga ada di tonjolan Galaksi, di mana era pembentukan bintang yang cepat telah berakhir, tetapi pembentukan bintang berlanjut sedikit demi sedikit. . Di wilayah ini, tampaknya, planet-planet yang dapat dihuni juga bisa ada, meskipun unsur-unsur berat diwakili di sana dalam proporsi yang berbeda daripada di piringan tipis, dan sulit untuk mengatakan apa yang menyebabkan hal ini.
Selain metalik, ada dua faktor lagi yang memengaruhi kelayakhunian planet - ini adalah peningkatan tajam dalam radiasi penetrasi dan gangguan gravitasi orbit. Dalam bab 7 dikatakan bahwa banyak planet dapat disterilkan oleh aliran radiasi yang kuat, misalnya, dalam ledakan supernova; dan beberapa sistem planet dapat dihancurkan oleh pengaruh gravitasi bintang-bintang di dekatnya. Ledakan supernova terjadi di seluruh piringan, tetapi relatif lebih jarang di daerah dengan kepadatan rendah di luarnya. Di daerah bagian dalam disk dan di tonjolan pusat, mereka menimbulkan ancaman serius bagi kehidupan. Situasinya sama di gugus bola, di mana evolusi bintang masif sejak lama berakhir dengan ledakan supernova yang memenuhi gugus bintang dengan radiasi mematikan.
Gangguan gravitasi orbit planet juga sangat kuat di
tonjolan dan gugus bola, karena bintang-bintang jauh lebih rapat di sana.
Jadi, jumlah terbesar bintang dengan planet layak huni diharapkan berada dalam piringan tipis, terutama di wilayah annular tengahnya yang tertutup di antara bagian tengah yang padat dan pinggiran yang jarang. Di cincin inilah Matahari kita berada! Karena piringan tipis berisi sekitar tiga perempat bintang di Galaksi, kita harus mengecualikan lebih dari seperempat semua bintang dari pertimbangan. Selain itu, beberapa bintang yang tersisa, karena alasan di atas, tidak memiliki planet, keberadaan kehidupan yang dapat dicatat dari jauh.
Jadi, jika kita tidak membuang katai-M (dengan pengecualian 5-10% dari yang termuda), maka kita dapat mengatakan bahwa sekitar setengah dari bintang-bintang di Galaksi memiliki planet-planet di mana kehidupan dapat dideteksi dari jauh. Kami menekankan bahwa perkiraan ini adalah sangat Ini adalah perkiraan kasar dan mewakili batas atas yang akan diturunkan di bagian selanjutnya dari buku ini karena kendala tambahan dipertimbangkan, baik dalam hal pembentukan planet dan kelangsungan hidup.
temuan
* Karakteristik eksternal bintang dan evolusinya dijelaskan dengan jelas oleh diagram Hertzsprung-Russell, yang menunjukkan luminositas bintang dan suhu efektifnya atau parameter lain yang terkait dengannya, misalnya, alih-alih suhu efektif, kelas spektral (O , B, A, F, G, K dan M ).
* Evolusi bintang terutama ditentukan oleh massanya, yang dengannya ia memasuki deret utama. Bintang dengan massa hingga sekitar 8 M¤ menjadi raksasa dalam proses evolusi dan membuang cangkangnya dalam bentuk nebula planet, dan sisa-sisanya berubah menjadi katai putih. Bintang yang lebih masif berubah menjadi super raksasa dan kemudian meledak sebagai supernova, dan sisa-sisanya berubah menjadi bintang neutron atau lubang hitam.
* Durasi evolusi bintang pada deret utama berkurang tajam dengan peningkatan massa awalnya, sehingga bintang yang berbeda memiliki harapan hidup yang sangat berbeda - dari saat kelahiran bintang hingga pelepasan nebula planet atau supernova ledakan.
* Kelimpahan bintang dari tipe spektral yang berbeda berkurang dari M ke O, sehingga katai M adalah yang paling umum.
* Planet-planet mirip bumi tampaknya paling nyaman untuk perkembangan kehidupan di permukaan. Agar manifestasi kehidupan dalam hal dampaknya terhadap atmosfer dan permukaan planet menjadi terlihat dari jarak yang sangat jauh, planet ini harus menghabiskan setidaknya 2 miliar tahun di zona kehidupan.
* Planet-planet, di mana manifestasi kehidupan dapat dideteksi dari jarak yang sangat jauh, kemungkinan besar, dapat dimiliki oleh bintang-bintang dari deret utama kelas spektral F, G, K dan M (yaitu dengan massa kurang dari sekitar 2M ), yang memiliki logam yang tinggi. Masa hidup mereka di deret utama harus melebihi 2 miliar tahun, dan mereka harus lebih tua dari 2 miliar tahun. Dari sini, kita harus mengecualikan bintang biner dekat, serta sistem yang disterilkan oleh ledakan supernova, dan sistem yang mengalami pengaruh gravitasi kuat dari tetangga. Tapi tidak ada alasan bagus untuk mengecualikan kurcaci-M dari pertimbangan.
* Sebagian besar bintang dengan planet yang dapat dihuni, tampaknya, seharusnya terkonsentrasi di piringan tipis Galaksi, jauh dari tepi dalam dan luarnya.
* Sebagai perkiraan kasar, kita dapat mengasumsikan bahwa setengah dari bintang-bintang di Galaksi memiliki planet-planet di mana kehidupan dapat dideteksi dengan pengamatan dari jarak yang jauh. Bintang-bintang ini termasuk katai M, kecuali 5-10% dari yang termuda. Skor berkurang sangat kasar; itu akan dikurangi di bagian selanjutnya dari buku ini karena kendala tambahan dipertimbangkan, baik dalam hal pembentukan planet dan kelangsungan hidup mereka.
pertanyaan
Jawabannya ada di akhir buku.
