Untuk setidaknya sebagian dari hidupnya, sebuah bintang bersinar karena fusi termonuklir hidrogen di intinya melepaskan energi yang melintasi bintang interior dan kemudian memancar ke luar angkasa . Hampir semua elemen alami yang lebih berat dari helium diciptakan oleh bintang-bintang, baik melalui sintesis-inti bintang selama hidup mereka atau nukleosintesis supernova ketika bintang meledak. astronom dapat menentukan massa , usia, komposisi kimia dan sifat lain dari seorang bintang dengan mengamati nya spektrum , luminositas dan gerak melalui ruang. Massa total bintang adalah penentu utama dalam nya evolusi dan nasib akhirnya. Karakteristik lain dari sebuah bintang ditentukan oleh sejarah evolusi, termasuk diameter, gerakan rotasi, dan suhu. Sebuah plot suhu banyak bintang terhadap luminosities mereka, yang dikenal sebagai Hertzsprung-Russell diagram (H-R diagram), memungkinkan usia dan negara evolusi sebuah bintang yang akan ditentukan.
Sebuah bintang dimulai sebagai awan runtuh bahan terutama terdiri dari hidrogen, bersama dengan jumlah jejak helium dan unsur yang lebih berat. Setelah inti bintang cukup padat, beberapa hidrogen diubah menjadi helium terus melalui proses fusi nuklir. [1] Sisa dari interior bintang membawa energi dari inti melalui kombinasi radiasi dan konvektif proses. Tekanan internal bintang mencegah dari runtuh lebih lanjut di bawah gravitasinya sendiri. Setelah hidrogen bahan bakar pada intinya habis, bintang-bintang memiliki setidaknya 0,4 kali massa Matahari [2] berkembang menjadi raksasa merah , dalam kasus beberapa sekering yang lebih berat unsur di inti atau pada kulit sekitar inti. Bintang kemudian berevolusi menjadi sebuah bentuk, daur ulang sebagian dari materi ke dalam lingkungan antar, di mana akan membentuk generasi baru bintang dengan proporsi yang lebih tinggi dari unsur-unsur berat. [3]
Biner sistem dan multi-bintang terdiri dari dua atau lebih bintang yang terikat secara gravitasional, dan umumnya bergerak di sekitar satu sama lain dalam stabil orbit . Ketika dua bintang seperti memiliki orbit relatif dekat, interaksi gravitasi mereka dapat memiliki dampak yang signifikan pada evolusi mereka. [4] Bintang dapat membentuk bagian dari struktur yang terikat secara gravitasional lebih besar, seperti klaster atau galaksi .
Pengamatan sejarah
Yang tertua akurat tanggal grafik bintang muncul di kuno astronomi Mesir pada 1534 SM. [8] Para katalog bintang paling awal dikenal disusun oleh kuno astronom Babilonia dari Mesopotamia di akhir milenium SM 2, selama Periode Kassite (ca. 1531-1155 SM ). [9]
Yang pertama bintang katalog di Yunani astronomi diciptakan oleh Aristillus pada sekitar 300 SM, dengan bantuan Timocharis . [10] Katalog bintang Hipparchus (abad 2 SM) termasuk bintang 1020 dan digunakan untuk merakit Ptolemy katalog 's bintang. [ 11] Hipparchus dikenal karena penemuan pertama yang tercatat nova (baru bintang). [12] Banyak dari konstelasi bintang dan nama yang digunakan saat ini berasal dari astronomi Yunani.
Terlepas dari kekekalan nyata dari langit, astronom Cina sadar bahwa bintang-bintang baru bisa muncul. [13] Pada 185 M, mereka adalah yang pertama untuk mengamati dan menulis tentang supernova , sekarang dikenal sebagai SN 185 . [14] The acara bintang terang yang tercatat dalam sejarah adalah SN 1006 supernova, yang diamati pada 1006 dan ditulis oleh astronom Mesir Ali bin Ridwan dan astronom China. [15] Para SN 1054 supernova, yang melahirkan Nebula Kepiting , juga diamati oleh para astronom Cina dan Islam. [16] [17] [18]
Astronom Islam abad pertengahan memberi nama Arab untuk banyak bintang yang masih digunakan saat ini, dan mereka menemukan banyak instrumen astronomi yang bisa menghitung posisi bintang-bintang. Mereka membangun besar pertama observatorium lembaga penelitian, terutama untuk tujuan memproduksi Zij katalog bintang. [19] Di antaranya, Kitab Bintang Tetap (964) ditulis oleh Persia astronom Abd al-Rahman al-Sufi , yang menemukan sejumlah bintang, gugus bintang (termasuk Velorum Omicron dan Cluster Brocchi s ) dan galaksi (termasuk Galaksi Andromeda ). [20] Pada abad ke-11, Persia polymath sarjana Abu Rayhan Biruni menggambarkan Bima Sakti galaksi sebagai banyak fragmen memiliki sifat-sifat samar-samar bintang, dan juga memberikan garis lintang berbagai bintang selama gerhana bulan di 1019. [21]
Para Andalusia Astronom Ibnu Bajjah mengusulkan bahwa Bima Sakti itu terdiri dari banyak bintang yang hampir menyentuh satu sama lain dan tampak gambar terus menerus karena efek bias dari bahan yg bersifat bumi, mengutip pengamatan tentang hubungannya Jupiter dan Mars pada 500 AH (1106/1107 M) sebagai bukti. [22]
Awal Eropa astronom seperti Tycho Brahe diidentifikasi bintang-bintang baru di langit malam (kemudian disebut novae), menunjukkan bahwa langit tidak berubah. Pada 1584 Giordano Bruno mengusulkan bahwa bintang-bintang seperti Matahari, dan mungkin memiliki planet-planet lain , bahkan mungkin mirip Bumi, di orbit sekitar mereka, [23] ide yang telah diusulkan sebelumnya oleh kuno filsuf Yunani , Democritus dan Epicurus , [24] dan oleh abad pertengahan kosmolog Islam [25] seperti Fakhr al-Din al-Razi . [26] Pada abad berikutnya, ide bahwa bintang yang sama dengan Matahari mencapai konsensus di antara para astronom. Untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang ini tidak memberikan tarikan gravitasi pada tata surya, Isaac Newton mengusulkan bahwa bintang-bintang terdistribusi secara merata di segala arah, ide diminta oleh teolog Richard Bentley . [27]
Astronom Italia Geminiano Montanari merekam adanya perubahan luminositas pada bintang Algol pada 1667. Edmond Halley menerbitkan pengukuran pertama gerak diri dari sepasang "tetap" dekat bintang, menunjukkan bahwa mereka berubah posisi dari waktu kuno Yunani astronom Ptolemy dan Hipparchus . Pengukuran langsung pertama dari jarak ke bintang ( 61 Cygni di 11,4 tahun cahaya ) dibuat pada 1838 oleh Friedrich Bessel menggunakan paralaks teknik. Parallax pengukuran menunjukkan pemisahan besar bintang-bintang di langit. [23]
William Herschel adalah astronom pertama yang mencoba menentukan distribusi bintang di langit. Selama tahun 1780-an, ia melakukan serangkaian alat pengukur dalam 600 arah, dan menghitung bintang-bintang yang diamati sepanjang masing-masing saling berhadapan. Dari sini ia menyimpulkan bahwa jumlah bintang terus meningkat terhadap satu sisi dari langit, di arah Bima Sakti inti . Putranya John Herschel mengulangi penelitian ini di belahan bumi selatan dan menemukan sebuah peningkatan yang sesuai dalam arah yang sama. [28] Di samping prestasi lain, William Herschel juga dicatat untuk penemuan bahwa beberapa bintang-bintang tidak hanya terletak di sepanjang baris yang sama terlihat, tetapi juga sahabat fisik yang membentuk bintang biner sistem.