Pertanyaan 8.1.
Tunjukkan, dengan membenarkan pilihan Anda, mana dari bintang-bintang berikut yang harus dikeluarkan dari daftar yang mampu memiliki planet-planet di mana kehidupan dapat dideteksi dari jauh (ingat bahwa angka V menunjukkan bintang-bintang dari deret utama).
(1) Bintang tipe spektral A3V.
(2) Sistem biner yang berisi bintang bermassa matahari dan katai M yang dipisahkan oleh 3 AU.
(3) Bintang dengan massa Matahari yang termasuk dalam gugus bola.
(4) Bintang G2V dengan usia 1 Gyr.
(5) Bintang spektral tipe M0V dengan usia 5 miliar tahun, terletak di piringan tebal Galaksi kira-kira di tengah jari-jarinya.
Pertanyaan 8.2.
Beberapa bintang dengan planet raksasa memiliki metallicity kurang dari 1%. Jelaskan mengapa ini tidak bertentangan dengan pernyataan bahwa bintang-bintang seperti itu tidak mungkin memiliki planet dengan kehidupan di permukaannya (Bagian 8.2.2).
Keterangan gambar
Gbr.8.1.
Diagram Hertzsprung–Russell menunjukkan di mana jenis-jenis bintang yang paling umum berkumpul. Garis lurus miring sesuai dengan jari-jari bintang konstan (dalam satuan jari-jari matahari), dan angka yang ditunjukkan pada urutan utama menunjukkan massa bintang (dalam satuan massa matahari).
Beras. 8.2.
Spektrum radiasi benda hitam pada suhu 8000, 6000 dan 4000 K.
Beras. 8.3.
Jejak evolusioner pada diagram Hertzsprung–Russell untuk bintang deret utama yang massanya (dalam massa matahari) ditunjukkan pada gambar. Jejak berakhir pada titik-titik di mana perubahan bencana dimulai di bintang.
Gbr.8.4.
Garis menunjukkan fungsi massa awal untuk bintang-bintang dari piringan Galaksi (skala sepanjang sumbu y berubah-ubah). Titik-titik menunjukkan jumlah bintang di sekitar Matahari
dalam interval satuan massa.
Beras. 8.5.
Batas zona kehidupan di sekitar bintang kerdil: kelas spektral M0 dengan massa 0,5 M dan kelas G2 dengan massa 1,0 M (metalik matahari).
Beras. 8.6.
Deformasi gravitasi (pasang surut) planet ini. Sumbu ekstensi menyimpang dari arah ke bintang karena rotasi planet yang cepat (sampai saat rotasi harian mulai terjadi secara serempak dengan orbital).
Beras. 8.7. Spektrum Matahari dan katai M6 dengan komposisi kimia yang sama. Untuk menyamakan spektral maxima, skala vertikal dipilih berbeda.
Beras. 8.8. Skema struktur Galaksi (tampilan tepi). Elemen struktural utama disorot, batas-batasnya sebenarnya tidak setajam pada gambar.
Keterangan pada gambar
Gbr.8.1.
3 - Supergiant
4 - Raksasa
5 - Urutan utama
6 - Katai putih
Beras. 8.2.
1 – Panjang gelombang, m
2 - Daya radiasi, 10 6 W m -2 m -1
Beras. 8.3.
1 - Suhu efektif, K
2 - Luminositas (dalam satuan luminositas matahari)
3 - Urutan Utama Awal
4 - Urutan Utama Terakhir
Gbr.8.4.
1 – Massa, 1 M
2 – Jumlah relatif bintang dalam interval massa 1 M
Beras. 8.5.
1 - Usia bintang (miliar tahun)
2 - Jarak dari bintang (AU)
3 - 1,0 massa matahari
4 - 0,5 massa matahari
Beras. 8.6.
1 - Rotasi
2 - Untuk bintang
Beras. 8.7.
1 – Panjang gelombang, m
2 - Daya radiasi (satuan relatif)
3 - Matahari
4 - Dwarf M6
Beras. 8.8.
1 - 100.000 tahun cahaya
3 - Piringan tebal (tebalnya sekitar 4000 tahun cahaya)
5 - Piringan tipis (tebalnya sekitar 1200 tahun cahaya)
Bintang: kelahiran, hidup dan mati mereka [Edisi ketiga, direvisi] Shklovsky Iosif Samuilovich
Bab 7 Bagaimana bintang memancar?
Bab 7 Bagaimana bintang memancar?
Pada suhu orde sepuluh juta kelvin dan kepadatan materi yang cukup tinggi, bagian dalam bintang harus "diisi" dengan sejumlah besar radiasi. Kuanta radiasi ini terus berinteraksi dengan materi, diserap dan dipancarkan kembali olehnya. Sebagai hasil dari proses tersebut, medan radiasi memperoleh keseimbangan karakter (tepatnya, hampir karakter ekuilibrium - lihat di bawah), yaitu dijelaskan oleh rumus Planck yang terkenal dengan parameter T, sama dengan suhu lingkungan. Misalnya, kerapatan radiasi pada frekuensi
dalam interval frekuensi satuan sama dengan
Karakteristik penting dari medan radiasi adalah intensitas, biasanya dilambangkan dengan simbol Saya
Yang terakhir ini didefinisikan sebagai jumlah energi yang mengalir melalui area satu sentimeter persegi dalam interval frekuensi satuan dalam satu detik dalam sudut padat satu steradian dalam beberapa arah tertentu, dan area tersebut tegak lurus terhadap arah ini. Jika intensitasnya sama untuk semua arah, maka itu terkait dengan kerapatan radiasi dengan hubungan sederhana
Akhirnya, yang sangat penting untuk masalah struktur internal bintang adalah fluks radiasi, dilambangkan dengan huruf H. Kita dapat mendefinisikan kuantitas penting ini dalam hal jumlah total energi yang mengalir keluar melalui beberapa bola imajiner yang mengelilingi pusat bintang:
| (7.5) |
Jika energi "dihasilkan" hanya di daerah terdalam bintang, maka jumlahnya L tetap konstan, yaitu tidak bergantung pada radius yang dipilih secara sewenang-wenang r. Asumsi r = R, yaitu jari-jari bintang, kita akan menemukan artinya L: jelas itu sederhana kilau bintang. Adapun jumlah aliran H, kemudian berubah dengan kedalaman sebagai r -2 .