Ilmu spektroskopi bintang dipelopori oleh Joseph von Fraunhofer dan Angelo Secchi . Dengan membandingkan spektrum bintang-bintang seperti Sirius dengan Matahari, mereka menemukan perbedaan dalam kekuatan dan jumlah mereka garis penyerapan -garis gelap dalam spektrum bintang karena penyerapan frekuensi tertentu oleh atmosfer. Pada tahun 1865 Secchi mulai mengelompokkan bintang ke jenis spektral . [29] Namun, versi modern dari skema klasifikasi bintang dikembangkan oleh Annie J. Cannon selama 1900.
Pengamatan bintang ganda diperoleh pentingnya peningkatan selama abad ke-19. Pada tahun 1834, Friedrich Bessel mengamati perubahan dalam gerak yang tepat dari bintang Sirius, dan disimpulkan pendamping tersembunyi. Edward Pickering menemukan pertama biner spektroskopi pada tahun 1899 ketika ia mengamati pemisahan periodik dari garis spektrum bintang Mizar dalam jangka waktu 104 hari . Pengamatan rinci dari sistem bintang biner banyak dikumpulkan oleh para astronom seperti William Struve dan SW Burnham , yang memungkinkan massa bintang dapat ditentukan dari perhitungan elemen orbit . Solusi pertama untuk masalah yang berasal orbit bintang-bintang biner dari pengamatan teleskop dibuat oleh Felix Savary pada 1827. [30]
Abad kedua puluh melihat kemajuan yang semakin pesat dalam studi ilmiah bintang. Ini foto menjadi alat astronomi yang berharga. Karl Schwarzschild menemukan bahwa warna bintang, dan karenanya suhu, bisa ditentukan dengan membandingkan besarnya visual yang melawan besarnya fotografi . Perkembangan fotolistrik fotometer diperbolehkan pengukuran yang sangat presisi besarnya pada interval panjang gelombang ganda. Pada tahun 1921 Albert A. Michelson membuat pengukuran pertama dari diameter bintang menggunakan interferometer pada teleskop Hooker . [31]
Kerja konseptual yang penting atas dasar fisik bintang terjadi selama dekade pertama abad kedua puluh. Pada tahun 1913, diagram Hertzsprung-Russell dikembangkan, mendorong penelitian astrofisika bintang. Model sukses dikembangkan untuk menjelaskan interior bintang dan evolusi bintang. Spektrum bintang juga berhasil dijelaskan melalui kemajuan dalam fisika kuantum . Hal ini memungkinkan komposisi kimia dari atmosfer bintang yang akan ditentukan. [32]
Dengan pengecualian supernova , bintang individu telah terutama yang telah diamati pada kami Grup Lokal dari galaksi , [33] dan terutama di bagian yang terlihat dari Bima Sakti (seperti yang ditunjukkan oleh rinci katalog bintang yang tersedia untuk galaksi kita). [34] Namun beberapa bintang telah diamati di galaksi M100 dari Cluster Virgo , sekitar 100 juta tahun cahaya dari Bumi. [35] Dalam superkluster Lokal adalah mungkin untuk melihat gugus bintang, dan teleskop saat ini pada dasarnya dapat mengamati bintang individu samar di Lokal Cluster -bintang yang paling jauh diselesaikan memiliki hingga ratus juta tahun cahaya [36] (lihat Cepheids ). Namun, di luar superkluster Lokal galaksi, bintang individu tidak atau cluster bintang-bintang telah diamati. Satu-satunya pengecualian adalah gambar samar dari sebuah gugus bintang besar yang berisi ratusan ribu bintang yang terletak satu miliar tahun cahaya jauhnya [37] -sepuluh kali jarak dari cluster bintang yang paling jauh diamati sebelumnya.
Sebutan
Artikel utama: Bintang penunjukan , konvensi penamaan astronomi , dan katalog Bintang
Konsep konstelasi dikenal ada selama Babel periode. Pengamat langit kuno membayangkan bahwa pengaturan menonjol dari bintang membentuk pola, dan mereka yang terkait dengan aspek-aspek tertentu ini alam atau mitos mereka. Dua belas dari formasi berbaring sepanjang band dari ecliptic dan ini menjadi dasar dari astrologi . [38] Banyak individu bintang lebih menonjol juga diberi nama, terutama dengan bahasa Arab atau bahasa Latin sebutan. Serta rasi bintang tertentu dan Matahari itu sendiri, bintang-bintang secara keseluruhan memiliki sendiri mitos . [39] Bagi orang Yunani Kuno , beberapa "bintang", yang dikenal sebagai planet (Yunani πλανήτης (planētēs), yang berarti "pengembara"), mewakili berbagai dewa penting, dari mana nama-nama planet Merkurius , Venus , Mars , Yupiter dan Saturnus diambil. [39] ( Uranus dan Neptunus juga Yunani dan dewa-dewa Romawi , tetapi planet tidak dikenal di Antiquity karena kecerahan rendah mereka. mereka nama ditugaskan oleh para astronom kemudian.)
Sekitar tahun 1600, nama-nama rasi bintang digunakan untuk nama bintang-bintang di daerah yang sesuai dari langit. Para astronom Jerman Johann Bayer menciptakan serangkaian peta bintang dan diterapkan huruf Yunani sebagai sebutan untuk bintang-bintang di konstelasi masing-masing. Kemudian sistem penomoran berdasarkan bintang kenaikan yang tepat ditemukan dan ditambahkan ke John Flamsteed katalog bintang 's dalam bukunya "Historia coelestis Britannica" (edisi 1712), dimana sistem penomoran kemudian disebut penunjukan Flamsteed atau Flamsteed penomoran. [ 40] [41]
Dalam hukum ruang , satu-satunya otoritas yang diakui secara internasional untuk penamaan benda angkasa adalah Uni Astronomi Internasional (IAU). [42] Sejumlah perusahaan swasta menjual nama bintang, yang British Library panggilan yang tidak diatur perusahaan komersial . [43] [44 ] Namun, IAU telah memisahkan diri dari praktek komersial, dan nama-nama ini tidak diakui oleh IAU juga digunakan oleh mereka. [45] Salah satu perusahaan penamaan bintang tersebut adalah Registry Star International , yang, selama tahun 1980, dituduh praktek menipu untuk membuat tampak bahwa nama yang diberikan adalah resmi . Sekarang ini-dihentikan ISR prakteknya informal berlabel scam dan penipuan, [46] [47] [48] [49] dan New York City Departemen Urusan Konsumen mengeluarkan pelanggaran ISR untuk terlibat dalam praktek perdagangan menipu. [ 50] [51]
Unit pengukuran
Kebanyakan parameter bintang dinyatakan dalam satuan SI dengan konvensi, namun unit CGS juga digunakan (misalnya, mengungkapkan luminositas di ergs per detik). Massa, luminositas dan jari-jari biasanya diberikan dalam satuan matahari, berdasarkan karakteristik Matahari:Panjang besar, seperti jari-jari dari sebuah bintang raksasa atau sumbu semi-utama dari suatu sistem bintang biner, sering diungkapkan dalam istilah satuan astronomi (AU)-sekitar jarak rata-rata antara Bumi dan Matahari (150 juta km atau 93 juta mil).