Jika intensitas radiasi ke segala arah adalah sama persis(yaitu, seperti yang mereka katakan, medan radiasi adalah isotropik), maka arus H akan sama dengan nol[18]. Ini mudah dipahami jika kita membayangkan bahwa dalam medan isotropik jumlah radiasi yang mengalir melalui bola dengan radius sembarang di luar, sama dengan bilangan pemasukan di dalam lingkup energi imajiner ini. Di bawah kondisi interior bintang, medan radiasi hampir secara isotropik. Artinya nilai Saya sangat unggul H. Kami dapat memverifikasi ini secara langsung. Menurut (7.2) dan (7.4) untuk T= 10 7 K Saya\u003d 10 23 erg / cm 2
terhapus, dan jumlah radiasi yang mengalir ke satu arah ("naik" atau "turun") akan sedikit lebih besar: F = Saya = 3
10 23 erg / cm 2
dengan. Sedangkan besarnya fluks radiasi matahari di bagian tengahnya,. di suatu tempat di kejauhan
100 000 km dari pusatnya (ini tujuh kali lebih kecil dari jari-jari matahari), akan sama dengan H = L/ 4r 2 = 4
10 33 / 10 21 = 4
10 12 erg / cm 2
s, yaitu seribu miliar kali lebih sedikit. Ini dijelaskan oleh fakta bahwa di bagian dalam matahari, fluks radiasi ke luar ("naik") hampir sama persis dengan fluks ke dalam ("turun"). Ini semua tentang "hampir". Perbedaan yang dapat diabaikan dalam intensitas medan radiasi menentukan seluruh gambaran radiasi bintang. Karena alasan inilah kami membuat reservasi di atas bahwa medan radiasi hampir dalam keseimbangan. Dengan medan radiasi yang sangat seimbang, seharusnya tidak ada fluks radiasi! Kami menekankan sekali lagi bahwa penyimpangan medan radiasi nyata di bagian dalam bintang dari medan Planck sepenuhnya dapat diabaikan, seperti yang dapat dilihat dari kecilnya rasio HF
Pada T
10 7 K, energi maksimum dalam spektrum Planck berada dalam kisaran sinar-X. Ini mengikuti dari hukum Wien, yang terkenal dari teori dasar radiasi:
| (7.6) |
10 -8cm atau 3? - Kisaran sinar-x tipikal. Jumlah energi radiasi yang terkandung di bagian dalam Matahari (atau bintang lain) sangat bergantung pada distribusi suhu dengan kedalaman, karena kamu T 4 . Teori yang tepat tentang interior bintang memungkinkan untuk memperoleh ketergantungan seperti itu, yang darinya dapat disimpulkan bahwa termasyhur kita memiliki cadangan energi radiasi sekitar 10 45 erg. Jika tidak ada yang menahan kuanta radiasi keras ini, mereka akan meninggalkan Matahari dalam beberapa detik dan kilatan dahsyat ini tidak diragukan lagi akan membakar semua kehidupan di permukaan Bumi. Ini tidak terjadi karena radiasi secara harfiah "terkunci" di dalam Matahari. Ketebalan materi Matahari yang sangat besar berfungsi sebagai "penyangga" yang andal. Kuanta radiasi, terus menerus dan sangat sering diserap oleh atom, ion, dan elektron dari plasma zat surya, hanya sangat lambat "bocor" ke luar. Dalam proses "difusi" seperti itu mereka secara signifikan mengubah kualitas utama mereka - energi. Jika di bagian dalam bintang, seperti yang telah kita lihat, energinya sesuai dengan rentang sinar-X, maka dari permukaan bintang kuanta sudah sangat "ramping" - energinya sudah sesuai terutama dengan rentang optik.
Muncul pertanyaan utama: apa yang menentukan luminositas bintang, yaitu, kekuatan radiasinya? Mengapa sebuah bintang, yang memiliki sumber daya energi yang sangat besar, menghabiskannya secara "ekonomis", hanya kehilangan sebagian kecil, meskipun cukup pasti, dari "cadangan" radiasi ini? Di atas, kami memperkirakan cadangan energi radiasi di bagian dalam bintang. Harus diingat bahwa energi ini, yang berinteraksi dengan materi, terus-menerus diserap dan diperbarui dalam jumlah yang sama. “Reservoir” untuk energi radiasi yang “tersedia” di bagian dalam bintang adalah panas energi partikel materi. Tidak sulit untuk memperkirakan nilainya energi termal disimpan dalam bintang. Untuk kepastian, pertimbangkan Matahari. Dengan asumsi, untuk kesederhanaan, bahwa ia hanya terdiri dari hidrogen, dan mengetahui massanya, mudah untuk menemukan bahwa ada sekitar 2
10 57 partikel - proton dan elektron. Pada suhu T
10 7 K energi rata-rata per partikel akan sama dengan kT = 2
10 -9 erg, maka pasokan energi panas Matahari W T merupakan hal yang sangat signifikan
10 48 salah. Pada kekuatan radiasi matahari yang diamati L
10 33 erg/s cadangan ini cukup untuk 10 15 detik atau
30 juta tahun. Pertanyaannya adalah, mengapa Matahari memiliki luminositas persis seperti yang kita amati? Atau, dengan kata lain, mengapa bola gas dengan massa sama dengan massa Matahari, yang berada dalam keadaan setimbang hidrostatik, memiliki jari-jari yang terdefinisi lengkap dan suhu permukaan yang benar-benar ditentukan dari mana radiasi berasal? keluar? Untuk luminositas bintang apa pun, termasuk Matahari, dapat diwakili oleh ekspresi sederhana
|
(7.7) |
di mana T e- suhu permukaan matahari [ 19 ]. Bagaimanapun, pada prinsipnya, Matahari dengan massa dan jari-jari yang sama dapat memiliki suhu, katakanlah, 20.000 K, dan kemudian luminositasnya akan menjadi ratusan kali lebih besar. Namun, ini tidak terjadi, yang tentu saja bukan kebetulan.