Pembentukan dan evolusi
Artikel utama: Evolusi Stellar
Bintang terbentuk di dalam daerah diperpanjang kepadatan lebih tinggi di medium antarbintang , walaupun kepadatan masih lebih rendah dari bagian dalam suatu duniawi ruang vakum . Daerah ini disebut awan molekul dan sebagian besar terdiri dari hidrogen, dengan sekitar 23-28% helium dan beberapa persen elemen berat. Salah satu contoh dari wilayah pembentuk bintang adalah Nebula Orion . [54] Sebagai bintang masif terbentuk dari awan molekul, mereka kuat menerangi awan-awan. Mereka juga mengionisasi hidrogen, menciptakan daerah H II . Protostar pembentukan
Artikel utama: pembentukan Bintang
Pembentukan bintang dimulai dengan ketidakstabilan gravitasi di dalam awan molekul, sering dipicu oleh gelombang kejut dari supernova (ledakan bintang masif) atau tubrukan dua galaksi (seperti dalam sebuah galaksi Starburst ). Setelah wilayah mencapai kerapatan materi yang cukup untuk memenuhi kriteria untuk instabilitas Jeans itu mulai runtuh di bawah kekuatan gravitasinya sendiri. [55] 
Awal bintang kurang dari 2 massa matahari disebut T Tauri bintang , sementara mereka dengan massa yang lebih besar Herbig Ae / Be bintang . Bintang-bintang yang baru lahir memancarkan jet gas sepanjang sumbu rotasi mereka, yang dapat mengurangi momentum sudut dari bintang yang runtuh dan mengakibatkan patch kecil kaburan dikenal sebagai obyek Herbig-Haro . [57] [58] Ini jet, dalam kombinasi dengan radiasi dari bintang-bintang besar di dekatnya, dapat membantu untuk mengusir awan di sekitarnya di mana bintang itu terbentuk. [59]
Utama urutan
Artikel utama: urutan utama
Bintang menghabiskan sekitar 90% hidrogen sekering mereka seumur hidup untuk menghasilkan helium di reaksi suhu tinggi dan tekanan tinggi di dekat inti. Bintang seperti dikatakan pada deret utama dan disebut bintang kerdil. Mulai usia nol deret utama, proporsi helium di inti bintang akan terus meningkat. Sebagai akibatnya, untuk mempertahankan tingkat yang diperlukan fusi nuklir di inti, bintang perlahan-lahan akan meningkat dalam suhu dan luminositas [60] -Matahari, misalnya, diperkirakan telah meningkat dalam luminositas sekitar 40% karena mencapai urutan utama 4,6 miliar tahun lalu. [61] Setiap bintang menghasilkan angin bintang partikel yang terus-menerus menyebabkan aliran gas ke ruang angkasa. Untuk sebagian besar bintang, jumlah massa yang hilang diabaikan. Sun kehilangan 10 -14 massa matahari setiap tahun, [62] atau sekitar 0,01% dari massa total lebih dari umur nya seluruh. Namun bintang yang sangat masif bisa kehilangan 10 -7 sampai 10 -5 massa matahari setiap tahun, secara signifikan mempengaruhi evolusi mereka. [63] Bintang yang dimulai dengan lebih dari 50 massa matahari bisa kehilangan lebih dari setengah total massa mereka sementara mereka tetap berada pada urutan utama. [64]
Selain massa, bagian dari unsur-unsur lebih berat dari helium dapat memainkan peran penting dalam evolusi bintang. Dalam astronomi semua elemen yang lebih berat dari helium yang dianggap sebagai "logam", dan kimia konsentrasi elemen ini disebut metallicity . Metallicity dapat mempengaruhi durasi bahwa bintang akan membakar bahan bakar, kontrol pembentukan medan magnet [65] dan mengubah kekuatan angin bintang. [66] Lama, populasi II bintang telah metallicity substansial kurang dari populasi, yang lebih muda saya karena komposisi awan molekul dari mana mereka membentuk bintang. (Selama waktu ini awan menjadi semakin diperkaya dengan unsur yang lebih berat sebagai bintang tua mati dan menumpahkan bagian dari mereka atmosfer .)
Post-utama urutan
Artikel utama: raksasa Merah
Sebagai bintang paling sedikit 0,4 kali massa matahari [2] knalpot pasokan hidrogen pada inti mereka, lapisan luar mereka sangat memperluas dan sejuk untuk membentuk sebuah raksasa merah . Sebagai contoh, di sekitar 5 miliar tahun, ketika matahari adalah suatu raksasa merah, akan memperluas ke radius maksimum sekitar 1 satuan astronomi (150 juta kilometer), 250 kali ukuran yang sekarang. Sebagai raksasa, Matahari akan kehilangan sekitar 30% dari massa saat ini. [61] [67] Dalam sebuah raksasa merah hingga 2,25 massa matahari, hasil fusi hidrogen dalam lapisan shell sekitar inti. [68] Akhirnya inti dikompresi cukup untuk memulai fusi helium , dan bintang sekarang secara bertahap menyusut dalam radius dan meningkatkan suhu permukaannya . Untuk bintang yang lebih besar, wilayah inti transisi langsung dari hidrogen sekering untuk peleburan helium. [4]
Setelah bintang telah mengkonsumsi helium pada intinya, fusi terus di shell sekitar inti panas karbon dan oksigen. Bintang kemudian mengikuti jalur evolusi yang sejalan dengan fase raksasa merah yang asli, tetapi pada suhu permukaan yang lebih tinggi.
Bintang besar
Artikel utama: supergiant Merah
Kontrak inti sampai suhu dan tekanan yang cukup untuk sekering karbon (lihat proses pembakaran karbon ). Proses ini terus berlanjut, dengan tahap-tahap berurutan didorong oleh lampu neon (lihat proses pembakaran neon ), oksigen (lihat proses pembakaran oksigen ), dan silikon (lihat proses silikon pembakaran ). Menjelang akhir kehidupan bintang, fusi dapat terjadi di sepanjang serangkaian bawang-lapisan kerang dalam bintang. Setiap kulit memiliki sekering elemen yang berbeda, dengan hidrogen sekering shell terluar;. Shell berikutnya sekering helium, dan sebagainya [69]
Tahap akhir tercapai ketika bintang mulai memproduksi besi . Karena inti besi lebih terikat erat daripada inti lebih berat, jika mereka menyatu mereka tidak melepaskan energi-proses yang akan, sebaliknya, mengkonsumsi energi. Demikian juga, karena mereka terikat lebih kuat daripada semua inti ringan, energi tidak bisa dilepaskan oleh fisi . [68] Di relatif tua, bintang sangat besar, inti besar dari besi inert yang akan terakumulasi di tengah bintang. Unsur-unsur yang lebih berat dalam bintang-bintang ini dapat bekerja dengan cara mereka naik ke permukaan, membentuk benda-benda berkembang dikenal sebagai Wolf-Rayet bintang yang memiliki angin bintang padat yang gudang suasana luar.
Runtuh
Sebuah, berkembang rata-rata sekarang ukuran bintang akan memberi lapisan luarnya sebagai planetary nebula . Jika apa yang tersisa setelah atmosfer luar telah ditumpahkan kurang dari 1,4 massa matahari, menyusut ke obyek yang relatif kecil (sekitar ukuran Bumi) yang tidak cukup besar untuk kompresi lebih lanjut untuk mengambil tempat, yang dikenal sebagai white dwarf . [ 70] Para materi elektron-merosot di dalam kerdil putih tidak lagi plasma, meskipun bintang-bintang umumnya disebut sebagai bola plasma. Kerdil putih akhirnya akan memudar menjadi hitam kerdil selama regangan sangat lama.
Sebagian besar materi di bintang yang terpesona oleh ledakan supernova (membentuk nebula seperti Nebula Kepiting) [71] dan apa yang tetap akan menjadi bintang neutron (yang kadang-kadang memanifestasikan dirinya sebagai pulsar atau burster sinar-X ) atau, dalam kasus bintang-bintang terbesar (cukup besar untuk meninggalkan sisa-sisa bintang lebih besar dari massa matahari sekitar 4), sebuah lubang hitam . [72] Dalam sebuah bintang neutron masalah ini dalam keadaan yang dikenal sebagai neutron-materi merosot , dengan lebih eksotis bentuk degenerasi materi, materi QCD , mungkin hadir dalam inti. Dalam lubang hitam masalah ini dalam keadaan yang saat ini tidak dipahami.
Para ditiup-off lapisan luar bintang sekarat mencakup unsur-unsur berat yang dapat didaur ulang selama pembentukan bintang baru. Unsur-unsur berat memungkinkan pembentukan planet berbatu. Arus dari supernova dan angin bintang dari bintang-bintang besar memainkan bagian penting dalam membentuk medium antarbintang. [71]
Distribusi
Ini telah menjadi anggapan lama bahwa sebagian bintang terjadi di gravitasi terikat, sistem bintang ganda. Hal ini terutama berlaku untuk O yang sangat besar dan bintang-bintang kelas B, di mana 80% dari sistem diyakini beberapa. Namun proporsi dari sistem bintang tunggal meningkat untuk bintang yang lebih kecil, sehingga hanya 25% dari kerdil merah diketahui memiliki sahabat bintang. Seperti 85% dari semua bintang-bintang kerdil merah, bintang-bintang yang paling di Bima Sakti mungkin tunggal dari lahir. [74]
Bintang-bintang tidak tersebar merata di seluruh alam semesta, namun biasanya dikelompokkan ke dalam galaksi bersama dengan gas antarbintang dan debu. Sebuah galaksi yang khas berisi ratusan miliar bintang, dan ada lebih dari 100 miliar (10 11) galaksi di alam semesta teramati . [75] Meskipun sering percaya bahwa bintang-bintang hanya ada dalam galaksi, bintang intergalaksi telah ditemukan. [76 ] Perkiraan 2010 jumlah bintang adalah 300 sextillion (3 × 10 23) di alam semesta teramati. [77]
Bintang terdekat dengan Bumi, selain Matahari, adalah Proxima Centauri , yang merupakan 39900000000000 kilometer, atau 4,2 tahun cahaya. Cahaya dari Proxima Centauri memakan waktu 4.2 tahun untuk mencapai Bumi. Perjalanan dengan kecepatan orbital Space Shuttle (8 kilometer per detik-hampir 30.000 kilometer per jam), itu akan memakan waktu sekitar 150.000 tahun untuk sampai ke sana. [78] Jarak seperti ini adalah khas di dalam cakram galaksi , termasuk di sekitar tata surya. [79] Bintang dapat lebih dekat satu sama lain di pusat-pusat galaksi dan dalam gugus bola , atau lebih jauh terpisah dalam lingkaran cahaya galaksi .
Karena jarak yang relatif besar antara bintang di luar inti galaksi, tumbukan antar bintang dianggap langka. Di daerah-daerah padat seperti inti dari gugus bola atau pusat galaksi, tumbukan dapat lebih umum. [80] tabrakan tersebut dapat menghasilkan apa yang dikenal sebagai orang yang lamban biru . Bintang-bintang yang abnormal memiliki temperatur permukaan lebih tinggi daripada bintang-bintang urutan utama lainnya dengan luminositas yang sama di cluster. [81]
Karakteristik
Hampir segala sesuatu tentang bintang ditentukan oleh massa awal, termasuk karakteristik penting seperti luminositas dan ukuran, serta evolusi bintang, umur, dan nasib akhirnya.