Di atas, kita berbicara tentang penyimpanan energi panas dalam sebuah bintang. Bersamaan dengan energi panas, bintang juga memiliki pasokan energi jenis lain yang padat. Pertama-tama, pertimbangkan gravitasi energi. Yang terakhir ini didefinisikan sebagai energi gaya tarik gravitasi semua partikel bintang satu sama lain. Dia, tentu saja, potensi energi bintang dan memiliki tanda minus. Secara numerik, itu sama dengan pekerjaan yang harus dikeluarkan untuk "menarik" semua bagian bintang ke jarak tak terbatas dari pusatnya, mengatasi gaya gravitasi. Perkiraan besarnya energi ini dapat dibuat jika kita menemukan energi interaksi gravitasi bintang dengan dirinya sendiri:
Sekarang mari kita perhatikan sebuah bintang tidak dalam keadaan setimbang dan stasioner, tetapi dalam tahap kontraksi lambat (seperti halnya protobintang; lihat 5). Dalam proses kontraksi, energi gravitasi bintang perlahan-lahan berkurang(ingat bahwa itu negatif). Namun, seperti yang dapat dilihat dari rumus (7.9), hanya setengah Energi gravitasi yang dilepaskan akan berubah menjadi panas, yaitu, akan dihabiskan untuk memanaskan zat. Setengah lainnya dari energi yang dilepaskan harus meninggalkan bintang dalam bentuk radiasi. Oleh karena itu, jika kompresi bintang adalah sumber energi radiasi, maka jumlah energi yang dipancarkan selama evolusi sama dengan cadangan energi panasnya.
Mengesampingkan untuk saat ini pertanyaan yang sangat penting tentang mengapa seorang bintang memiliki sangat pasti luminositas, kami segera menekankan bahwa jika kami menganggap pelepasan energi gravitasinya dalam proses kompresi sebagai sumber energi bintang (seperti yang diyakini pada akhir abad ke-19), maka kami akan menghadapi kesulitan yang sangat serius. Intinya bukan bahwa untuk memastikan luminositas yang diamati, jari-jari Matahari harus berkurang sekitar 20 meter setiap tahun - perubahan ukuran Matahari yang tidak signifikan seperti itu tidak dapat dideteksi oleh astronomi observasional modern. Kesulitannya adalah bahwa cadangan energi gravitasi Matahari hanya akan cukup untuk 30 juta tahun radiasi bintang kita, asalkan radiasinya di masa lalu hampir sama dengan sekarang. Jika pada abad ke-19, ketika fisikawan Inggris terkenal Thompson (Lord Kelvin) mengajukan hipotesis "gravitasi" untuk mempertahankan radiasi matahari, pengetahuan tentang usia Bumi dan Matahari sangat kabur, tetapi sekarang tidak lagi. . Data geologis dengan keandalan tinggi memungkinkan kami untuk menegaskan bahwa usia Matahari dihitung setidaknya beberapa miliar tahun, yang seratus kali lebih banyak daripada "skala Kelvin" untuk kehidupannya.
Dari sini mengikuti kesimpulan yang sangat penting bahwa baik energi termal maupun gravitasi tidak dapat memberikan radiasi jangka panjang seperti Matahari, serta sebagian besar bintang lainnya. Zaman kita telah lama menunjukkan sumber energi ketiga dari radiasi matahari dan bintang-bintang, yang sangat penting bagi seluruh masalah kita. Ini tentang energi nuklir(lihat 3). Dalam 8 kita akan berbicara secara lebih rinci dan khusus tentang reaksi nuklir yang terjadi di bagian dalam bintang.
Jumlah stok energi nuklir W saya = 0 , 008Xc 2 M
10 52 erg melebihi jumlah energi gravitasi dan termal Matahari lebih dari 1000 kali. Hal yang sama berlaku untuk sebagian besar bintang lainnya. Cadangan ini cukup untuk mempertahankan radiasi Matahari selama seratus miliar tahun! Tentu saja, tidak berarti dari sini bahwa Matahari akan memancar untuk jangka waktu yang sangat lama pada tingkat saat ini. Tetapi bagaimanapun juga, jelas bahwa Matahari dan bintang-bintang memiliki cadangan bahan bakar nuklir yang lebih dari cukup.
Penting untuk ditekankan bahwa reaksi nuklir yang terjadi di bagian dalam Matahari dan bintang-bintang adalah termonuklir. Ini berarti bahwa meskipun partikel bermuatan cepat (dan karena itu cukup energik) bereaksi, mereka tetap panas. Faktanya adalah bahwa partikel gas yang dipanaskan sampai suhu tertentu memiliki Distribusi kecepatan Maxwellian. Pada suhu
10 7 K, energi rata-rata gerakan termal partikel mendekati 1000 eV. Energi ini terlalu kecil untuk mengatasi gaya tolak Coulomb selama tumbukan dua inti dan masuk ke inti lain dan dengan demikian menyebabkan transformasi inti. Energi yang dibutuhkan harus setidaknya sepuluh kali lebih besar. Akan tetapi, penting bahwa dalam kasus distribusi kecepatan Maxwell, akan selalu ada partikel yang energinya akan melebihi rata-rata secara signifikan. Benar, akan ada beberapa dari mereka, tetapi hanya mereka, bertabrakan dengan inti lain, menyebabkan transformasi nuklir dan, akibatnya, pelepasan energi. Jumlah inti yang sangat cepat, tetapi masih "termal" sangat sensitif tergantung pada suhu zat. Tampaknya dalam situasi seperti itu, reaksi nuklir, disertai dengan pelepasan energi, dapat dengan cepat meningkatkan suhu materi, yang, pada gilirannya, meningkatkan kecepatannya secara tajam, dan bintang tersebut dapat menghabiskan pasokan bahan bakar nuklirnya dalam waktu singkat. waktu yang relatif singkat dengan meningkatkan luminositasnya. Bagaimanapun, energi tidak bisa mengumpulkan di bintang - ini akan menyebabkan peningkatan tajam dalam tekanan gas dan bintang akan meledak begitu saja seperti ketel uap yang terlalu panas. Oleh karena itu, semua energi nuklir yang dilepaskan di bagian dalam bintang harus meninggalkan bintang; proses ini menentukan luminositas bintang. Tetapi faktanya adalah bahwa apa pun reaksi termonuklir, mereka tidak dapat berlangsung di bintang dengan kecepatan yang berubah-ubah. Segera setelah, setidaknya pada tingkat yang tidak signifikan, pemanasan lokal (yaitu, lokal) dari materi bintang terjadi, yang terakhir, karena peningkatan tekanan akan berkembang, mengapa, menurut rumus Clapeyron, akan terjadi pendinginan. Dalam hal ini, laju reaksi nuklir akan segera turun dan zat tersebut akan kembali ke keadaan semula. Proses pemulihan keseimbangan hidrostatik terganggu karena pemanasan lokal, seperti yang kita lihat sebelumnya, berlangsung sangat cepat.
Jadi, laju reaksi nuklir, seolah-olah, "menyesuaikan" dengan distribusi suhu di dalam bintang. Meski terdengar paradoks, luminositas sebuah bintang tidak tergantung dari reaksi nuklir yang terjadi di perutnya! Arti penting dari reaksi nuklir terletak pada kenyataan bahwa mereka, seolah-olah, mendukung rezim suhu yang stabil pada tingkat yang ditentukan oleh struktur bintang, memastikan luminositas bintang selama interval waktu "kosmogonik". Jadi, bintang "normal" (misalnya, Matahari) adalah mesin yang sangat disesuaikan yang dapat beroperasi dalam mode stabil untuk waktu yang lama.
Sekarang kita harus mendekati jawaban atas pertanyaan utama yang diajukan di awal bagian ini: jika luminositas sebuah bintang tidak bergantung pada sumber energi di dalamnya, lalu apa yang menentukannya? Untuk menjawab pertanyaan ini, pertama-tama kita harus memahami bagaimana energi diangkut (ditransfer) dari bagian pusat ke pinggiran di bagian dalam bintang. Tiga metode utama perpindahan energi diketahui: a) konduktivitas termal, b) konveksi, c) radiasi. Di sebagian besar bintang, termasuk Matahari, mekanisme perpindahan energi melalui konduksi panas sama sekali tidak efisien dibandingkan dengan mekanisme lainnya. Pengecualian adalah lapisan tanah katai putih, yang akan dibahas dalam 10. Konveksi terjadi ketika energi panas ditransfer bersama dengan materi. Misalnya, gas yang dipanaskan dalam kontak dengan permukaan yang panas memuai, maka densitasnya berkurang dan bergerak menjauh dari badan pemanas - itu hanya "muncul". Sebagai gantinya, gas dingin turun, yang kembali memanas dan naik, dll. Proses seperti itu, dalam kondisi tertentu, dapat berlangsung cukup cepat. Perannya di wilayah paling tengah dari bintang yang relatif masif, serta di lapisan "subfotosfer" terluarnya, bisa sangat signifikan, seperti yang akan dibahas di bawah ini. Proses utama transfer energi di interior bintang masih radiasi.
Kami telah mengatakan di atas bahwa medan radiasi di interior bintang hampir secara isotropik. Jika kita membayangkan sejumlah kecil materi bintang di suatu tempat di bagian dalam bintang, maka intensitas radiasi yang datang "dari bawah", yaitu, dalam arah dari pusat bintang, akan sedikit lebih besar daripada dari arah yang berlawanan. . Karena alasan inilah di dalam bintang ada mengalir radiasi. Apa yang menentukan perbedaan antara intensitas radiasi yang datang "dari atas" dan "dari bawah", yaitu fluks radiasi? Bayangkan sejenak bahwa substansi interior bintang hampir transparan. Kemudian melalui volume kita "dari bawah" radiasi yang berasal jauh darinya, di suatu tempat di wilayah paling tengah bintang, akan lewat. Karena suhu di sana tinggi, intensitasnya akan sangat signifikan. Sebaliknya, intensitas yang datang "dari atas" akan sesuai dengan suhu lapisan luar bintang yang relatif rendah. Dalam kasus imajiner ini, perbedaan antara intensitas radiasi "dari bawah" dan "dari atas" akan sangat besar dan akan sesuai dengan besar mengalir radiasi.