Umur
Kebanyakan bintang antara 1 miliar dan 10 miliar tahun. Beberapa bintang bahkan mungkin mendekati 13,7 milyar tahun-yang diamati umur alam semesta . Bintang tertua belum ditemukan, HE 1523-0901 , adalah 13,2 miliar diperkirakan tahun. [82] [83]Bintang yang lebih besar, umur lebih pendek, terutama karena bintang-bintang besar memiliki tekanan lebih besar pada core mereka, menyebabkan mereka untuk membakar hidrogen lebih cepat. Yang paling besar bintang terakhir rata-rata sekitar satu juta tahun, sementara bintang massa minimum (kerdil merah) membakar bahan bakar mereka sangat lambat dan puluhan terakhir ratusan miliar tahun. [84] [85]
Komposisi kimia
Lihat juga: metallicity
Ketika membentuk bintang di galaksi Bima Sakti ini mereka terdiri dari sekitar 71% hidrogen dan helium 27%, [86] seperti yang diukur oleh massa, dengan sebagian kecil dari unsur yang lebih berat. Biasanya porsi unsur berat diukur dalam hal kandungan besi dari atmosfer bintang, zat besi adalah unsur umum dan garis penyerapan relatif mudah untuk mengukur. Karena awan molekul mana membentuk bintang yang terus diperkaya oleh unsur-unsur yang lebih berat dari ledakan supernova, pengukuran komposisi kimia bintang dapat digunakan untuk menyimpulkan umurnya. [87] Bagian dari unsur yang lebih berat juga dapat menjadi indikator kemungkinan bahwa bintang memiliki sistem planet. [88] Bintang dengan kandungan besi terendah yang pernah diukur adalah kurcaci HE1327-2326, dengan hanya 1 / 200, 000 kandungan besi dari Matahari. [89] Sebaliknya, super-logam kaya bintang Leonis μ telah hampir dua kali lipat banyaknya besi sebagai Matahari, sedangkan planet-bintang bantalan 14 Herculis . memiliki besi hampir tiga kali lipat [90] Ada juga kimia bintang aneh yang menunjukkan kelimpahan unsur-unsur tertentu yang tidak biasa dalam spektrum mereka, terutama kromium dan unsur tanah jarang . [91]
Diameter
Disk dari bintang yang paling jauh terlalu kecil dalam ukuran sudut untuk diamati dengan arus teleskop berbasis darat optik, dan interferometer teleskop diperlukan untuk menghasilkan gambar dari benda tersebut. Teknik lain untuk mengukur ukuran sudut bintang-bintang adalah melalui kegaiban . Dengan tepatnya mengukur penurunan kecerahan bintang karena occulted oleh Bulan (atau kenaikan kecerahan saat itu muncul kembali), diameter sudut bintang itu dapat dihitung. [93]
Bintang berbagai ukuran dari bintang neutron , yang bervariasi mana saja dari 20 sampai 40 km (25 mil) di diameter, untuk supergiants seperti Betelgeuse di konstelasi Orion , yang memiliki diameter sekitar 650 kali lebih besar dari km Sun-sekitar 900.000.000 (560.000.000 mil ). Namun, Betelgeuse memiliki jauh lebih rendah kepadatan dari Matahari. [94]
Kinematika
Artikel utama: kinematika Stellar
Kecepatan radial diukur dengan pergeseran doppler garis-garis spektral bintang, dan diberikan dalam satuan km / s . Gerak diri bintang ditentukan oleh pengukuran astrometric tepat dalam satuan mili- detik busur (mas) per tahun. Dengan menentukan parallax dari bintang, gerakan yang tepat maka dapat diubah menjadi unit kecepatan. Bintang dengan tingkat tinggi gerak kemungkinan akan relatif dekat dengan Matahari, membuat mereka kandidat yang baik untuk pengukuran paralaks. [96]
Setelah kedua tingkat gerakan diketahui, kecepatan ruang bintang relatif terhadap Matahari atau galaksi dapat dihitung. Di antara bintang-bintang terdekat, telah ditemukan bahwa populasi bintang saya telah kecepatan umumnya lebih rendah dari yang lebih tua, bintang-bintang populasi II. Yang terakhir ini memiliki orbit elips yang cenderung bidang galaksi. [97] Perbandingan kinematika bintang-bintang di dekatnya juga telah menyebabkan identifikasi asosiasi bintang . Ini adalah kelompok paling mungkin bintang yang berbagi titik umum asal dalam awan molekul raksasa. [98]
Medan gaya
Artikel utama: medan magnet Stellar
Muda, cepat berputar bintang cenderung memiliki tingkat tinggi aktivitas permukaan karena medan magnet mereka. Medan magnet dapat bertindak atas angin bintang bintang, bagaimanapun, berfungsi sebagai rem untuk secara bertahap memperlambat laju rotasi sebagai bintang tumbuh lebih tua. Jadi, bintang yang lebih tua seperti Matahari memiliki tingkat jauh lebih lambat rotasi dan tingkat yang lebih rendah dari aktivitas permukaan. Tingkat aktivitas dari bintang berputar perlahan-lahan cenderung bervariasi secara siklis dan dapat ditutup sama sekali untuk waktu. [100] Selama minimal bersungut , misalnya, Matahari menjalani periode 70 tahun dengan hampir tidak ada aktivitas sunspot.
Massa
Salah satu bintang paling masif dikenal adalah Eta Carinae , [101] dengan 100-150 kali massa Matahari sebanyak; umur nya sangat pendek hanya beberapa juta tahun paling banyak. Sebuah studi tentang klaster Arches menunjukkan bahwa 150 massa matahari adalah batas atas untuk bintang di era saat alam semesta. [102] Alasan untuk batas ini tidak diketahui secara tepat, tetapi sebagian disebabkan oleh Eddington luminositas yang mendefinisikan maksimum jumlah luminositas yang dapat melewati atmosfer bintang tanpa mendepak gas ke ruang angkasa. Namun, sebuah bintang bernama R136a1 di cluster 136a bintang RMC telah diukur pada 265 massa matahari, menempatkan batas ini dipertanyakan. [103]
Dengan massa hanya 93 kali dari Yupiter , AB Doradus C , pendamping AB Doradus A, adalah bintang terkecil dikenal mengalami fusi nuklir di intinya. [105] Untuk bintang-bintang dengan metallicity mirip dengan Matahari, massa minimum teoritis bintang dapat memiliki, dan masih menjalani fusi di inti, diperkirakan menjadi sekitar 75 kali massa Jupiter. [106] [107] Ketika metallicity sangat rendah, bagaimanapun, sebuah studi baru-baru ini bintang-bintang samar menemukan bahwa minimum ukuran bintang tampaknya menjadi sekitar 8,3% dari massa matahari, atau sekitar 87 kali massa Jupiter. [107] [108] tubuh yang lebih kecil disebut katai coklat , yang menempati wilayah abu-abu buruk didefinisikan antara bintang dan gas raksasa .
Kombinasi dari radius dan massa dari bintang menentukan gravitasi permukaan. Bintang-bintang raksasa memiliki gravitasi permukaan jauh lebih rendah dari bintang deret utama, sedangkan sebaliknya adalah kasus untuk merosot, bintang kompak seperti katai putih. Gravitasi permukaan dapat mempengaruhi penampilan spektrum bintang, dengan gravitasi yang lebih tinggi menyebabkan perluasan garis penyerapan . [32]
Bintang kadang-kadang dikelompokkan oleh massa berdasarkan perilaku evolusioner mereka ketika mereka mendekati akhir masa hidup fusi nuklir mereka. Bintang bermassa sangat rendah dengan massa di bawah 0,5 massa matahari tidak memasuki cabang raksasa asimtotik (AGB) tapi berevolusi langsung ke katai putih. Rendah massa bintang dengan massa di bawah sekitar 1,8-2,2 massa matahari (tergantung pada komposisi) melakukan memasuki AGB, di mana mereka mengembangkan merosot inti helium. Menengah bintang-bintang bermassa mengalami fusi helium dan mengembangkan degenerasi inti karbon-oksigen. bintang masif memiliki minimal massa 7-10 massa matahari, tapi ini mungkin serendah 5-6 massa matahari. Bintang-bintang ini mengalami fusi karbon , dengan kehidupan mereka yang berakhir dengan runtuhnya inti supernova ledakan. [109]
Rotasi
Artikel utama: rotasi Stellar
Tingkat rotasi bintang dapat diperkirakan melalui pengukuran spektroskopi , atau lebih tepatnya ditentukan dengan melacak tingkat rotasi starspots . Bintang muda dapat memiliki tingkat rotasi yang cepat lebih besar dari 100 km / s di khatulistiwa. B-kelas bintang Achernar , misalnya, memiliki kecepatan rotasi khatulistiwa sekitar 225 km / s atau lebih, memberikan diameter khatulistiwa yang lebih dari 50% lebih besar dari jarak antara kutub. Tingkat rotasi tepat di bawah kecepatan kritis 300 km / s di mana bintang akan pecah. [110] Sebaliknya, Matahari hanya berputar sekali setiap 25 - 35 hari, dengan kecepatan 1,994 khatulistiwa km / s. Medan magnet bintang dan angin bintang berfungsi untuk memperlambat bintang deret utama yang kecepatan rotasi dengan jumlah yang signifikan seperti yang berkembang pada urutan utama. [111] Bintang merosot telah dikontrak menjadi massa kompak, sehingga tingkat yang cepat rotasi. Namun mereka memiliki tingkat yang relatif rendah rotasi dibandingkan dengan apa yang akan diharapkan oleh konservasi momentum sudut -kecenderungan tubuh berputar untuk mengkompensasi kontraksi dalam ukuran dengan meningkatkan laju spin. Sebagian besar momentum sudut bintang adalah hilang sebagai akibat dari kehilangan massa melalui angin bintang. [112] Meskipun demikian, laju rotasi untuk sebuah pulsar bisa sangat cepat. Pulsar di jantung nebula Kepiting , misalnya, berputar 30 kali per detik. [113] Tingkat rotasi pulsar secara bertahap akan lambat karena emisi radiasi.