Sekarang bayangkan ekstrem lainnya: masalah bintang sangat buram. Kemudian dari volume yang diberikan dimungkinkan untuk "melihat" hanya pada jarak pesanan aku/
Koefisien penyerapan dihitung per satuan massa [20]. Di perut Matahari, nilainya aku/
Hampir satu milimeter. Bahkan aneh pada pandangan pertama bahwa gas bisa sangat buram. Lagi pula, kita, berada di atmosfer bumi, melihat benda-benda yang jaraknya puluhan kilometer! Keburaman yang begitu besar dari zat gas interior bintang dijelaskan oleh kepadatannya yang tinggi, dan yang paling penting, oleh suhunya yang tinggi, yang membuat gas terionisasi. Jelas bahwa perbedaan suhu lebih dari satu milimeter harus benar-benar diabaikan. Secara kasar dapat diperkirakan dengan mengasumsikan bahwa perbedaan suhu dari pusat Matahari ke permukaannya seragam. Kemudian ternyata perbedaan suhu pada jarak 1 mm mendekati seratus ribu derajat. Dengan demikian, perbedaan antara intensitas radiasi yang datang "dari atas" dan "dari bawah" juga akan diabaikan. Akibatnya, fluks radiasi akan sangat kecil dibandingkan dengan intensitas, seperti yang dibahas di atas.
Jadi, kita sampai pada kesimpulan penting bahwa opasitas materi bintang menentukan energi yang melewatinya. mengalir radiasi, dan karenanya luminositas bintang. Semakin besar opacity materi bintang, semakin rendah fluks radiasi. Selain itu, fluks radiasi tentu saja masih bergantung pada seberapa cepat suhu bintang berubah dengan kedalaman. Mari kita bayangkan bola gas yang dipanaskan, yang suhunya benar-benar konstan. Sangat jelas bahwa dalam hal ini fluks radiasi akan sama dengan nol, terlepas dari apakah penyerapan radiasi besar atau kecil. Lagi pula, untuk apa pun
intensitas radiasi "dari atas" akan sama dengan intensitas radiasi "dari bawah", karena suhunya benar-benar sama.
Sekarang kita dapat sepenuhnya memahami arti dari rumus pasti yang menghubungkan luminositas bintang dengan karakteristik utamanya:
|
(7.10) |
di mana simbol
berarti perubahan suhu ketika bergerak satu sentimeter dari pusat bintang. Jika suhu benar-benar konstan, maka
akan menjadi nol. Rumus (7.10) mengungkapkan apa yang telah dibahas di atas. Fluks radiasi dari sebuah bintang (dan karenanya luminositasnya) semakin besar, semakin rendah opasitas materi bintang dan semakin besar penurunan suhu di bagian dalam bintang.
Rumus (7.10) memungkinkan, pertama-tama, untuk mendapatkan luminositas bintang jika karakteristik utamanya diketahui. Tetapi sebelum beralih ke perkiraan numerik, kami akan mengubah rumus ini. Cepat T melalui M, menggunakan rumus (6.2), dan terimalah
3M/ 4R 3 .
Kemudian, dengan asumsi
Akan memiliki
|
(7.11) |
Ciri khas dari rumus yang diperoleh adalah bahwa ketergantungan luminositas pada jari-jari bintang telah hilang. Meskipun ketergantungan pada berat molekul rata-rata dari substansi interior bintang cukup kuat, nilainya sendiri
Untuk sebagian besar bintang, itu bervariasi dalam batas yang tidak signifikan. Keburaman materi bintang
tergantung terutama pada keberadaan unsur-unsur berat di dalamnya. Faktanya adalah bahwa hidrogen dan helium dalam kondisi interior bintang sepenuhnya terionisasi dan dalam keadaan ini hampir tidak dapat menyerap radiasi. Memang, agar kuantum radiasi dapat diserap, energinya perlu dihabiskan sepenuhnya untuk pelepasan elektron dari nukleus, yaitu pada ionisasi. Jika atom hidrogen dan helium terionisasi sempurna, maka secara sederhana, tidak ada yang dapat dirobek [21]. Hal lain adalah elemen berat. Mereka, seperti yang telah kita lihat di atas, mempertahankan lebih banyak elektron mereka di kulit terdalamnya dan oleh karena itu dapat menyerap radiasi dengan cukup efektif. Dari sini dapat disimpulkan bahwa meskipun kelimpahan relatif unsur-unsur berat di interior bintang kecil, peran mereka tidak proporsional besar, karena merekalah yang terutama menentukan opasitas materi bintang.
Teori ini mengarah pada ketergantungan sederhana dari koefisien penyerapan pada karakteristik zat (rumus Kramers):
| (7.12) |
Namun, perhatikan bahwa rumus ini agak mendekati. Namun demikian, dapat disimpulkan bahwa kita tidak akan membuat kesalahan yang sangat besar jika kita menetapkan jumlah
tidak terlalu berbeda dari bintang ke bintang. Perhitungan yang tepat menunjukkan bahwa untuk bintang masif yang panas
1, sedangkan untuk katai merah nilainya
10 kali lebih banyak. Dengan demikian, mengikuti rumus (7.11) bahwa luminositas bintang "normal" (yaitu, dalam kesetimbangan pada deret utama) terutama bergantung pada massanya. Jika kita mengganti nilai numerik dari semua koefisien yang termasuk dalam rumus, maka dapat ditulis ulang dalam bentuk
|
(7.13) |
Rumus ini memungkinkan untuk menentukan mutlak luminositas bintang jika massanya diketahui. Misalnya, untuk Matahari, kita dapat mengasumsikan bahwa koefisien penyerapan
20, dan berat molekul rata-rata
0, 6 (lihat di atas). Kemudian II
5, 6. Kita seharusnya tidak malu dengan kenyataan bahwa II
Ternyata tidak sama dengan satu. Ini karena kekasaran ekstrim model kami. Perhitungan yang tepat, dengan mempertimbangkan distribusi suhu Matahari dengan kedalaman, berikan nilai II
dekat dengan kesatuan.