Suhu
Suhu permukaan bintang deret utama ditentukan oleh tingkat produksi energi pada inti dan jari-jari bintang dan sering diperkirakan dari bintang indeks warna . [114] Hal ini biasanya diberikan sebagai temperatur efektif , yang merupakan suhu suatu ideal benda hitam yang memancarkan energi pada luminositas yang sama per luas permukaan sebagai bintang. Perhatikan bahwa suhu efektif hanya nilai representatif, bagaimanapun, sebagai bintang benar-benar memiliki gradien suhu yang menurun dengan jarak meningkat dari inti. [115] Suhu di wilayah inti bintang adalah beberapa juta kelvin . [116]Suhu bintang akan menentukan tingkat energization atau ionisasi unsur yang berbeda, sehingga garis penyerapan dalam spektrum karakteristik. Suhu permukaan bintang, bersama dengan visual magnitudo mutlak dan fitur penyerapan, digunakan untuk mengklasifikasikan sebuah bintang (lihat klasifikasi di bawah). [32]
Bintang deret utama besar dapat memiliki temperatur permukaan 50.000 K . Bintang yang lebih kecil seperti Matahari memiliki temperatur permukaan beberapa ribu K . Raksasa merah memiliki suhu permukaan yang relatif rendah sekitar 3.600 K, tetapi mereka juga memiliki luminositas tinggi karena area permukaan besar mereka eksterior. [117]
Radiasi
Energi yang dihasilkan oleh bintang-bintang, sebagai produk sampingan dari fusi nuklir, memancarkan ke angkasa baik sebagai radiasi elektromagnetik dan radiasi partikel . Radiasi partikel yang dipancarkan oleh sebuah bintang dimanifestasikan sebagai angin bintang [118] (yang ada sebagai aliran partikel bermuatan listrik, seperti bebas proton , partikel alpha , dan partikel beta , berasal dari lapisan terluar bintang) dan sebagai aliran neutrino yang berasal dari inti bintang.Produksi energi pada inti adalah alasan mengapa bintang-bintang bersinar begitu terang: setiap kali dua atau lebih inti atom dari satu elemen sekering bersama-sama untuk membentuk inti atom dari unsur yang lebih berat baru, sinar gamma foton yang dilepaskan dari reaksi fusi nuklir. Energi ini dikonversi menjadi bentuk lain dari energi elektromagnetik , termasuk cahaya tampak , pada saat mencapai lapisan luar bintang.
The warna bintang, sebagaimana ditentukan oleh puncak frekuensi dari cahaya tampak, tergantung pada suhu lapisan luar bintang, termasuk yang fotosfer . [119] Selain itu cahaya tampak, bintang juga memancarkan bentuk radiasi elektromagnetik yang terlihat oleh mata manusia . Bahkan, radiasi elektromagnetik bintang mencakup seluruh spektrum elektromagnetik , dari terpanjang panjang gelombang dari gelombang radio dan inframerah pada panjang gelombang terpendek ultraviolet , sinar-X , dan sinar gamma. Semua komponen radiasi elektromagnetik bintang, baik terlihat dan tak terlihat, biasanya signifikan.
Menggunakan spektrum bintang , astronom juga dapat menentukan temperatur permukaan, gravitasi permukaan , metallicity dan rotasi kecepatan bintang. Jika jarak bintang diketahui, seperti dengan mengukur paralaks, maka luminositas bintang dapat diturunkan. Massa, radius, gravitasi permukaan, dan periode rotasi kemudian dapat diperkirakan berdasarkan model bintang. (Misa dapat diukur secara langsung untuk bintang dalam sistem biner Teknik. microlensing gravitasi juga akan menghasilkan massa bintang) [120] Dengan parameter ini, para astronom juga dapat memperkirakan umur bintang. [121]
Kilau
Dalam astronomi, luminositas adalah jumlah cahaya , dan bentuk lain dari energi radiasi , bintang memancarkan per unit waktu . Luminositas dari sebuah bintang ditentukan oleh radius dan suhu permukaan. Namun, banyak bintang tidak memancarkan seragam fluks -jumlah energi yang dipancarkan per satuan luas-di seluruh permukaan mereka. Dengan cepat berputar Bintang Vega , misalnya, memiliki fluks energi yang lebih tinggi di kutub dibanding bersama nya khatulistiwa . [122]Patch permukaan dengan suhu yang lebih rendah dan luminositas dari rata-rata dikenal sebagai starspots . Bintang kerdil kecil, seperti Matahari umumnya memiliki disk dasarnya sifat khusus dengan hanya starspots kecil. Lebih besar, bintang-bintang raksasa telah jauh lebih besar, starspots jauh lebih jelas, [123] dan mereka juga menunjukkan bintang yang kuat tungkai gelap . Artinya, kecerahan berkurang menuju tepi dari disk bintang. [124] Merah kurcaci suar bintang seperti UV Ceti mungkin juga memiliki fitur starspot menonjol. [125]
Besarnya
Artikel utama: magnitudo semu dan magnitudo mutlak
Kontradiksi antara kecerahan bintang adalah diukur oleh nya magnitudo tampak , yang merupakan kecerahan bintang sehubungan dengan luminositas bintang, jarak dari Bumi, dan mengubah cahaya bintang saat melewati atmosfer Bumi. Magnitudo absolut intrinsik atau berhubungan langsung dengan luminositas sebuah bintang dan apa yang magnitudo tampak bintang akan jika jarak antara bumi dan bintang itu 10 parsecs (32,6 tahun cahaya). | Nyata besarnya | Nomor Bintang [126] |
|---|---|
| 0 | 4 |
| 1 | 15 |
| 2 | 48 |
| 3 | 171 |
| 4 | 513 |
| 5 | 1,602 |
| 6 | 4,800 |
| 7 | 14,000 |
Pada kedua skala magnitudo tampak dan mutlak, semakin kecil jumlah besarnya, terang bintang, semakin besar jumlah besarnya, redup itu. Bintang-bintang terang, pada skala baik, memiliki jumlah besar negatif. Variasi dalam kecerahan (L Δ) antara dua bintang dihitung dengan mengurangkan jumlah besarnya bintang terang (m b) dari jumlah besarnya bintang redup (m f), kemudian menggunakan perbedaan sebagai eksponen untuk jumlah dasar 2,512, yang mengatakan:
- Δ m = m f - m b
- 2,512 Δ Δ m = L
Matahari memiliki magnitudo tampak dari -26,7, namun besarnya mutlak hanya 4,83. Sirius, bintang paling terang di langit malam seperti yang terlihat dari Bumi, adalah sekitar 23 kali lebih cemerlang dari Matahari, sementara Canopus , bintang paling terang kedua di langit malam dengan magnitudo mutlak -5,53, adalah sekitar 14.000 kali lebih cemerlang dari Matahari. Meskipun Canopus yang jauh lebih cemerlang dari Sirius, bagaimanapun, Sirius muncul lebih terang dari Canopus. Hal ini karena Sirius hanyalah 8,6 tahun cahaya dari Bumi, sementara Canopus jauh lebih jauh pada jarak 310 tahun cahaya.