Arti utama dari rumus (7.13) adalah bahwa ia memberikan ketergantungan luminositas bintang deret utama pada massa. Oleh karena itu rumus (7.13) biasanya disebut "ketergantungan massa - luminositas". Mari kita sekali lagi memperhatikan fakta bahwa karakteristik penting dari sebuah bintang adalah radius, tidak termasuk dalam rumus ini. Tidak ada tanda-tanda ketergantungan luminositas bintang pada kekuatan sumber energi di kedalamannya. Keadaan terakhir sangat penting. Seperti yang telah kami tekankan di atas, bintang dengan massa tertentu, seolah-olah, mengatur kekuatan sumber energi, yang "menyesuaikan" dengan struktur dan "opasitasnya".
Hubungan "massa - luminositas" pertama kali diturunkan oleh astronom Inggris terkemuka Eddington, pendiri teori modern tentang struktur internal bintang. Ketergantungan ini ditemukan olehnya secara teoritis dan hanya kemudian dikonfirmasi pada bahan pengamatan yang luas. Kesesuaian rumus ini, diperoleh, seperti yang telah kita lihat di atas, dari asumsi paling sederhana, dengan hasil pengamatan secara umum baik. Beberapa perbedaan terjadi untuk massa bintang yang sangat besar dan sangat kecil (yaitu, untuk raksasa biru dan katai merah). Namun, perbaikan lebih lanjut dari teori memungkinkan perbedaan ini dihilangkan ...
Di atas, kami menyajikan hubungan antara fluks radiasi dan perbedaan suhu, berdasarkan asumsi bahwa energi ditransfer dari bagian dalam bintang ke bagian luar hanya melalui radiasi (lihat rumus (7.10)). Di bagian dalam bintang, kondisinya keseimbangan pancaran. Ini berarti bahwa setiap elemen volume bintang menyerap energi yang sama persis seperti yang dipancarkannya. Namun, keseimbangan ini tidak selalu berkelanjutan. Mari kita jelaskan ini dengan contoh sederhana. Mari kita pilih elemen volume kecil di dalam bintang dan secara mental memindahkannya ke atas (yaitu, lebih dekat ke permukaan) jarak pendek. Karena saat kita menjauh dari pusat bintang, baik suhu dan tekanan gas yang membentuknya akan berkurang, volume kita harus mengembang dengan gerakan seperti itu. Kita dapat berasumsi bahwa dalam proses pergerakan seperti itu antara volume kita dan lingkungan tidak ada pertukaran energi. Dengan kata lain, ekspansi volume saat bergerak ke atas dapat dipertimbangkan adiabatik. Ekspansi ini akan berlangsung sedemikian rupa sehingga tekanan internalnya akan selalu sama dengan tekanan eksternal lingkungan. Jika kita, setelah bergerak, membayangkan volume gas kita "ke dirinya sendiri", maka itu akan kembali ke posisi semula, atau akan terus naik. Apa yang menentukan arah pergerakan volume?
dan P menunjukkan densitas dan tekanan. Setelah volume bergerak ke atas (atau, dengan kata lain, "mengalami gangguan"), dan tekanan internalnya seimbang dengan tekanan lingkungan, kerapatannya harus berbeda dari kerapatan media yang ditunjukkan. Ini dijelaskan oleh fakta bahwa dalam proses mengangkat dan memperluas volume kami, kepadatannya berubah sesuai dengan hukum khusus yang disebut "adiabatik". Dalam hal ini kita akan memiliki
|
(7.15) |
Di bagian dalam bintang, sebagai suatu peraturan, transfer energi dilakukan melalui radiasi. Ini dijelaskan keberlanjutan media dalam kaitannya dengan gangguan "imobilitas" (lihat di atas). Tetapi ada lapisan seperti itu di interior sejumlah bintang, dan bahkan di seluruh wilayah besar, di mana kondisi stabilitas yang diperoleh di atas tidak terpenuhi. Dalam kasus ini, sebagian besar energi ditransfer oleh konveksi. Hal ini biasanya terjadi ketika transfer energi oleh radiasi untuk beberapa alasan terbatas. Ini bisa terjadi, misalnya, dengan terlalu banyak opacity.
Di atas, hubungan dasar "massa - luminositas" diperoleh dari asumsi bahwa transfer energi dalam bintang hanya dilakukan oleh radiasi. Timbul pertanyaan: jika transfer energi secara konveksi juga terjadi di bintang, apakah ketergantungan ini tidak akan dilanggar? Ternyata tidak! Faktanya adalah bahwa "bintang yang sepenuhnya konvektif", yaitu, bintang-bintang seperti itu, di mana di mana-mana, dari pusat ke permukaan, transfer energi hanya akan dilakukan secara konveksi, tidak ada di alam. Bintang nyata hanya memiliki lapisan yang kurang lebih tipis, atau daerah besar di pusatnya di mana konveksi memainkan peran dominan. Tapi itu cukup untuk memiliki setidaknya satu lapisan di dalam bintang, di mana transfer energi akan dilakukan oleh radiasi, sehingga opacity paling radikal akan mempengaruhi "throughput" bintang dalam kaitannya dengan energi yang dilepaskan di kedalamannya. Namun, keberadaan daerah konvektif di bagian dalam bintang tentu saja akan mengubah nilai numerik dari koefisien dalam rumus (7.13). Keadaan ini, khususnya, adalah salah satu alasan mengapa luminositas matahari yang kami hitung menggunakan rumus ini hampir lima kali lebih tinggi daripada yang diamati.
Jadi, karena ketidakstabilan spesifik yang dijelaskan di atas, gerakan gas skala besar terjadi di lapisan konvektif bintang. Massa gas yang lebih panas naik dari bawah ke atas, sedangkan massa yang lebih dingin tenggelam. Ada proses intensif pencampuran zat. Perhitungan menunjukkan, bagaimanapun, bahwa perbedaan suhu unsur-unsur bergerak dari gas dan lingkungan benar-benar dapat diabaikan, hanya sekitar 1 K - dan ini pada suhu zat perut urutan sepuluh juta kelvin! Ini dijelaskan oleh fakta bahwa konveksi itu sendiri cenderung menyamakan suhu lapisan. Kecepatan rata-rata massa gas yang naik dan turun juga tidak signifikan - hanya sekitar beberapa puluh meter per detik. Hal ini berguna untuk membandingkan kecepatan ini dengan kecepatan termal atom hidrogen terionisasi di bagian dalam bintang, yang berada di urutan beberapa ratus kilometer per detik. Karena kecepatan pergerakan gas yang berpartisipasi dalam konveksi adalah puluhan ribu kali lebih kecil daripada kecepatan termal partikel materi bintang, tekanan yang disebabkan oleh aliran konveksi hampir satu miliar kali lebih kecil dari tekanan gas biasa. Ini berarti bahwa konveksi sama sekali tidak berpengaruh pada kesetimbangan hidrostatik materi interior bintang, yang ditentukan oleh persamaan gaya tekanan gas dan gravitasi.
Seseorang seharusnya tidak menganggap konveksi sebagai semacam proses yang teratur, di mana area kenaikan gas secara teratur bergantian dengan area penurunannya. Sifat gerak konvektif bukanlah “laminar”, melainkan “bergejolak”; yaitu, sangat kacau, berubah secara acak dalam ruang dan waktu. Sifat kacau dari pergerakan massa gas mengarah pada pencampuran materi yang sempurna. Artinya komposisi kimia daerah bintang yang diliputi gerak konvektif harus seragam. Keadaan terakhir sangat penting untuk banyak masalah evolusi bintang. Misalnya, jika sebagai akibat dari reaksi nuklir di bagian terpanas (tengah) zona konvektif, komposisi kimianya telah berubah (misalnya, ada lebih sedikit hidrogen, beberapa di antaranya telah berubah menjadi helium), maka dalam waktu singkat perubahan ini akan menyebar ke seluruh zona konvektif. Dengan demikian, "zona reaksi nuklir" - wilayah pusat bintang - dapat terus menerima panas nuklir "segar", yang, tentu saja, sangat penting untuk evolusi bintang [22]. Pada saat yang sama, mungkin ada situasi di mana tidak ada konveksi di pusat, daerah terpanas bintang, yang mengarah pada evolusi perubahan radikal dalam komposisi kimia daerah ini. Ini akan dibahas secara lebih rinci dalam Bagian 12.
Dari buku Teori Relativitas - tipuan abad kedua puluh pengarang Sekerin Vladimir IlyichII Bintang-bintang memancar... Jadi saya terus bergerak melalui waktu dengan langkah-langkah besar, masing-masing seribu tahun dan lebih, terbawa oleh misteri hari-hari terakhir Bumi dan mengamati dalam keadaan semacam hipnosis bagaimana Matahari di bagian barat langit menjadi lebih besar dan redup... Akhirnya,
Dari buku Menariknya tentang kosmogoni pengarang Tomilin Anatoly NikolaevichIII Bintang-bintang meledak... Pada hari kedua puluh dua bulan ketujuh tahun pertama periode Shi-Ho, Yang Veite berkata: "Saya bersujud: Saya mengamati penampilan bintang tamu di konstelasi Twain- kuan Dia sedikit berwarna-warni. Menurut perintah kaisar, aku
Dari buku penulisBAB 19 Bintang Neutron dan Penemuan Pulsar Seperti yang dibahas di bagian kedua buku ini, fase terakhir evolusi sebuah bintang, yang terjadi setelah sumber daya bahan bakar hidrogen nuklirnya telah habis sebagian besar, sangat bergantung pada massa.
Dari buku penulisBab 23 Bintang Sinar-X Seperti yang telah ditunjukkan dalam pengantar buku ini, perkembangan pesat astronomi ekstra-atmosfer, serta astronomi radio, pada tahun-tahun pascaperang menyebabkan revolusi dalam sains kita. Mungkin pencapaian ekstra-atmosfer yang paling mengesankan
Dari buku pengarang Dari buku penulisBintang dalam bermacam-macam Bermacam-macam dalam perdagangan adalah seperangkat jenis dan varietas barang yang berbeda. Tentu saja, kami tidak akan bertukar bintang. Tetapi di hari-hari kompetisi astronomi di universitas perdagangan, istilah seperti itu sangat populer. Dan kami berusaha untuk
Dari buku penulisBintang 66. Apa itu bintang? Bintang-bintang adalah matahari lain yang direduksi menjadi seukuran tusukan jarum bercahaya karena jaraknya yang sangat jauh dari Bumi.Pada tahun 1600, filsuf Italia Giordano Bruno dibakar di tiang pancang oleh Gereja Katolik karena mengklaim bahwa
Dari buku penulis66. Apa itu bintang? Bintang-bintang adalah matahari lainnya, direduksi menjadi seukuran tusukan jarum bercahaya karena jaraknya yang tak terpikirkan dari Bumi.Pada tahun 1600, filsuf Italia Giordano Bruno dibakar di tiang pancang oleh Gereja Katolik karena mengklaim bahwa
Dari buku penulis71. Bagaimana cara kerja bintang? Bintang adalah bola gas raksasa. Ini terbentuk ketika awan antarbintang, sebagian besar hidrogen dan helium, mulai runtuh karena beratnya sendiri.Kompresi berlanjut sampai inti menjadi sangat terkompresi dan panas sehingga diluncurkan
Dari buku penulis78. Apakah bintang-bintang itu buatan? Ini pertanyaan yang sangat bodoh, bukan? Namun pada kenyataannya, ini terkait dengan pertanyaan ilmiah paling penting: bagaimana kita bisa mengenali alien (ET)? Dalam mencari kecerdasan ekstraterestrial, SETI (search extra-terrestrial intelligence) memindai langit untuk mencari