Pada 2006, bintang dengan magnitudo absolut tertinggi diketahui adalah LBV 1806-20 , dengan besarnya -14,2. Bintang ini setidaknya 5.000.000 kali lebih cemerlang dari Matahari. [128] Bintang-bintang bercahaya setidaknya yang saat ini dikenal terletak di NGC 6397 cluster. Kurcaci merah samar di cluster yang besarnya 26, sementara berkekuatan 28 kerdil putih juga ditemukan. Bintang-bintang samar begitu redup bahwa cahaya mereka seterang lilin ulang tahun di Bulan bila dilihat dari Bumi. [129]
Klasifikasi
| Kelas | Suhu | Contoh Bintang |
|---|---|---|
| O | 33.000 K atau lebih | Zeta Ophiuchi |
| B | 10,500-30,000 K | Rigel |
| Sebuah | 7,500-10,000 K | Altair |
| F | 6,000-7,200 K | Sebuah Procyon |
| G | 5,500-6,000 K | Sun |
| K | 4,000-5,250 K | Epsilon Indi |
| M | 2,600-3,850 K | Proxima Centauri |
Artikel utama: klasifikasi Stellar
Sistem klasifikasi saat bintang berasal dari awal abad 20, ketika bintang diklasifikasikan dari A ke Q berdasarkan kekuatan garis hidrogen . [131] Hal itu tidak diketahui pada waktu itu pengaruh besar pada kekuatan line suhu; kekuatan garis hidrogen mencapai puncaknya pada lebih dari 9000 K, dan lemah pada kedua suhu panas dan dingin. Ketika klasifikasi ini mengatur kembali oleh suhu, lebih mirip skema yang modern. [132] Ada yang berbeda huruf tunggal klasifikasi bintang sesuai spektrum mereka, mulai dari tipe O, yang sangat panas, ke M, yang begitu dingin yang dapat membentuk molekul di atmosfer mereka. Klasifikasi utamanya dalam rangka penurunan temperatur permukaan adalah: O, B, A, F, G, K, dan M. Berbagai jenis langka telah klasifikasi spektral khusus. Yang paling umum ini adalah tipe L dan T, yang mengklasifikasikan rendah massa bintang dan terdingin katai coklat. Setiap huruf memiliki 10 sub-divisi, nomor dari 0 sampai 9, dalam rangka penurunan suhu. Namun, sistem ini rusak pada suhu tinggi ekstrim:. Kelas O0 O1 bintang dan mungkin tidak ada [133]
Selain itu, bintang-bintang dapat diklasifikasikan oleh efek luminositas ditemukan dalam garis spektral mereka, yang sesuai dengan ukuran ruang dan ditentukan oleh gravitasi permukaan. Ini berkisar dari 0 ( hypergiants ) melalui III ( raksasa ) ke V (dwarf deret utama), beberapa penulis menambahkan VII (putih kerdil). Kebanyakan bintang milik deret utama , yang terdiri dari biasa hidrogen pembakaran bintang. Ini jatuh di sepanjang sebuah band, sempit diagonal ketika digambarkan sesuai dengan magnitudo absolut mereka dan jenis spektral. [133] Matahari adalah urutan G2V utama kuning kerdil, karena suhu menengah dan ukuran biasa.
Nomenklatur tambahan, dalam bentuk huruf, dapat mengikuti jenis spektral untuk menunjukkan ciri khas dari spektrum. Sebagai contoh, sebuah "e" dapat menunjukkan adanya emisi garis;. "M" merupakan tingkat yang luar biasa kuat dari logam, dan "var" dapat berarti variasi dalam jenis spektral [133]
Bintang kerdil putih memiliki kelas sendiri yang dimulai dengan D huruf. Hal ini lebih sub-dibagi ke dalam kelas DA, DB, DC, DO, DZ, dan DQ, tergantung pada jenis garis yang menonjol ditemukan dalam spektrum. Ini diikuti dengan sebuah nilai numerik yang menunjukkan indeks suhu. [134]
Bintang variabel
Artikel utama: Bintang Variabel
Bintang variabel memiliki perubahan periodik atau acak pada luminositas karena sifat intrinsik atau ekstrinsik. Dari bintang-bintang variabel intrinsik, jenis primer dapat dibagi menjadi tiga kelompok utama. 
Selama evolusi bintang mereka, beberapa bintang melewati tahap di mana mereka bisa menjadi variabel berdenyut. Bintang variabel berdenyut bervariasi dalam radius dan luminositas dari waktu ke waktu, memperluas dan kontrak dengan periode mulai dari menit ke tahun, tergantung pada ukuran bintang. Kategori ini mencakup bintang Cepheid dan Cepheid-seperti , dan periode panjang variabel seperti Mira . [135]
Variabel erupsi adalah bintang-bintang yang mengalami peningkatan mendadak luminositas karena flare atau peristiwa massa ejeksi. [135] Kelompok ini mencakup protostars, Wolf-Rayet bintang, dan bintang-bintang Flare , serta bintang-bintang raksasa dan maharaksasa.
Variabel bencana atau ledakan mengalami perubahan dramatis dalam sifat mereka. Kelompok ini mencakup nova dan supernova. Sebuah sistem bintang biner yang mencakup kerdil putih di dekatnya dapat menghasilkan jenis tertentu dari ledakan bintang yang spektakuler, termasuk nova dan supernova 1a Tipe. [4] Ledakan ini dibuat ketika kerdil putih accretes hidrogen dari bintang pendamping, membangun massa sampai hidrogen mengalami fusi. [136] novae Beberapa juga berulang, setelah ledakan periodik amplitudo moderat. [135]
Bintang juga dapat bervariasi dalam luminositas karena faktor-faktor ekstrinsik, seperti gerhana binari, serta bintang berputar yang menghasilkan starspots ekstrim. [135] Sebuah contoh penting dari biner gerhana adalah Algol, yang secara teratur bervariasi besarnya 2,3-3,5 selama periode 2,87 hari.
Struktur
Artikel utama: struktur Stellar
Interior bintang stabil dalam keadaan kesetimbangan hidrostatik : kekuatan pada setiap volume kecil hampir persis mengimbangi satu sama lain. Kekuatan yang seimbang gaya gravitasi ke dalam dan kekuatan luar karena tekanan gradien dalam bintang. Para gradien tekanan didirikan oleh gradien suhu plasma, bagian luar bintang itu ialah dingin dari inti. Suhu di inti dari urutan utama atau bintang raksasa yang setidaknya di urutan 10 7 K . Suhu dan tekanan yang dihasilkan pada inti hidrogen-pembakaran sebuah bintang deret utama yang cukup untuk fusi nuklir terjadi dan untuk energi yang cukup untuk diproduksi untuk mencegah keruntuhan lebih lanjut bintang. [137] [138] Sebagai inti atom yang menyatu di inti, mereka memancarkan energi dalam bentuk sinar gamma . Foton berinteraksi dengan plasma sekitarnya, menambah energi panas pada inti. Bintang pada urutan utama mengubah hidrogen menjadi helium, menciptakan meningkatkan proporsi perlahan tapi pasti dari helium di inti. Akhirnya isi helium menjadi dominan dan produksi energi berhenti di inti. Sebaliknya, untuk bintang lebih dari 0,4 massa matahari, fusi terjadi di shell perlahan memperluas sekitar merosot inti helium. [139]
Selain kesetimbangan hidrostatik, interior bintang stabil juga akan mempertahankan keseimbangan energi kesetimbangan termal . Ada gradien suhu radial seluruh interior yang menghasilkan fluks energi yang mengalir ke luar. Fluks energi keluar meninggalkan setiap lapisan dalam bintang persis akan cocok dengan fluks yang masuk dari bawah.
Terjadinya konveksi di luar amplop sebuah bintang deret utama tergantung pada massa. Bintang dengan beberapa kali massa Matahari memiliki zona konveksi jauh di dalam interior dan zona radiasi di lapisan luar. Bintang yang lebih kecil seperti Matahari adalah kebalikannya, dengan zona konvektif terletak di lapisan luar. [140] bintang kerdil Merah dengan kurang dari 0,4 massa matahari adalah seluruh konvektif, yang mencegah akumulasi dari inti helium. [2] Untuk bintang paling zona konvektif juga akan bervariasi dari waktu ke waktu sebagai usia bintang dan konstitusi interior yang diubah. [138]
Bagian dari sebuah bintang yang terlihat oleh seorang pengamat disebut fotosfer . Ini adalah lapisan di mana plasma bintang menjadi transparan terhadap foton cahaya. Dari sini, energi yang dihasilkan pada intinya menjadi bebas untuk menyebarkan keluar ke angkasa. Ini adalah dalam fotosfer yang bintik-bintik matahari , atau wilayah lebih rendah dari suhu rata-rata, muncul.
Di atas tingkat fotosfer adalah atmosfer bintang . Dalam sebuah bintang deret utama seperti Sun, tingkat terendah atmosfer tipis kromosfer wilayah, di mana spikula muncul dan flare bintang dimulai. Hal ini dikelilingi oleh wilayah transisi, dimana suhu meningkat dengan cepat dalam jarak hanya 100 km (62 mil). Luar ini adalah corona , volume super-panas plasma yang dapat memperpanjang ke luar untuk beberapa juta kilometer. [141] Keberadaan korona muncul menjadi tergantung pada zona konvektif di lapisan luar bintang. [140] Meskipun suhu tinggi, korona memancarkan cahaya sangat sedikit. Wilayah korona Matahari biasanya hanya terlihat selama gerhana matahari .
Dari corona, sebuah angin bintang partikel plasma memperluas keluar dari bintang, menyebarkan sampai berinteraksi dengan medium antarbintang . Untuk Matahari, pengaruh nya angin matahari meluas di seluruh wilayah berbentuk gelembung dari heliosphere . [142]
Reaksi fusi nuklir jalur
Artikel utama: nukleosintesis Stellar
Sekilas rantai proton-proton
Siklus karbon-nitrogen-oksigen
Proses fusi hidrogen adalah suhu-sensitif, jadi peningkatan moderat di suhu inti akan menghasilkan peningkatan yang signifikan pada tingkat fusi. Akibatnya suhu inti bintang-bintang deret utama hanya bervariasi dari 4 juta Kelvin untuk bintang kelas-M kecil untuk 40 juta Kelvin untuk bintang kelas O besar. [116]
Di Matahari, dengan 10-juta kelvin, hidrogen sekering inti untuk membentuk helium dalam reaksi berantai proton-proton : [143]
- 4 1 H 2 → 2 H + 2 e + + 2 ν e (4.0 M eV + 1.0 MeV)
- 2 1 H + 2 H 2 → 2 3 Dia + 2 γ (5,5 MeV)
- 2 3 Ia → 4 Dia + 2 1 H (12.9 MeV)
- 4 1 H → 4 He + 2e + + 2γ + 2ν e (26,7 MeV)
| Elemen | Surya massa |
|---|---|
| Hidrogen | 0.01 |
| Helium | 0.4 |
| Karbon | 5 [144] |
| Neon | 8 |
Dalam bintang berevolusi dengan core di 100 juta Kelvin dan massa antara 0,5 dan 10 massa matahari, helium dapat diubah menjadi karbon dalam proses triple-alpha yang menggunakan elemen antara berilium : [143]
- 4 Dia + 4 + 92 keV Dia → 8 * Jadilah
- 4 Dia + 8 + 67 * Jadilah keV → 12 * C
- 12 * C → 12 C + + 7.4 MeV γ
- 3 4 Dia → 12 C + + 7.2 MeV γ
Contoh di bawah ini menunjukkan jumlah waktu yang diperlukan untuk bintang 20 massa matahari untuk mengkonsumsi semua bahan bakar nuklirnya. Sebagai bintang urutan O-kelas utama, itu akan menjadi 8 kali radius matahari dan 62.000 kali luminositas Matahari. [145]
| Bahan bakar materi | Suhu (Juta kelvin) | Kepadatan (Kg / cm 3) | Membakar durasi (Τ dalam tahun) |
|---|---|---|---|
| H | 37 | 0.0045 | 8,1 juta |
| Dia | 188 | 0.97 | 1,2 juta |
| C | 870 | 170 | 976 |
| Ne | 1,570 | 3,100 | 0.6 |
| O | 1,980 | 5,550 | 1.25 |
| S / Si | 3,340 | 33,400 | 0,0315 [146] |
Tidak ada komentar:
Posting Komentar